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und. die dadurch entstehenden Schwierigkeiten 
erst durch längere Erfahrung zu überwinden. Da 
in unseren Breiten nur die Winteroppositionen 
der Planeten für die vorliegende Aufgabe in Be- 
tracht.kommen, so könnte man diesen Schwierig- 
keiten allein durch die Verlegung des Beobach- 
tungsortes in südlichere Gegenden aus dem Wege 
gehen. Auch die Bestimmung 1914 November 17, 
die die stärkste Abweichung zeigt, ist unter 
mäßigen Bedingungen erhalten, beruht auf nur 
einer vollständigen und einer unvollständigen 
Vergleichung des Planeten mit dem Vergleich- 
stern, und die Anordnung der Messungen war sehr 
unzweckmäßig. 
Man bemerkt, daß beide Reihen von Saturn 
eine flache Welle in den Abweichungen mit einem 
positiven Maximum ungefähr in der Mitte der Zeit- 
räume aufweisen. Bei der Eliminierung des Ein- 
flusses der Phase auf die Helligkeit?) ist wegen des 
Umstandes, daß nur eine Messung, 1914 Dezem- 
ber 15, in unmittelbarer Nähe der Opposition des 
Planeten erhalten wurde, die übrigen dagegen in 
dem Phasenintervall 2,6° bis 6,3 °, also alle weit 
von der Opposition entfernt, liegen,- angenom- 
men worden, daß der Phaseneffekt dem Phasen- 
winkel proportional sei. Dies ist in Strenge 
offenbar nicht der Fall gewesen. Gemäß der 
Seeligerschen Theorie der Ringhelligkeit muß in 
der Umgebung der Opposition eine beträchtliche 
= 
Zunahme des Differentialquotienten - C= 
Helligkeit, $ = Phasenwinkel) canoe und 
zwar eine um so ausgepragtere, je diinner die den 
Ring. bildenden Teilchen den Raum erfüllen. 
Dies würde auch in dem von den Messungen be- 
deckten Phasenintervall noch eine eben merkliche 
Abweichung von einer geradlinigen Phasenhellig- 
keitskurve in dem beobachteten Sinne verursachen 
können. 
Die Wirkung der Beschattung des Ringes 
durch die Kugel ist äußerst gering und außerdem 
mit großer Annäherung dem Phasenwinkel pro- 
portional. Sie ist nicht berücksichtigt, da sie 
durch ‚den empirisch bestimmten Phasenkoeffi- 
zienten praktisch völlig eliminiert wird. Der 
Schatten des Ringes auf der Kugel lag 1917 wäh- 
rend der ganzen Zeit der Beobachtung, 1914/15 
von Ende cher ab am Innenrande des Rin- 
ges, wo er durch den inneren dunklen Ring ver-\ 
_ 4) Die Helligkeit eines Planeten ist, abgesehen von 
den veränderlichen Abständen Planet— Sonne und 
Planet—Erde, auch abhängig von der Phase, d. h. den 
Winkel am Planeten in dem Dreieck Sonne—Planet— 
Erde. Die Phase gibt an, wieviel von der durch die 
Sonne beleuchteten Planetenoberfläche auf der Erde 
siehtbar ist. Sie ist 0°, wenn der Erde die ganze Tag- 
seite des Planeten, 180°, wenn ihr die ganze Nacht- 
seite zugekehrt ist (Vollmond, Neumond). Der Ein- 
fluB der Phase auf die Helligkeit ist aus physischen 
Gründen für jeden Planeten "verschieden, stets aber 
größer, als nach den geometrischen Verhältnissen zu 
erwarten wäre. So beträgt das Licht des ersten und 
letzten Mondviertels im Mittel nicht die; Hälfte, son- 
dern nur 4/9 des Vollmondlichtes. 
Guthnick: Ist die Strahlung der Sonne veränderlich? 
‚mung 

K Die Nat 
deckt wird, ist also photometrisch wohl unmerk- 
lich gewesen. Die Berücksichtigung dieser Ein- 
flüsse ist mittels der Formeln und Tafeln, die 
v. Seeliger in seiner bekannten ersten Abhand- 
lung über die Theorie der Beleuchtung des Sa- 
turn’ gibt, jederzeit mit aller wünsehenswerten 
Strenge möglich. 
Unter Beachtung der vorstehenden Bemerkun- 
gen ergibt sich aus den drei mitgeteilten Reihen 
folgendes Resultat: _ 
Die Sonnenhelligkeit war von Ende Novem- 
ber 1914 bis Anfang April 1915, von Anfang 
Februar bis Anfang Mai 1917 und von Mitte Ok- 
tober 1917 bis Anfang Januar 1918 innerhalb 
+ 1 % konstant. 
Da die amerikanischen Bestimmungen der 
Solarkonstante zum Teil in die gleiche Phase der 
Sonnenfleckentätigkeit wie die hiesigen lichtelek- 
trischen Messungen an den Planeten fallen, so 
wird der Einwand hinfällig, ‘daß die Schwankun- 
gen der Sonnenstrahlung vielleicht nur an be- 
stimmte Phasen der Fleckentätigkeit gebunden 
seien. Auch zeigen die amerikanischen Messun- 
gen, die für die Jahre 1905, 1906, 1908—11 
(Frühjahr bis Herbst) im 3. Bande der genann- 
ten Annalen, S. 118—120, bildlich dargestellt 
sind, zu keiner Zeit ein voriibergehendes Auf- 
hören der Schwankungen. 2 
Es haben daher mit großer Wahrscheinlichkeit 
die in Nordamerika und in Algier beobachteten 
Schwankungen der Sonnenstrahlung ihren Ur- 
sprung nicht in der Sonne selbst gehabt, sondern 
in Durchlässigkeitsschwankungen 
sphäre, die möglicherweise weite 
selben gleichzeitig betrafen. 
Es muß noch erwähnt werden, daß das von 
den lichtelektrischen Messungen erfaßte Spektral- 
gebiet praktisch zwischen den Grenzen 0,35 u 
und 0,55 uw eingeschlossen ist, das pyrheliome- 
trisch erfaßte Gebiet dagegen zwischen den Gren- 
zen 0,37 » und 2,8 u. 
Schwankungen der betrachteten 
nach allen bisherigen ’ Erfahrungen mit abneh- 
mender Wellenlänge zu, was Abbot auch für die 
von ihm beobachteten Schwankungen angedeutet 
fand. 
Die Kenloktesche Messungen an Saturn 
liefern auch Material zur Frage der 11jihrigen 
Schwankung; sie konnten jedoch bisher nicht in 
dieser Richtung benutzt werden, da die Bestim- 
gewisser empirischer ’ Konstanten, 
Kenntnis erforderlich ist, noch aussteht. 
Die beiden Planeten - Saturn. und Jupiter, 
deren eigentliche Oberfläche durch eine sehr 
diehte Wolkenhülle beständig verdeckt wird, 
haben sich somit bisher als geeignete Mittel zur 
Prüfung der Sonnenstrahlung auf kürzere 
Schwankungen erwiesen. Ob sie sich auch zur 
Prüfung des  Vorhandenseins ganz kurzer 
Schwankungen von wenigen Stunden Perioden, 
deren Umfang nach den bisherigen Beobachtun- 
gen schwerlich 2 % übersteigen wird, und zur 
Gebiete der- 
wissönscha ten 
der Erdatmo- 
Die Amplituden von — 
Art nehmen 
deren. 
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SOLIS 
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