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14. 8. 1914 



eines an der äußeren Grenze der Atmosphäre be- 
findlichen, vollkommen schwarzen Körpers bei 
_senkrechter Incidenz eingestrahlt wird, bestimmte 
Pouillet zu 1,76 Grammkalorien. Diese Zahl ist 
_ seitdem verbessert. Ihre Wichtigkeit erhellt 
daraus, daß sie die Bestimmung der Temperatur 
der Photosphäre der Sonne zu berechnen ge- 
stattet, insofern die Strahlungsenergie mit der 
Temperatur nach dem Stefanschen Gesetz 
(S—kT*) zusammenhängt. Es ist dabei gar 
nicht einmal nötig, die Konstante ganz genau 
zu kennen, da eine Änderung von 30 % den Wert 
der Temperatur noch nicht um 500 Grad ver- 
ändert. Die Intensität der Sonnenstrahlung 
wächst mit der Sonnenhöhe. Will man nicht in 
den Tropen messen, so muß man auf senkrechten 
Sonnenstand extrapolieren. Die durchstrahlte 
Schicht der Atmosphäre wird um so größer, je 
schräger die Strahlen einfallen. Hat man für 
verschiedene Breiten korrespondierende Messun- 
gen, so kann auf die Zenitstrahlung ein rechne- 
_ rischer Schluß gezogen werden. 
q Viel schwieriger, aber ebenso wichtig, ist 
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« die Berechnung der außerhalb der Atmosphäre 
- herrschenden Strahlungsintensität. Hier sei 
an die Bemühungen Bouguers erinnert, fer- 
ner an die Theorien von Lambert, Laplace, 
_ von Maurer und Bemporad. Bei allen diesen 
= Betrachtungen ist darauf Rücksicht zu 
| nehmen, daß die. Transparenz der Luft 
im allgemeinen im Laufe des Tages und Jahres 
4 keineswegs konstant, sondern starken Schwan- 
| kungen unterworfen ist, in erster Linie wegen 
_ des wechselnden Feuchtigkeitsgrades. So ist man 
an sehr trockene Stationen mit konstanter 
Wetterlage, z. B. Teneriffa, gebunden, wo auf den 
_ hochgelegenen Stationen günstige Verhältnisse 
herrschen. Ferner ist zu beachten, daß das 
Bouguersche Gesetz streng genommen nur für 
absolut homogene Strahlen gilt, so daß für jede 
einzelne Wellenlänge die Intensität und die 
" Durchlässigkeit gemessen werden müßten. Auch 
/ müssen die einzelnen Bestandteile der Luft auf 
4 ihr Verhalten, Strahlung und Absorption be- 
1 treffend geprüft werden, wobei nur an die 
| Untersuchungen von Angstrom, Arrhenius und 
Very erinnert sei. Kennt man die spektrale 
| g Energieverteilung für verschieden große von den 
| Sonnenstrahlen zu durchmessende Luftschichten 
| und die atmospharischen Transmissionskoeffizien- 
ten für eine große Zahl von Wellenlängen, so 
E kann man daraus das Verhältnis der Energiever- 
h teilung an der Erdoberfläche und an der oberen 
| Grenze der Atmosphäre ermitteln. Zur Erhaltung 
. der Solarkonstanten sind schließlich diese Rela- 
. tivmessungen mittels der pyrheliometrischen Be- 
_ obachtungsmethode auf Kalorien pro Quadrat- 
_ zentimeter und Minute zu reduzieren. Von neue- 
i. ren Bestimmungen dieser Größe seien nur die 
| von Angstrom, Ricco und Scheiner sowie vor 
lem die von Abbot und Fowle genannt. Letztere 
führten seit nahezu 1905 nahezu 700 Messungs- 

Jensen und Sieveking: Himmelsphotometrie. 
819 
reihen aus und fanden für die Epoche 1905 bis 
1912 den mittleren Wert von 1,929 Kalorien. 
Augenblicklich steht die Frage im Vordergrunde, 
ob gewisse Änderungen der Solarkonstanten tat- 
sächlich vorhanden sind oder nur durch Schwan- 
kungen der Durchsichtigkeit der irdischen At- 
mosphäre vorgetäuscht werden. Abbot und Fowle 
sehen auf Grund ihrer Helligkeitsmessungen in 
der Mitte und am Rande der Sonnenscheibe den 
Ursprung der Variationen in Schwankungen der 
Transparenz der Sonnenhülle. Ihre zahlreichen, 
fast gleichzeitigen Parallelmessungen in Bassour 
in Ägypten und auf dem Mount Wilson in Kali- 
fornien führten sie auch zu dem Ergebnis, daß 
eine Zunahme der Solarkonstanten um 0,07 Ka- 
lorien pro Quadratzentimeter und Minute von 
einer Zunahme der Sonnenflecken um 100 be- 
gleitet wird, und daß die Sonnenstrahlung fer- 
ner einer, einem Intervall von 10 Tagen folgen- 
den, unregelmäßigen Änderung unterworfen ist, 
die häufig über 0,07 Kalorien hinausgeht. Es 
soll dabei nicht unerwähnt bleiben, daß diese 
Messungen, die allerdings an vielen wolkenlosen 
Tagen des Juli und August wegen des Dunst- 
nebels unterbrochen wurden, großenteils in das 
Jahr 1912 mit seiner starken allgemeinen Trü- 
bung der Atmosphäre fielen. 
Für den Meteorologen und Physiker, ja auch 
für den Geologen sind weiter die Änderungen in 
der Lichtdurchlassigkeit der irdischen Lufthülle 
von großem Interesse. Auch der Arzt und der 
Physiologe wenden dem Problem mit Recht ihre 
Aufmerksamkeit zu; insonderheit den an ver- 
schiedenen Tagen und in verschiedenen Jahres- 
zeiten periodisch auftretenden Differenzen. Hier 
kommt es, worauf vor allem Dorno hingewiesen 
hat, keineswegs nur auf die gesamte Wärme- 
strahlung, sondern auch auf die Helligkeit sowie 
auf die photographisch und lichtelektrisch wirk- 
samen Strahlen an. 
Zur Messung der Wärmestrahlen dient in 
erster Linie das Kompensationspyrheliometer von 
Ängström, bei dem ein durch die auffallende 
Sonnenstrahlung beeinfluBtes Thermoelement 
kompensiert wird durch ein anderes, dem eine 
bekannte elektrische Wärmemenge zugeführt 
wird. Wie sehr gewisse lokale Verhältnisse mit- 
spielen, ersieht man wohl am besten aus den von 
Dorno mitgeteilten Zahlen. Die Ergebnisse mehr- 
jähriger Messungen hat letzterer in seiner Studie 
über Licht und Luft des Hochgebirges mitgeteilt. 
Einmal ist es die Höhenlage an sich, dann aber 
auch die besonders geringe Bewölkung, die Da- 
vos für ein Sonnenlaboratorium wie geschaffen 
macht. Die eingeschlossene Tallage beraubt den 
Platz täglich mehrerer Sonnenstunden; trotzdem 
ist die Wärmesumme größer als in allen zum 
Vergleich herangezogenen Orten. Auch ist sie 
ungemein günstig über das Jahr verteilt durch 
eine sehr wesentliche Erhöhung der Winterwerte 
und eine nur geringe Steigerung der Sommer- 
werte. Neben dem wesentlich zur Eichung be- 
