



Heft =) 
5. 11. 1915 
scheint, so daß also das Problem gar nicht auf die 
Bestimmung einer Konstanten hinausläuft. Da- 
mit ist dasselbe aber in ein ganz neues Stadium 
gerückt, nicht allein, weil diese Schwankungen 
für die Klimatologie, Meteorologie usw. von 
fundamentaler Bedeutung sein können, sondern 
auch weil die Sonne damit, als Fixstern des Spek- 
tralcharakters G aufgefaßt, in die Klasse der 
veränderlichen Sterne einrückt und uns eine 
Veränderlichkeit offenbart, für die uns bisher 
jede Theorie fehlt. Durch diesen Umstand ge- 
winnt das Problem an weitem und allgemeinem 
astronomischen Interesse, besonders natürlich für 
diejenigen Astronomen, die sich mit der Photo- 
metrie der Gestirne befassen. In dieser Diszi- 
plin liegen nämlich die Verhältnisse folgender- 
maßen: 
Bei den photometrischen Beobachtungen ist 
man gezwungen, rein differentiell vorzugehen, 
dh. man mißt nur Helligkeitsdifferenzen, und 
zwar womöglich nur solche von kleinem Betrage. 
Erstens fehlt uns nämlich eine absolute Skala, 
in der wir die Helligkeitsunterschiede der Sterne 
an verschiedenen Beobachtungsorten unabhän- 
gig vom Beobachter zuverlässig messen können, 
und wenn das auch gelänge, so würde doch die 
stets wechselnde Durchsichtigkeit der Erdatmo- 
sphäre uns dazu zwingen, die Helligkeit des un- 
tersuchten Sternes mit der benachbarter anderer 
| Sterne zu vergleichen, um auf diese Weise lokale 
Schwankungen der Luftdurchsichtigkeit eliminie- 
ren zu können. Das Aufsuchen geeigneter Ver- 
gleichssterne ist darum ein sehr wichtiger Bestand- 
teil eines jeden photometrischen Programms und 
- wird um so schwieriger, je genauer die Meßmetho- 
den werden. Die sich aus den Beobachtungen 
ergebenden Helligkeitsschwankungen sehr vieler 
Sterne hat man nun theoretisch zu deuten ver- 
sucht; diese Bemühungen sind jedoch nur in sol- 
chen Fällen von Erfolg begleitet gewesen, wo 
die Lichtkurve auf periodisch wiederkehrende 
Bedeckungen eines entfernten Doppelsternsy- 
stems hinwies oder auf das Umeinanderkreisen 
zweier stark elliptischer und helleuchtender Kör- 
per wie bei ß Lyrae oder schließlich auf die Ro- 
tation eines einzelnen Körpers mit ungleichför- 
miger Oberflichenhelligkeit. Diese verschiede- 
nen Möglichkeiten erschöpfen jedoch keineswegs 
die Mannigfaltigkeit an Lichtwechseln, die sich 
im Laufe der Zeit offenbart haben, so daß man 
wohl unzweifelhaft annehmen muß, daß periodisch 
wiederkehrende Schwankungen in den physika- 
lischen Bedingungen der Lichtemission auch ohne 
unmittelbaren äußeren Einfluß möglich sind. 
Sollte sich nun die von Abbott gefundene kurz- 
periodische Veränderlichkeit der Sonne endgül- 
tig bestätigen, die Periode derselben beträgt 7 
bis 10 Tage, so fänden diese Vermutungen eine 
kräftige Stütze und die Erklärung dieser Er- 
scheinung wird vielleicht das Rätsel des Licht- 
wechsels vieler Sterne zugleich lösen. Solange 
dies nicht gelungen ist, stellt sie dahingegen 
Freundlich: Uber die Bestimmung der Solarkonstante usw. 
607 
ein Moment dar, das den Boden aller photome- 
trischen Programme, soweit besonders Sterne 
vorgeschrittenen Spektralcharakters als Ver- 
gleichssterne verwandt werden, ins Wanken 
bringt, da natürlich alle Sterne vom Sonnentyp 
der gleichen Veränderlichkeit verdächtig werden. 
Man versteht darum, welche umfassende Bedeu- 
tung diesen Arbeiten zukommt. 
Die bis auf Herschel zurückgehenden Be- 
mühungen, die Solarkonstante zu bestimmen, er- 
kannten wohl, daß die bei weitem größte Schwie- 
rigkeit dieser Aufgabe durch das Dazwischen- 
treten der Erdatmosphäre zwischen den Beob- 
achter und die Sonne erwächst. Das reine Be- 
obachtungsprinzip hat im Laufe der Zeit trotz 
der außerordentlichen Fortschritte unserer Tech- 
nik keine fundamentalen Veränderungen erfah- 
ren. Die Unterschiede in den Endresultaten 
der verschiedenen Forscher sind fast ausschließ- 
lich auf Konto einer verschiedenen Berücksich- 
tigung der Extinktion der Sonnenstrahlen durch 
die Erdatmosphäre zu setzen. Die Ausgangs- 
punkte aller Untersuchungen über diese Teilfrage 
des Problems stellt die Bouguersche Exponential- 
formel dar, welche folgendermaßen lautet: 
Jade pre), 
in dieser Formel bedeuten: 
Jo die Intensität eines Strahles außerhalb der 
Erdatmosphäre, 
J, die an der Erdoberfläche bei der schein- 
baren Zenitdistanz z beobachtete scheinbare 
Intensität des Strahles, 
F (z) die Anzahl der bei dieser Zenitdistanz 
vom Strahle durchlaufenen Luftmassen, 
ausgedrückt in Einheiten der Luftmasse im 
Zenit, 
p das Verhältnis der Helligkeit im Zenit zu 
derjenigen außerhalb der Atmosphäre, den 
sog. Transmissionskoeffizienten. 
Man mißt also mit Hilfe eines sogenannten 
Pyrheliometers die Gesamtintensität der Sonnen- 
strahlung für verschiedene Zenitdistanzen und 
leitet an der Hand obiger Formel die gesuchte 
Intensität Jo ab. 
Man hat jedoch schon frühzeitig erkannt, 
daß diese Methode zu keinem richtigen Werte 
für die Solarkonstante führen kann, weil 
obige Formel auf die Sonnenstrahlung ange- 
wandt, diese als homogene Strahlung voraus- 
setzt, oder wenn nicht dies, so doch annimmt, 
daß die verschiedenen Wellenlängen der Spektrums 
der Sonnenstrahlung in gleicher Weise von der 
Erdatmosphäre beeinflußt werden. Dies ist nun 
keineswegs der Fall. Die Strahlen kürzerer Wel- 
lenlänge werden von der Atmosphäre viel stärker 
absorbiert. Es muß folglich den Messungen der 
Gesamtintensität noch eine Reihe von Messungen 
innerhalb der verschiedenen Spektralgebiete par- 
allel laufen, wozu wieder besondere Apparate 
erforderlich sind. 
"Während man also jetzt ebenso wie sonst die 
Gesamtstrahlung der Sonne an der Erdoberfläche 
