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K. SCHWAKZSCHILD, 
Farben ziemlich gleich stark diflfundieren. Dass es solche Molekeln giebt, be- 
weisen die ultramikroskopischen Teilchen in colloidalen Lösungen, deren Grösse 
weit unter den Wellenlänge liegt, die polarisieren, wie Rayleigh's Teilchen, die 
aber trotzdem ein kontinuierliches Spektrum geben, in welchem häufig Rot und 
Gelb überwiegt ^). Das Fehlen der Fraunhofer' sehen Linien ist auf grosse Ge- 
schwindigkeiten der Teilchen der Korona und entsprechende Dopplersche Ver- 
schiebungen zurückführen. Unter den bewegenden Kräften kommt auch bei 
Molekülen der Lichtdruck in Frage, wofern sie nur Eigenschwingungen haben. 
Darauf soll an anderer Stelle näher eingegangen werden. 
§ 35. Das Mondprofil und die Helligkeit des Sonnenrandes. 
Beim Eintritt der Totalität bemerkt man das sog. Phänomen der Baüy'schen 
Tropfen. Der letzte Rest der feinen Sonnensichel, welche hinter dem Monde 
hervorsieht, löst sich in eine Reihe von kleinen Punkten oder Tropfen auf, die 
dann rasch nacheinander verschwinden. Die Ursache dieser Erscheinung ist na- 
türlich die Unebenheit der Mondoberfläche. Die Berge unterbrechen zuerst die 
Sonnensichel, während durch die Thäler der Rand der Photosphäre noch länger 
hindurchblickt. In dem von einer Prismenkamera entworfenen Bilde wird analog 
jeder Mondberg durch eine streifenförmige Unterbrechung des Spektrums, jedes Thal 
durch einen Streifen stärkeren kontinuierlichen Photosphärenlichtes bezeichnet. 
Die Helligkeit der Streifen im Spektrum wird also einerseits abhängen von 
der Form des Mondprofiles, sie wir d aber auch abhängen von der Helligkeit der 
hinter dem Monde hervorsehenden Randpartie der Sonnenphotosphäre. Eine pho- 
tometrische Bearbeitung solcher Aufnahmen wird daher sowohl eine Bestimmung 
des Mondprofils, als eine solche der Helligkeit des Sonnenrandes — und zwar 
letztere für jede einzelne Spektralfarbe — liefern können. 
Das gegebene Verfahren, beides zu erreichen, wäre folgendes. Man macht 
eine Serie von Aufnahmen der vers-hwindenden Sonnensichel zu chronographisch 
registrierten Momenten etwa in Sekundenintervallen. Aus der bekannten Ge- 
schwindigkeit des Mondes gegen die Sonne kann man dann die Höhen all der 
Punkte des Mondes bestimmen, welche bei irgend einer der Aufnahmen gerade 
den Sonnenrand tangieren. Diese Punkte sind durch das Erscheinen der zahl- 
reichen hellen Linien der tiefsten Chromosphäre ^ehr scharf charakterisiert. 
Nachdem man so ein Netz von Punkten bekannter Höhe hat, kann man in das- 
selbe durch Messung der Helligkeiten der Spektralstreifen der überstehenden 
Photospärenpartien interpolatorisch die Form des dazwischen liegenden Profiles 
einzeichnen. Ist dann das Mondprofil bekannt, so kann man die Helligkeit des 
Sonnenrandes mit Hülfe der nunmehr berechenbaren Breiten der Photosphären- 
sichel aus der Schwärzung bestimmen, wofern man auf derselben Platte ein 
hinreichend abgeblendetes Spektrum der vollen Sonne zum Vergleich hat. 
1) Prof. W. Biltz (Claustlial) danke itb die Gelegenheit /.u dieser Boohac lituug. 
