Sonneiiatmosphäre und EinsteinefFekt. 
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Dabei nehmen die Exponenten nahezu proportional der 
Temperatur ab. Nehmen wir andererseits isothermen Auf- 
rl 
bau der Gase an, so ergibt sich für y = 
_. 70'0 
Q = Q^e '■> 
und daraus für = 6000® 
T n- ’620 
Q^ = ^0 10 
Das Vorhandensein dieser ungeheuren Verdünnungen wird 
verständlich, wenn man beachtet, daß in der Erdatmosphäre 
für die konstante Temperatur ^ = 0® c und g = const für 
Wasserstoff die barometrische Höhenformel 
h — \ = 266,5 km • lg = 266,5 km • lg ^ 
gilt, wonach die Dichte in 266,5 km Höhe auf 10 ' abge- 
nommen hat. Da g^ auf der Sonne 27,2 mal größer ist, er- 
gibt sich auf ihr dieselbe Beziehung für eine Temperatur von 
27,2 • 273 = 7400®. In einer Höhe von 7000 km entsprechend 
einem Abstande von nur ^loo Sonnenradius würde also bereits 
eine Verdünnung auf pg 10~ zu erwarten sein, die für li = 
auf Pq steigen würde. 
Da die mittlere Dichte der Sonne 1,4 g/cm® beträgt, ist 
für Po auf alle Fälle ein kleinerer Wert anzusetzen. 
E) Für das Refraktionsintegral fanden wir oben 
•^90 = 10*vpj. 
Um dem Strahle die Einsteinsche Durchbiegung von 1“ = 
0,0000048 zu geben, müssen wir ^ • 0,0000048 = 2,4- 10~® 
setzen. Für die Dichte pj ergab sich nach den verschiedensten 
Annahmen die Größenordnung PqIO”^®^*^, so daß die beiden 
Seiten der Gleichung überhaupt nicht vergleichbar sind. Die 
zu erwartende Refraktion ist praktisch gleich Null zu setzen. 
Daran würde bei gleichem pj auch verschiedener Aufbau der 
Gasmassen nichts wesentlich ändern, wie die Behandlung des 
Refraktionsintegrals in der ungleich dichteren Erdatmosphäre 
