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der Sonne bedeutet. Bei seinen Versuchen benutzte er das Glan- 

 Vogelsche Spektralphotometer und fand als Transmissionskoeffizienten 

 der Atmosphäre für die einzelnen Wellenlängen /: 



A.106 



P 



666 



0.885 



598 



0.819 



550 



0.782 



486 



0.723 



462 



0.681 



442 



0.640 



Hiernach ist also der Transmissionskoeffizient p für die 

 einzelnen Farben verschieden und nimmt für die mehr brechbaren 

 Strahlen ab. Als Transmissionskoeffizient der gesamten Licht- 

 strahlung der Sonne berechnete Müller p = 0,8250. 



Crova und Lagarde^) beobachteten ebenfalls nur die 

 Änderung eines Teiles des Sonnenspektrums und suchten die 

 Sonnenenergie für eine dem hellen Teile des Spektrums ent- 

 sprechende Farbe, nämlich für grün, zu bestimmen. Indem sie 

 durch eine monochromatische Flüssigkeit hindurch die Helligkeit 

 der Sonne mit der einer Carcellampe verglichen, berechneten sie 

 die Intensität des Sonnenlichtes auf etwa 8500 Carcels. 



Carl Michalke^), der mit Hülfe des Weberschen Milch- 

 glasplattenphotometers Sonnenbeobachtungen für rotes und grünes 

 Licht anstellte, fand die Lambertsche Gleichung auch für nicht 

 völlig homogenes Licht bestätigt und berechnete die Solarkonstante 

 für rotes Licht (l = 630.6) A =- 43960 Hefnerkerzen. Als Trans- 

 missionskoefficienten an klaren Tagen fand er 

 für rotes Licht p = 0,7952; 

 für grünes Licht p = 0,7211. 



Die Gültigkeit der von Müller und Crova gefundenen Re- 

 sultate wurde von Langley'^) in Zweifel gezogen. Langley mass 

 mitteist des von ihm konstruierten Bolometers die Änderung der 



1) Comptes rendus Txcv pag. 1271 und Txcvii p. 124. 



2) Carl Michalke. Untersuchungen über die Extinktion des Sonnen- 

 lichtes in der Atmosphäre. Inaug. Dissert. Breslau 1886. 



3) Langley. Über den Betrag der atmosphärischen Absorption (Phil. Mag. 

 vol. XVill 1884J übersetzt im Repert. der Physik. Bd. 21 1885. 



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