r 5. Riassumendo : In ogni punto della massa considerata, le quantità di 

 energia propagatisi sono: 



se 



(1) l <p x = e n 



(13) \ <p* = e a n — e n 



I l—Ya -Y^ x - 



(17) 9* = 7zdr e 



e quindi si propaga verso l'interno 



(19) , -Y»% 



(Pi + <P2 = e 



mentre verso l'esterno si propaga la quantità : 



(20, »-I=£r< 



1 + fa 



Entrambe seguono la legge esponenziale mentre la (13) no, e presenta un 

 massimo per una profondità 



n log a 

 2l-t/a 



che cresce con n , cioè con la rarefazione della massa, e col diminuire di a . 

 L'assorbimento totale e il potere riflettente saranno: 



(21) A = a + A 2 + A 3 = 2 — ^-=>«' 



1+Va 



(22) É = ^5. 



1 + 1/ a 



Il rapporto 



(23) ^ 



ci dice che l'efficacia della suddivisione della massa è tauto maggiore quanto a 

 è più piccolo, per cui se nelle diverse parti dello spettro a presenta notevoli 

 differenze, A le presenterà molto attenuate. 



Le curve della tìg. 2 fanno vedere come dipendano A e E. da a. Si vede 

 p. es. che, mentre a varia da 0,9 a 0,5, A varia da 0,974 a 0,829 e poiché 

 non è probabile che a assuma valori piccoli possiamo ammettere che l'emis- 

 sione e l'assorbimento siano sensibilmente eguali a quelli del corpo nero. 



Non è forse inopportuno notare che vale anche la legge del coseno e 

 che per conseguenza le variazioni d'intensità sul disco solare sono dovute 

 esclusivamente all'assorbimento "deìf atmosfera solare. 



Rendiconti. 1909, Voi. XVIII. 2° Sem. 



