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Scheiner, Strahlung und Temperatur der Sonne. 
dem Rande zu resultiren würde, als die Beobachtungen ergeben. So 
schliesst Pickering aus seinen, wie gezeigt wurde, zu starken Absorp 
tionswertlien, dass eine supponirte homogene Atmosphäre von der Höhe 
des Sonnenradius und dem Transmissionscoefficienten 0.26 den Beobach 
tungen Genüge leiste. Seeliger hat aus den Vogel sehen Werthen 
abgeleitet, dass die Sonnenatmosphäre eine merkliche Dispersion be 
sitzen müsse und dabei entweder sehr dünn oder sehr niedrig sei; nach 
den eben mitgetheilten Beobachtungen scheint mir nur die zweite dieser 
Möglichkeiten in Frage zu kommen. 
Irgendwie sichere Aufschlüsse über die absorbirende Sonnenatmo 
sphäre lassen sich aus den bisherigen Beobachtungen nicht gewinnen; 
man wird wohl nicht fehl gehen, wenn man sie in die Chromosphäre 
und die dicht darüber gelegenen Theile, in denen die Protuberanzen 
auftreten, verlegt. 
Die für die effective Strahlung der Photosphäre oben gefundene Zahl 
von 7760° darf als eine recht sichere bezeichnet werden, insofern als 
die zu ihrer Ableitung benutzten Beobachtungen und Formeln keinen 
grösseren principiellen Fehlerquellen unterworfen sind und die Be 
obachtungsfehler überhaupt nur in sehr geringem Masse in diesen Werth 
eingehen. Es ist bereits angegeben, dass wegen der UnkenntnisS des 
Emissionsvermögens der Photosphäre ein Schluss auf die wahre Tem 
peratur der Photosphäre nicht möglich ist, und dass selbst bei bekanntem 
Emissionsvermögen die Berechnung der wahren Temperatur auf schwachen 
Füssen stehen würde, da das zu allen bisherigen Rechnungen benutzte 
Stefan’sche Gesetz bisher nur für die Strahlung eines absolut schwarzen 
Körpers bewiesen ist. In wie weit das Stefan sehe Gesetz bei der 
Anwendung auf andere Körper fehlerhaft ist, entzieht sich vorläufig der 
Beurtheilung; nur so viel lässt sich sagen, dass die Abweichungen bis 
zu Temperaturen von mehreren hundert Grad bei Körpern, deren Emis 
sionsvermögen sich der Einheit nähert, also bei Russ z. B., fast ganz 
innerhalb der Beobachtungsfehler liegen. 
Mit diesem Vorbehalte wird es erlaubt sein, für verschiedene Emissions 
vermögen die wahren photosphärischen Temperaturen zu berechnen, um 
wenigstens einen Ueberblick über diese Verhältnisse zu gewinnen. 
Da die Constante c des Stefan’schen Gesetzes die Bedeutung des 
Emissionscoefficienten besitzt, so erhält man die wahren Werthe der 
Temperatur unmittelbar durch Multiplication der eflfectiven Temperatur 
mit ye. 
Für die beigeschriebenen Emissionscoefficienten der Photosphäre 
(gültig für die betreffenden Temperaturen) erhält man somit folgende 
wahre Temperaturen: