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Transmissionskoeffizient bezeichnet. Berechnet man ihn für einige der 
oben graphisch dargestellten Messungen, so erhält man z. B. 
( 0,37 [ 0,36 
29. VIII. 1911 \ 0,25 1. IX. 1911 0,25 
I 0,32 
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180 
170 
160 
150 
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130 
120 
110 
100 
90 
80 
70 
60 
2. Sept ember 19 11. 
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120 
110 
100 
90 
80 
50 
VO 
10 
7 h 
8 9 
Tageszeit 
10 
11 12 h 
{ 0,27 
Es zeigt sich also, dafs 
mit wachsender Sonnen- 
höhe der Transmissions- 
koeffizient abnimmt.Oder 
mit anderen Worten: Die 
Lichtstrahlen, die bei 
niedrigem Sonnenstand 
auf das Photometer ge- 
wirkt haben, werden 
besser von der Atmo- 
sphäre durchgelassen als 
diejenigen, deren Wirk- 
samkeit bei hohem Son- 
nenstände vorherrscht. 
Die atmosphärische Luft 
absorbiert die verschie- 
denen Strahlen des 
Sonnenspektrums in ver- 
schiedener Stärke und 
zwar werden die kurz- 
welligen blauen Strahlen 
leichter absorbiert, als 
die langwelligen roten. 
Das ist Ihnen allen eine 
geläufige Erscheinung : 
Bei niedrigem Sonnen- 
stände z. B. erscheint 
die Sonne rot, weil die 
blauen Strahlen von der 
dicken Luftschicht nicht 
durchgelassen werden. 
Die verschiedenen Trans- 
missionskoeffizienten er- 
geben sich also, weil der 
Intensitätschwerpunkt 
der Strahlung im Spek- 
trum sich mit der Sonnen- 
höhe verschiebt. Will 
man daher wirklich ver- 
ist es erforderlieh, in 
Fig. 9. 
gleichbare Transmissionskoeffizienten erhalten, so 
den verschiedenen Sonnenhöhen stets nur mit einer Wellenlänge zu arbeiten; 
d. h. das Sonnenlicht spektral zu zerlegen. 
Die Transmissionskoeffizienten für bestimmte Wellenlängen, also die 
Zahlen, die angeben, welche Bruchteile der in die Atmosphäre einfallenden 
Strahlungen des Sonnenlichtes unter Normalbedingungen zum Erdboden 
gelangen besitzen eine weitere Bedeutung; sie können mit dazu helfen, eines 
der am meisten interessierenden Probleme der neueren Physik zu lösen. 
