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Zerstreuung und noch mehr durch Absorption 
sehr stark schwächt. Die Absorption nimmt mit 
abnehmender Wellenlänge schließlich derart rasch 
. zu, daß bei geringem Auflösungsvermögen des 
_ Spektralapparates das Sonnenspektrum sozusagen 
plötzlich abbricht. Bei hohem Sonnenstand wird 
jenes Wellenlängengebiet, welches die Haut 
bräunt, noch. durchgelassen, bei tiefem Sonnen- 
stand bricht das Spektrum schon früher ab. 
Die Erforschung des äußersten Ultraviolett im 
Sonnenspektrum stößt auf besondere Schwierig- 
keiten. Daß es für unser Auge unsichtbar ist, hat 
nicht viel zu sagen, da die photographische Platte 
gerade für Ultraviolett besonders empfindlich ist. 
Unangenehm ist dagegen, daß Glas für das 
äußerste Ultraviolett gänzlich undurchlässig ist. 
Gewöhnliches Glas ist für Strahlen bis herab zu 
350 mu fast ebenso durchsichtig wie für sicht- 
bares Licht, dünne Gläser lassen Spuren von 
Licht noch bis zu 320 mu durch. Besondere Glas- 
sorten (Uviolglas) sind bis 310 oder 300 mu 
leidlich durchlässig, für das letzte Ende des 
 Sonnenspektrums taugt aber nur ein Spektroskop, 
- dessen sämtliche Linsen und Prismen aus Quarz 
- bestehen. | ie 
j Eine weitere Schwierigkeit besteht in dem 
raschen Abfall der Intensität mit abnehmender 
Wellenlänge. Die Intensität hat je nach dem 
Sonnenstand ein Maximum bei 600 bis 700 mu, 
§ also im sichtbaren Gebiet. Gegen das Ultra- 
violett hin nimmt sie bis 320 mw allmählich auf 
? etwa 4/1 ab. Schreiten wir von hier um den 
® kleinen Betrag von 30 mu weiter ins Ultraviolett, 
so wird sie noch millionenmal schwächer, ehe sie 
fiir unsere Meßapparate gänzlich verschwindet. 
_ Will man das ganze Gebiet des starken Abfalles 
_ auf einer und derselben photographischen Platte 
in einer zur photometrischen Ausmessung ge- 
) eigneten Form erhalten, so muß man durch Filter 
| die lichtstärkeren Teile des Spektrums abdunkeln, 
damit diese nicht überexponiert werden. 
Fabry und Buisson (2) photographierten das 
BE nienspektzum vom ‘kurzwelligen Ende bis 
299 mu ohne Filter, von 299 aufwärts mußte die 
Strahlung durch einen Filter und von 304 mu 
_ aufwärts noch durch einen zweiten Filter gehen. 
Natürlich dürfen nicht etwa gefärbte Gläser als 
Filter verwendet werden. Die beiden genannten 
Forscher erhielten geeignete Filter, indem sie von 
belichteten und fixierten photographischen 
Platten die Gelatineschicht ablösten. Da die 
ilberkörner, welche die Schwärzung der Platte 
ervorrufen, für das äußerste Ultraviolett durch- 
ichtig sind, muß die Platte zuvor durch Behand- 
g mit Quecksilberchlorid und Ammoniak ver- 
tärkt werden. Die Silberkörner überziehen sich 
abei mit einer schwarzen Quecksilberverbindune. 

der Rückschluß von der Schwärzung der Platte 
mit der Photographie des Sonnenspektrums auf 
Intensität der Strahlung. Die Schwärzung ist 
ht ohne weiteres ein Maß der Intensität, da 
Dietzius: Ozon in d. obersten Luftschichten als Schirm gegen ultraviol. Sonnenstr. 
Eine weitere Schwierigkeit bietet schließlich 

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auch die Linsen und Prismen aus Quarz die 
Strahlung teils durch Reflexion, teils durch Ab- 
sorption, teils durch Beugung (Molekular- 
diffraktion) schwächen und weil die photographi- 
sche Platte nicht für alle Strahlen gleich emp- 
findlich ist. Fabry und Buisson nahmen deshalb 
neben dem wultravioletten Sonnenspektrum auf 
derselben Platte das ultraviolette Ende des Spek- 
trums des positiven Kraters einer Bogenlampe 
auf. Wie durch andere Messungen festgestellt ist, 
stimmt die Strahlung des positiven. Kraters recht 
genau mit der wohlbekannten Strahlung eines 
schwarzen Körpers von 3750° © überein. Durch 
Vergleich der Schwärzung, welche die Strahlung 
der Bogenlampe hervorgerufen hat, mit. jener, 
welche die Sonnenstrahlung erzeugt hat, läßt sich 
dann (das Verhältnis beider Strahlungsintensi- 
täten ableiten. Wenigstens gelangt man auf diese 
Weise zu ziemlich sicheren Relativwerten, welche 
es erlauben, die Intensitäten bei verschiedenen 
Wellenlängen im Sonnenspektrum zu vergleichen. 
Führt man die ganze Messung bei zwei ver- 
schiedenen Sonnenhöhen aus oder noch besser, um 
die Messungen auf Fehler und die erreichte Ge- 
nauigkeit prüfen zu können, im Laufe desselben 
Tages mehrmals bei verschiedener Sonnenhöhe, 
so liefert schließlich eine leichte Rechnung die 
Schwächung, welche die Strahlung verschiedener 
Wellenlängen in der Erdatmosphäre erlitten hat, 
andrerseits Relativwerte für die Intensitätsver- 
teilung im „extraterrestrischen“ Sonnenspektrum, 
das heißt, ehe die Erdatmosphäre die Strahlung 
um einen merklichen Betrag geschwächt hat. 
Die folgende Tabelle ergibt einen Überblick 
über die Ergebnisse der Messungen vom 1. Juni 
1920. 
Strahlungsdurchlässiekeit der Erdatmosphäre und 
Intensität des Sonnenspektrums im äußersten Ultraviolett, 
Ij vor, I nach Schwächung durch die Erdatmosphäre. 






a i Ip I 
314,3 0,145 15,5 2,24 
310,4 0,102 14,7 1,51 
305,2 0,039 25,6 1,02 
302,2 0,017 15,8 0,27 
299,7 0,0060 21,8 0,132 
296,3 0,00079 16,6 0,0132 
295,6 0,00047 16,2 0,0076 
294,6 0,000186 13,5 0,0025 
293,6 0,000076 14,1 0,0011 
293,1 0,000044 12,6 0,00055 
292,2 0,000015 14,5 0,0003 
991,7 0,0000088 | = 10,5 0,000087 
291,2 0,0000041 7,4 0,000030 
290,6 0,0000017 25 0,000004 
289,8 0,0000004 4,5 0000002 
Die mit A überschriebene Zahlenreihe bedeutet 
die Wellenlänge in Millimikron, die nächste mit ¢ 
überschriebene Reihe den sogenannten Trans- 
missionskoeffizienten (Lichtdurchlässigkeit), d.h. 
den Bruchteil der Strahlung, welcher von der 
Erdatmosphäre bei im Zenit stehender Sonne 
