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Der Transmissionskoeffizient ergibt sich im Mittel zu ~ 0,4. Diese 
Zahl fügt sich gut in die Reihe der von anderen Beobachtern gefundenen 
ein. In einer der kürzlich von Herrn Bergwitz*) gegebenen Zusammen- 
stellung der ohne spektrale Zerlegung erhaltenen Werte ist das Mittel 
für das bl au violette Strahlengebiet 0,54, für das ultraviolette Gebiet 0,32. 
Der obige Transmissionskoeffizient a — 0,4 ist nun gleich I/I 0 für 
& p = & 0 = 760 und 2 = 1, d. h. beiZenithstand der Sonne für einen Be- 
obachter im Meeresniveau. Wie vorauszusehen war, ist die Zahl 0,4, der 
kürzeren Wellenlänge entsprechend, beträchtlich kleiner als die von 
Bouguer angegebene. Wird sie in die Rayleighsche Gleichung (1) ein- 
gesetzt, so folgt die numerische Beziehung 
g — 770 000 h Q 4 
Die homogene Atmosphäre ist hierbei = 7,99 . 10 5 cm bei 0° angesetzt, 
was bei der mittleren Mefstemperatur von — 10° dem Wert 7,7 . 10 5 cm 
entspricht. 1 jh wird gleich 8,4 km. Setzt man diesen Wert in die 
Gleichung (2) ein, so gilt: 
__ 10 32 zr 3 . 0,0003 2 . 8,4 . 10 5 
W ™° — 3 . 3,75« _ 10 -20 
= 1,3. 10” 
Moleküle 
cm' 
bei 
oder 
10° und 760 mm Quecksilberdruck 
Moleküle 
n 
760 
= 1,25. 10 
19 
cnr 
iV?«o = 28 . 10 22 
Moleküle 
Mol * 
Aus den Messungen Millikans über die Einheitsladung ergibt sich 
Moleküle 
n 
760 
— 2,7 • 10 19 
cm' 
; nimmt man diesen Wert als richtig an, so wird 
aus den Rayleighschen Formeln der Transmissionskoeffizient a = 0,64. 
Diese Zahl liegt über dem hier gefundenen. Da in der Höhe von 4500 m 
der geringe Staubgehalt der Luft wohl kaum einen Einflufs auf das Licht 
besitzen kann, so ist anzunehmen, dafs aufser den Luftmolekülen der 
Wasserdampf, Ozongehalt, aufserordentlich kleine Schneekristalle oder, 
was ^besonders wahrscheinlich erscheint, die von Lenard**) entdeckten, 
vom ultravioletten Licht selbst erzeugten Nebelkerne bei der Zerstreuung 
des Lichtes mitwirken, und dafs sich hieraus das zu kleine n erklärt. 
Es erscheint aussichtsreich, die Rayleighsche Theorie mit Hilfe des 
oben beschriebenen lichtelektrischen Spektralphotometers noch in der 
Weise zu prüfen, dafs die von der Sonne direkt kommende Lichtintensität 
mit der verglichen wird, welche gleichzeitig eine beliebige Stelle des Himmels 
ausstrahlt. 
*) K. Bergwitz, Phys. Z. 13,207, 1912. 
**) Vgl. P. Lenard u. C. Ramsauer, Ber. d. Heidelberger Akademie 1911. 
