UEBER DIE TOTALE SONNENFINSTERNIS VOM 30. AUGUST 1905. 
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beschränkt, da diese das hellste und reinste Spektrum geben. Diese Beschrän- 
kung soll auch hier gleich eingeführt werden, und es soll zur Abkürzung: 
A (6, E) = Ä (0), i (SJR' +(6- ^y) = h{6- Ii) 
geschrieben werden. Das Beobachtungs verfahren lief darauf hinaus, in dem Ko- 
ronaspektrum und in dem Vergleichsspektrurn Stellen mit gleichem (?((? = <?') 
zu betrachten und diejenige Spaltbreite, den Wert von rj' heraus zu suchen, für 
welchen die Helligkeit in beiden Spektren gleich {B — A) wurde. Für jede 
Wellenlänge, jedes 6 ergiebt sich ein solches rj' = und es gilt dann: • 
3) Ai6) = j^'^h{6~^)^p{il)K{^),U ^(^-^'j'^^K{6). 
■ oo 
Diese Grleichung stellt das unmittelbare Resultat der Beobachtungen dar. Wir 
werden im Folgenden zur Abkürzung noch setzen: 
4) ^(^)\.W = *^«) 
und '9' (ff) als „Helligkeit des unreinen Spektrums" bezeichnen. 
Welche Angaben über die Funktionen h und -4) lassen sich auf Grund der 
Grleichung (3) machen, wenn d-{6) durch die Beobachtung gegeben ist? 
Wäre das Koronaspektrum rein, // nur für sehr kleine Werte von <r — 
merklich, die Korona sehr nahe auf den Sonnenrand konzentriert, so dürfte man 
das Integral ersetzen durch 
^{ö)K{6)f /i(ö-ft) diL 
und es folgte : 
r + oo 
5) ip{6) / h{it)dn = 
— oo 
Speziell für die Wellenlänge 441 ^i^ ergäbe sich auf Grund unsrer Festsetzung 
^(0) = 1: 
/ + oo 
h{^)dii = »{0) 
— oo 
und damit : 
&{6) 
7) ^(6) = 
#(0) 
Damit wäre die Helligkeitsverteilung im Koronaspektrum relativ zum Sonnen- 
spektrum, kurz gesagt die „Farbe" der Korona bestimmt und die Gleichung (6) 
gäbe noch einen Anhalt für die Gesamthelligkeit der Korona. 
Für unser unreines Koronaspektrum kann man diese Lösung als erste An- 
näherung benutzen und folgendermassen weiter verfahren. Die Gleichung (3) lässt 
