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A. Die astrophysikalischen Forschungsmethoden 
hat dabei Bolometer hergestellt, die noch eine Temperaturänderung von 
Vioooooo°C angeben. Gleichzeitig hat er seinen Apparat registrierend eingerichtet, 
so daß sich die Energiekurve des Sonnenspektrums automatisch in allen ihren 
Einzelheiten aufzeichnet, und zwar in folgender Weise. 
Auf dem Tische eines großen Spektrometers befindet sich ein Steinsalz 
prisma. Der Tisch wird durch ein Uhrwerk langsam in gleichförmiger 
Weise gedreht (eine Bogenminute in einer Zeitminute), während auf den 
Spalt des Spektrometers vermittels eines Heliostaten Sonnenlicht geworfen 
wird. Das Spektrum bewegt sich nun langsam über den feststehenden Bolo 
meterstreifen hinweg, der 0.05 mm breit und 0.001 mm dick ist. Die all 
mähliche Zu- oder Abnahme der Strahlungsintensität in den verschiedenen 
Teilen des Spektrums bewirkt in einem äußerst empfindlichen Galvanometer 
eine allmähliche Drehung des mit der Galvanometernadel verbundenen 
Spiegels. ¡Passiert eine dunkle Spektrallinie den Bolometerstreifen, so voll 
führt der Spiegel eine plötzliche Drehung. Man läßt nun ein dünnes Licht 
bündel auf den Spiegel fallen, das nach der Reflexion an letzterem einen 
hellen Punkt auf einer mit lichtempfindlichem Papier bekleideten und durch 
das schon erwähnte Uhrwerk in langsame Umdrehung versetzten Walze er 
zeugt. Befände sich der Spiegel in Ruhe, so würde keine seitliche Bewegung 
des Lichtpunktes stattfinden, man erhielte demnach einen geraden Strich 
parallel zum Papierrand. Bewegt sich aber der Lichtpunkt durch Drehung 
des Spiegels seitlich, so entsteht aus der kombinierten Bewegung von Licht 
punkt und Papier die Strahlungskurve, in der die scharfen Einknickungen 
Spektrallinien bedeuten, während ihr allgemeiner Verlauf den Energiever 
lauf der Strahlung der Sonne zeigt. 
Vermittels der beschriebenen Instrumente, insbesondere des Angström- 
schen Pyrheliometers und des LANGLEYSchen Spektrobolometers, sind wir 
nun in die Lage versetzt, sowohl die Gesamtstrahlung der Sonne als auch 
die Energiekurve ihrer Strahlung in Abhängigkeit von der Wellenlänge mit 
großer Genauigkeit zu ermitteln, und es schließt sich hieran die weitere Auf 
gabe, aus diesen Werten, die durch den Durchgang der Strahlung durch 
unsere Atmosphäre in starker Weise modifiziert sind, den Strahlungswert 
außerhalb der Atmosphäre, die Solarkonstante, zu ermitteln. 
Die Ableitung der Solarkonstante aus den direkten Messungen der Ge 
samtenergie der Sonnenstrahlung bietet nun so außerordentliche Schwierig 
keiten, daß hier nur einige ganz allgemeine Andeutungen darüber gegeben 
werden können. Die Hauptschwierigkeit liegt dabei in der Ermittelung des 
Einflusses der Erdatmosphäre, deren Struktur für den vorliegenden Fall zu 
wenig sicher bekannt ist. Mißt man die Strahlungsenergie der Sonne an 
einem klaren Tage vom Morgen bis zum Abend, so erhält man, abgesehen 
von mancherlei Abweichungen im einzelnen, eine bis Mittag ansteigende, 
von da absteigende Kurve, entsprechend den durch die verschiedene Länge 
des Strahlenwegs in der Atmosphäre bedingten Strahlungsverlusten. In 
Abb. 95 ist eine solche Kurve als Beispiel dargestellt; die Ordinaten bedeuten 
die Strahlungsenergien, die Abszissenachse ist in 12 Stunden von morgens 
6 Uhr bis abends 6 Uhr geteilt, und es ist angenommen, daß Sonnenauf- und 
-Untergang um morgens 4 Uhr und abends 8 Uhr erfolgen. 
Nimmt man aber als Argument nicht die Zeit, sondern die aus den