V. Die Sonne 
223 
Abb. 155. Strahlenbrechung in 
einer Atmosphäre. 
Abb. 156. Strahlenbrechung bei 
sehr großer Dichte der Atmosphäre. 
Erscheinung der astronomischen Refraktion in unserer Erdatmosphäre er 
innert zu werden. In der untenstehenden Abb. 155 stelle der innere Kreis 
einen Durchschnitt durch die Erdoberfläche dar, der äußere die Begrenzung 
der von außen nach innen an Dichtigkeit zunehmenden Erdatmosphäre. Ein 
von dem Stern S ausgehender Lichtstrahl trifft schräg auf die Atmosphäre 
bei E und wird nun immer mehr von seiner geradlinigen Bahn abgelenkt, 
so daß er eine nach unten gerichtete, immer stärker werdende Krümmung 
zeigt und bei B die Erdoberfläche erreicht. Ein dort befindlicher Beobachter 
sieht natürlich den Stern in der geradlinigen 
Verlängerung der Richtung, die der Lichtstrahl 
beim Eintreffen ins Auge hat, also in 
Es ist nun klar, daß nichts in der Abb. 155 
> geändert wird, 
wenn das Licht 
nicht vom Stern 
ausgeht und 
nach B gelangt, 
sondern wenn 
es von B in der 
Richtung B 
ausgeht; der be 
treffende Strahl 
tritt aus der At 
mosphäre bei E aus und geht dann in der Richtung ES geradlinig weiter. 
Man kann sich nun leicht vorstellen, daß bei einer viel höheren und am 
Boden dichteren Atmosphäre ein von B schräg ausgehender Strahl eine so 
starke Krümmung erleidet, daß er gar nicht aus der Atmosphäre herauslreten 
kann, sondern wieder auf dieselbe zurücktrifft, oder, weniger extrem, einen 
sehr weiten Weg durch die Atmosphäre durchläuft, bis er sie schließlich an 
einer weit entfernten Stelle verläßt. 
In der Abb. 156 sei ein Gasball angenommen, dessen Dichtigkeit von 
innen nach außen abnimmt. Wir wollen in demselben drei durch die Kreise 
1 , 2 und 3 bezeichnete Schichten annehmen, von denen 3 die äußere Grenze 
der Atmosphäre bedeutet. Der von der Schicht 1 schräg ausgehende Licht 
strahl erfährt eine so starke Krümmung, daß er nicht aus der Atmosphäre 
austreten kann, d. h. Licht, welches von dem Punkte a in der angegebenen 
Richtung austritt, kann überhaupt nicht von außen wahrgenommen werden. 
Das unter dem gleichen Winkel bei b ausgehende Licht gelangt dagegen, 
nachdem es etwa den halben Umfang der Gaskugel durchlaufen hat, fast 
tangential die Kugel verlassend nach außen. Zwischen diesen beiden Schich 
ten befindet sich nun eine andere, von welcher aus das Licht genau tangential 
heraustreten kann; diese Schicht muß also optisch als eine scharfe Grenz 
schicht erscheinen. Da in einer Kugel diese Schicht symmetrisch liegt, so 
muß, von einem Punkte außerhalb gesehen, die Gaskugel als eine scharf 
begrenzte kreisrunde Scheibe erscheinen, genau wie dies bei der Sonne der 
Fall ist. 
Da nun das Spektrum der Photosphäre oder dieser Grenzschicht konti 
nuierlich ist, so nehmen die Anhänger der Schmidt sehen Sonnentheorie an,