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raggi chimici, souo la causa prima della digerente distribuzione dell'energia 

 nello spettro. Esse hanno maggiore importanza di quanto generalmente si 

 ammetta. Intorno alla doppia riga D egli non trova spazio grosso quanto un ca- 

 pello che non ne contenga. Neil' intervallo fra le due righe D si contano 

 una dozzina di alternazioni fra massimo splendore e quasi estinzione di luce. 



« Finalmente in un recentissimo lavoro di Abney (') si parla anche 

 di misure fotospettrometriche eseguite in stazioni ad altezze molto diverse. 

 Per eliminare dalla ricerca del massimo d' intensità luminosa la influenza della 

 variabile intensità della luce bianca incidente, egli confronta le ombre pro- 

 iettate da un sottile filamento illuminato dalla luce bianca riflessa dalla 

 prima faccia del prisma e da una data luce monocromatica. Egli trova così, 

 d'accordo con quanto ha trovato Langley per l'energia termica, che il massimo 

 d' intensità luminosa si sposta sempre più verso il rosso, quanto maggior 

 massa d'aria traversi il raggio luminoso prima di giungere al prisma. 



« Tutte le ricerche che sono venuto esponendo concordano adunque nel 

 dimostrare che nello spettro solare non esistono dei massimi di energia 

 termica, luminosa e chimica ben definiti e costanti, ma che col variare delle 

 condizioni atmosferiche la distribuzione dell'energia nello spettro varii, e varii 

 indipendentemente dall' intensità totale del raggio incidente. Si potrebbe cre- 

 dere che solo la massa d'aria soprastante all'osservatore influisse sopra queste 

 variazioni, ma è possibile dimostrare che le oscillazioni barometriche e termo- 

 metriche mentre spiegano una parte delle variazioni che si riscontrano nello 

 spettro, la maggior parte però di queste va attribuita ad altra causa. 



« Langley stabilisce una forinola per determinare l'assorbimento dell'at- 

 mosfera su di un dato raggio ( 2 ), e 1' applica a desumere dalle indicazioni 

 del bolometro quale dovrebbe essere la distribuzione dell'energia termica in 

 uno spettro ottenuto al limite della nostra atmosfera. 



« Chiamando D la deviazione che si avrebbe dal bolometro collocato 

 in una zona dello spettro ottenuto al limite dell'atmosfera, ci quella che si 

 ottiene nella stessa zona ma con uno spettro ottenuto nel luogo d'osserva- 

 zione con una altezza barometrica h si ha: 



dove d,. e d 2 sono le deviazioni ottenute dall' istrumento osservando a sole 

 alto ed a sole basso, h x ed h 2 le altezze barometriche nel momento delle due 

 osservazioni, m x ed m 2 due coefficienti così espressi: 



D ~ 



d 



vi = 



0,0174 X rifrazione tavolare 

 cos. altezza apparente 



(') Nature 1887, voi. XXXV, pag. 498. 

 ( 2 ) Phil, Mag. V, 1883, voi. XV, pag. 153. 



