UEBER DIE TOTALE SONNEOTINSTERNIS VOM 30. AUGaST 1905. 
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Betrachtet man nun die Gesamtheit der zusammengehörigen Zahlen -9- und 
S' in Tabelle IV, so hat man eine Tafel mit doppeltem Eingang vor sich. Ar- 
gumente sind die Wellenlänge, resp. die Stelle <? des Spektrums, und die Schwär- 
zung S', Funktion ist die Helligkeit -ö-. Um das Interpolieren zu erleichtern und 
kleine Unregelmässigkeiten dieser Werte selbst auszugleichen, habe ich die Kurven 
als Funktionen von S' für alle Wellenlängen aufgetragen und weiterhin diese 
Kurven benutzt. 
Mit den Wellenlängen und Schwärzungen *S", welche Tafel V b) für die ein- 
zelnen Punkte des Koronaspektrums angiebt, bin ich dann in die Kurvenschaar 
eingegangen und habe damit die Werte -9- für die Korona interpoliert, wie sie 
in Tafel V b) eingetragen sind. An diese Werte war dann noch die Korrektion 
wegen Ungleichförmigkeit des Verschlusses anzubringen, um sie in die „End- 
werte" der Tabelle überzuführen. Für den südlichen Streifen verschwindet die 
Verschlusskorrektion. 
Die hiermit erhaltenen Endwerte stellen genau die Helligkeitswerte des 
unreinen Spektrums — in Grössenklassen gezählt — dar, welche bei der obigen 
theoretischen Betrachtung mit & bezeichnet wurden. 
§ 13. Aktinität des Sonnenspektrums. 
Um zur Helligkeit des reinen Koronaspektrums Übergehn zu können, muss 
bekannt sein , welche photographische Wirkung die verschiedenen Teile des 
Sonnenspektrums ausüben, welche Gestalt die Funktion K{6) hat. Wir messen 
K{6), indem wir nachsehn, in welchem Verhältnis das Sonnenspektrum abge- 
schwächt werden muss, damit die von der wirksamsten Wellenlänge (X = 441 
0 = 0) erzeugte Schwärzung auf diejenige der betreffenden anderen Wellen- 
länge reduziert wird. Das Messungsmaterial ist in Tafel IV vorhanden. 
Da es sich nur um einen Ueberschlag handelt, können wir die Beziehung 
zwischen einer in Grössenklassen gemessenen Helligkeit und der Schwärzung S 
als linear voraussetzen und erhalten aus Tafel IV im Durchschnitt etwa: 
m = O.lbS. 
Verwandelt man durch Multiplikation mit diesem Faktor 0.15 die Schwär- 
zungen S der Tafel IV in Grössenklassen und subtrahiert die entstehenden 
Zahlen von dem jeweils für A = 441 fift resultierenden Wert, so erhält man 
folgendes Absinken der photographischen Helligkeit im Sonnenspektrum gegen 
die wirksamste Wellenlänge: 
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