155 
den Vei, de tilbagelægger under en Svingning 
frem og tilbage omkring sin Ligevegtsstilling 
(Bølgelængden), er saa overordentlig meget min- 
dre end ved Lydsvingningerne. Ætherbølgernes 
Længde er ikke større end nogle Tiendedele af 
en Mikron *). —Nu ved man, at Solstraalernes 
forskjellige Egenskaber er afhængigt af Antallet af 
de Svingninger, som finder Sted i Løbet af en vis 
Tid, og denne Forskjellighed ytrer sig som be- 
kjendt ogsaa derved, at Straalerne, naar de gaar 
gjennem et Glasprisme, brydes, danner et Spek- 
trum, der delvis er synligt og viser sig for Øiet 
som Farver. Jo flere Lyssvingninger Øiet mod- 
tager i en bestemt Tid, desto mere vil Farven 
nærme sig til Spektrets violette Ende, jo færre 
Svingningerne er, desto mere rykker Farven 
mod den røde Del af Spektret. —Foruden disse 
synlige Straaler gives der imidlertid ogsaa usyn- 
lige. De usynlige Straaler paa den anden Side 
rødt, de infrarøde Straaler, har man antaget 
især var varmende; Straalerne udenfor violet, 
de Ultraviolette, har man tilskrevet især kemiske 
Egenskaber. I den synlige Del af Spektret va- 
rierer  Bølgelængden fra 0.76 Mikron 1 det 
røde Parti til 0.39 1 den violette Del; mellem 
disse to Grænser har man som bekjendt Spek- 
trets 7 Farver. 
Naar Solstraalerne gaar gjennem et Legeme, 
paavirkes ikke alle Straaler paa samme Maade. 
Dette er saaledes ogsaa Tilfældet, naar de gaar 
gjennem Luften; derfor vil Sollyset, saadan som 
det viser sig ved Jordoverfladen, være forskjel- 
ligt fra det oprindelig fra Solen udsendte. 
Denne Atmosfærens Egenskab at paavirke de 
forskjellige Dele af Spektret forskjelligt kalder 
man den selective Absorption. 
Skal man nu bestemme Solkonstanten, er 
det nødvendigt at vide, hvormeget Varme der 
bliver absorberet i vor Atmosfære for at kunne 
forøge den direkte observerede Varmemængde 
med dette Beløb, thi ovenfor Atmosfæren kan 
vi ikke komme, og vi har derfor kun ad in- 
direkte Vei at søge at løse dette Spørgsmaal. 
En Maade at gjøre dette paa kunde være at 
maale Intensiteten af de forskjellige Bølgelæng- 
der ved høi og lav Solstand, thi i sidste Til- 
fælde har Straalerne at passere en længere Vei 
i Atmosfæren, de bliver altsaa mere absorberet, 
end naar Solen staar høit paa Himmelen. Den 
Række Undersøgelser, Langley foretog i Allegheny, 
udførtes efter denne Methode. Det fremgik af 
dem, at den jordiske Atmosfære absorberer 
mindst af de røde og infrarøde Straaler, mest 
af de violette og ultraviolette. Lysets Evne til 
at gaa gjennem Luft vokser altsaa med Bølge- 
længden. For Bølgelængden I Mikron var Ab- 
sorptionen 200/49, for Bølgelængden 0.375 Mikron 
er den 600/,. Men foruden dette Resultat, der staar 
*) 1 Mikron = 0.0001 Millimeter. 
i Strid med de tidligere Antagelser, at de infra- 
røde Straaler skulde blive mest absorberet, fandt 
han ogsaa, at Maksimum af Intensiteten falder 
i de mindst brydbare Straaler — den røde Del 
af Spektret — naar lysstraalen har en lang 
Vei at passere gjennem Atmosfæren, medens 
den rykker mere mod Spektrets blaa Del, jo 
høiere Solen kommer paa Himmelen, jo mindre 
Vei Straalerne har at gaa gjennem Atmosfæren 
for at komme til os. 
Desuden mente Langley, at disse foreløbige 
Resultater havde vist ham, at den midlere Ab- 
sorption ved vor Atmosfære mindst er at sætte 
dobbelt saa stor som den, man tidligere mente at 
have fundet ved rigtignok mindre nøiagtige 
Methoder. Medens man før havde antaget den 
20 00, satte Langley den til omkring 40 0/o. 
Men foruden denne Methode, at bestemme 
Intensiteten ved høi og lav Solstand, kunde 
man ogsaa stige et Stykke tilveirs op paa et 
høit Fjeld og foretage Observationer der, sam- 
tidig med at de forskjellige Bølgelængers Inten- 
sitet blev maalt ved Fjeldets Fod. Og det 
blev ogsaa Langley snart klart, at skulde man 
komme til nøiere Værdier for Solkonstanten og 
faa bedre Kjendskab til Atmosfærens virkelige 
Absorptionsforhold, maatte der foretages samti- 
dige Observationer i forskjellige Høider af Atmo- 
sfæren. Man kunde ved første Betragtning antage, 
at man ikke kunde komme langt nok op for at 
faa noget tilfredsstillende Resultat, siden Over- 
fladen af Atmosfæren er saa mange Mil over 
vore Hoveder. Men vi maa erindre, at Luften 
bliver tyndere, jo høiere vi stiger tilveirs, og 
kommer vi 5 Kilometer op i Luften, har vi 
omtrent den halve Luftmasse liggende under 
vore Fødder, og saa høie Fjelde har vi jo paa 
flere Steder af Jordkloden. Men ikke ethvert 
høit Fjeld kan benyttes i dette Øiemed, thi 
foruden at det maa være høit, maa det ogsaa 
være steilt, saa at det Punkt, man vælger som 
sit Observationssted paa Toppen, ligger næsten 
lige over det Sted, hvorfra man ved Fjeldets 
Fod skal gjøre de samtidige lagttagelser. Des- 
uden maa Fjeldet ligge under saavidt sydlig 
Bredde, at Solen om Middagen ikke kommer 
for langt fra Zenith, og fremfor alt maa den 
Egen, hvori Fjeldtinden skal ligge, have stadig 
klar Luft, tørt Klima. Men faa Fjelde forener 
alle disse FEgenskaber i sig, og derfor var det 
ikke saa let at finde et passende Punkt. Efter 
mange Overveielser blev Mount Whitney i Cali- 
forniens Sierra Nevada valgt. Dette Fjeld hæ- 
ver sig steilt tilveirs 1 tør Luft til en Høide 
af mere end 4500 m. De fjerne Egne, hvori 
det ligger, var i 1881 meget lidet under- 
søgte, ja mnæsten ukjendte, og Fjeldet var 
kun en eller to Gange tidligere besteget. Og 
en Bestigning vilde i dette Tilfælde være noget 
ganske andet end den, som en Turist gjør, der, 
