UEBER DIE TOTALE SONNENFINSTERNIS VOM 30. AUGUST 1905. 
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Die abgescliwäcliten Sonnenspektren wurden erzeugt, indem ein kleiner 
Kollimator vor die Prismenkamera gesetzt wurde, in dessen Fokalebene sich ein 
keilförmiger Spalt befand. 
§ 10. Theorie. 
Es ist zunächst zu überlegen, wie die gesamte photographische "Wirkung 
an irgend einer Stelle des durch die Prismenkamera erzeugten Koronaspektrums 
zu Stande kommt. 
Eine bestimmte Stelle in dem Spektralbilde wollen wir durch zwei recht- 
winkliche Koordinaten <? und r} bezeichnen, 6 parallel, ij senkrecht zur Er- 
streckung des Spektrums gezählt. Als Nullpunkt wählen wir den Punkt des 
Bildes, in welchen sich der Sonnenmittelpunkt abbilden würde, wenn er nur mit 
der Wellenlänge 441 ftft (der aktinischsten Stelle des Spektrums) strahlte. Auf 
der andern Seite möge eine bestimmte Stelle in einem Koronabilde, wie es bei 
monochromatischer Abbildung erscheinen würde, durch die ebenso gerichteten 
Koordinaten £; und festgelegt werden, welche vom Mittelpunkt eines solchen 
monochromatischen Bildes aus gezählt werden sollen. Der Sonnenradius sei B, 
die Entfernung eines Punktes vom Sonnenmittelpunkt r = \J^^ + rf. Alle diese 
Grrössen sollen in mm auf der photographischen Platte gemessen werden. 
Die Korona werde als symmetrisch um den Sonnenmittelpunkt verteilt an- 
genommen und ihre Helligkeit in der Entfernung für die Wellenlänge k, 
bezogen auf die mittlere Flächenhelligkeit der Sonne in der gleichen Wellen- 
länge, sei: 
i{r).(p{X). 
Um Willkürlichkeiten zu vermeiden, werde für A = 441 /xft der Faktor 
qo(A) = 1 gesetzt, sodass für diese Wellenlänge i(r) direkt das Verhältnis der 
Koronahelligkeit zur Sonnenhelligkeit angiebt. Mit dem Produktansatz ist übrigens 
ausgedrückt, dass verschiedene Färbung verschiedener Teile der Korona ver- 
nachlässigt werden soll. 
Statt der Wellenlängen führen wir besser gleich die Abmessungen in dem 
von der Prismenkamera gelieferten Spektrum ein. Es bezeichne ft(/l) die Länge 
des Spektrums zwischen der Wellenlänge 441 ^fi und der Wellenlänge A, positiv 
für die grösseren Wellenlängen gezählt, und es sei: 
Schliesslich werde die aktinische Wirkung des Sonnenspektrums für das Wellen- 
längengebiet A bis A -f cU durch J (A) dl gegeben und es sei : 
sodass -Sr(ft) direkt die photographische Intensität der verschiedenen Teile eines 
mit der Prismenkamera entworfenen reinen Sonnenspektrums darstellt. 
Nunmehr lässt sich die gesamte aktinische Wirkung A der Korona an der 
durch die Koordinaten 6, ij bestimmten Plattenstelle leicht ausdrücken. Zu der 
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