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A. Die astrophysikalischen Forschungsniethoden 
den ist, ersieht man aus einigen Parallel werten der beiden Stationen, die 
in dem zweiten Täfelchen mitgeteilt sind. 
Aus dem Mittel 1.95 aller Beobachtungen in Verbindung mit dem mitt 
leren scheinbaren Durchmesser der Sonne von 31'59.3 erhält man unter 
Benutzung des Stefan- 
Boltzmann sehen Strah 
lungsgesetzes (S. 73) als 
effektive Sonnentemperatur 
den Betrag von 5900°. Die 
heutige Unsicherheit dieses 
Wertes ist wesentlich durch 
die Unsicherheit der Solar 
konstante bedingt; weil aber die Strahlung in so außerordentlich hohem 
Maße mit der Temperatur zunimmt, geht die Unsicherheit der Solarkon 
stante nur stark verkleinert in den Wert der Sonnentemperatur ein. So kommt 
es, daß dem kleinsten be 
obachteten Wert der Solar 
konstante von 1.7 Gr. Kal. 
eine Sonnentemperatur 
von 5400° entspricht, dem 
größten von 3.4 Gr. Kal. 
eine solche von 6700°. 
Wahrscheinlich dürfte der 
oben angegebene Wert von 5900° nicht um mehr als höchstens 100° un 
sicher sein. Die berechtigte Freude über diese Errungenschaft der Astro 
physik wird jedoch ein wenig gedämpft durch die weitere Erkenntnis, daß 
die effektive Sonnentemperatur zunächst nur ein Begriff ist und nur für 
die strahlende photosphärische Schicht gilt. Die Berechnung der wahren 
Temperatur der Sonne aus der effektiven bietet wieder große Schwierigkeiten 
und Unsicherheiten, über die später noch Angaben gemacht werden sollen. 
Wie wir gesehen haben, läßt sich die effektive Temperatur eines strahlen 
den Körpers auch aus der Lage des Maximums der Strahlung bestimmen, 
da nach dem WiENSchen Verschiebungsgesetz (S. 74) die Wellenlänge des 
Strahlungsmaximums in einfachster Weise mit der Temperatur zusammen 
hängt. Auch diese Methode ist zur Temperaturbestimmung der Sonne ver 
wendet worden, und zwar zuerst von Langley. Er erhielt hierbei aber be 
trächtlich kleinere Werte, die unterhalb 5000° lagen, d. h. das Strahlungs 
maximum im Sonnenspektrum war mehr nach Rot zu gelegen, als nach der 
oben gefundenen Temperatur zu erwarten stand. Zur Erklärung dieses Wider 
spruchs ist hervorzuheben, daß die Absorption und die Molekulardiffraktion 
der Atmosphäre (S. 102 ff.) besonders im Blau und Violett auf die Strahlungs 
kurve einwirken und ihr Maximum tatsächlich merklich nach Rot zu verschie 
ben. Auch hier haben Abbots Versuche auf hohen Bergen eine weit gün 
stigere Übereinstimmung der Zahlenwerte herbeigeführt und die effektive 
Sonnentemperatur auch nach dem Verschiebungsgesetz dem Betrag von 
6000° nahe gebracht. 
Von viel höherem Nutzen als für die Temperaturbestimmung der Sonne 
sind die LANGLEYSchen spektrobolometrischen Untersuchungen für unsere 
Datum 
Mt. Wilson 
Mt. Whitney 
1909 Sept. 3 
1.943 Gr. Kal. 
1.959 Gr. Kal. 
1910 Aug. 12 
1 943 
1.979 
1910 Aug. 13 
1.924 
1.933 
1910 Aug. 14 
1.904 
1.956 
Jahr 
Beobachter 
Solarkonst. 
1896 
Vallot 
1.7 Gr. Kal. 
1897 
Crova und Hanski 
3.4 
1898 
Rizzo 
2.5 
1902 
Scheiner 
2.3