1150 Sitzung der phys.-math. Classe v. 22.Dec. — Mittheilung v. 28. Mai 1891. 



Überdies gilt, wie schon Lambert nachgewiesen hat, für diese Function 

 Q = (p{ß) die Gleichung 



cp{ß) = cp{~ß), 



d. h. tniter gleicher Breite gelegene Punkte der nördlichen und süd- 

 lichen Hemisphaere erhalten im Laufe eines Jahres die gleichen Wärme- 

 summen diu'ch Strahlung. 



Man kann demnach die Gleichung (2) auch in die Form bringen: 



Ö = 47rr" U{ß) cos ßdß. (4) 



Die Werthe der Function ^(/3) sind nach den Untersuchungen 

 von Meech und Wiener' angebbar und nur noch mit der Unsicher- 

 heit behaftet, wie sie der als Coefficient auftretenden Solarcon staute 

 innewohnt. 



Übrigens erhält man den Werth von Q bekanntlich auch auf die 

 einfachste Weise aus der Überlegung, dass die der ganzen Erde inner- 

 halb eines gegel)enen Zeitraumes zukommende Strahlensumme jener 

 gleich ist, welche auf den zur Verbindungslinie von Erde imd Sonne 

 senkrecht stehenden grössten Kreis der ersteren trifft. 



Es ist demnach auch 



Ö = 7rr'TS (5) 



wenn man die Solarconstante mit S bezeichnet und diese für die 

 mittlere Entfernung zwischen Erde und Sonne bestimmt ansieht. 



Auch für Q lassen sich cähnliche aber bei weitem nicht so ein- 

 fache Formeln aufstellen. 



Es gilt nämlich für Q ebenfalls die Formel 



Ö = r- IdÄ IQcosßdß (6) 



aber die Grösse Q ist nicht wie Q nur eine Function der geographischen 

 Breite, sondern auch eine solche der Länge, insoferne für die Aus- 

 strahlung die individuelle Beschaffenheit jedes einzelnen Elementes der 

 Begrenzungsfläche bez. des unterhalb gelegenen Theiles der Atmo- 

 sphaere und der Erdoberfläche in Betracht kommt. 



Die Strahlensumme, welche ein an der äussersten Grenze der 

 Atmosphaere gelegenes Element im Laufe eines Jahres von der Sonne 

 erhält, hängt nur von der geographischen Breite ab, die Menge, 



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