Wirtz, C.: Sonnenfinsternis und Optik der Atmosphäre.
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Sonnenfinsternis und Optik der Atmosphäre.
Die Finsternis von 1936 Juni 19,
Von C, Wirtz, Kiel.
Inhaltsübersicht. 1. Sonnenfinsternis als natürliches meteorologisches Experiment. — 2, Strah-
Jungsbeobachtungen, Ergebnis außerhalb der Finsternis; Gesamt- und Filterstrahlung. — 3. Strahlung
in engeren Spektralbezirken und Rayleighscher Exponent der Streuung nach Wellenlänge. — 4, Strah-
lung während der Finsternis; beobachtete Strahlungsverfinsterung und geometrische Verfinsterung. —
5. Die Trübungsfaktoren innerhalb und außerhalb der Finsternis. Zur Finsternis 1933 August 21. —
Zusammenfassung.
il. Für die Physik der Atmosphäre bedeutet eine Sonnenfinsternis ein
natürliches Experiment, bei dem Sonnenstrahlung in genau berechenbarem
Betrage dem Wärmehaushalt der Atmosphäre entzogen wird. Es hat daher Sinn,
wenn man den dargebotenen Versuch ausnutzt und die während einer Sonnen-
finsternis eintretenden Veränderungen beobachtet. Nicht nur in der Lufttempe-
ratur, sondern vor allem in den Strahlungsbeträgen. Das ist zwar zunächst ein
astrophysikalisches Problem; denn auf die Weise gelangt man am sichersten zur
Kenntnis der noch nicht zweifelsfreien Randverdunkelung der Sonnenscheibe. In
dem Falle sollen die Messungen allerdings den höchsten Grad der Genauigkeit
erreichen. Blickt man hingegen auf einen Beitrag zur Physik der Atmosphäre,
so bringen auch die für Meteorologie und Klimatologie entwickelten Strahlungs-
apparate verschiedener Prinzipien und Konstruktionen ans Ziel. Natürlich, das
Ergebnis trägt weiter mit wachsender maximaler Phase der Finsternis, und am
wirkungsvollsten ist zweifellos Totalität oder schmale Ringförmigkeit.
2. Doch kann auch eine partielle Verfinsterung. der Sonne einen nicht wert-
losen Beitrag zur Geophysik bilden, So wurde denn nachgesehen, ob und was
für eine Wirkung die für Kiel partielle Sonnenfinsternis von 1936 Juni 19 im
der Atmosphäre nach sich zog. Die Strahlungsbeobachtungen erfolgten mit
derselben Apparatur, die schon früher viel benutzt und in d. Ztschr. 63, 66 (1935)
beschrieben ist. Der Standpunkt war auf der höchsten Stelle der Sternwarte
gewählt in 62 m Seehöhe; die scharf abgeschnittene horizontale Dunstschicht des
schönen Sommermorgens reichte nicht so hoch hinauf. Während der ganzen
Finsternisdauer und noch zwei Stunden darüber blieb der Himmel für den An-
blick des Auges ständig rein und wolkenlos, und es war windstill oder schwach-
windig aus nördlichen bis nordöstlichen Richtungen, Stärke 0 bis 1. Die größte
Verfinsterung machte die Hälfte der Sonnenfläche aus. Die ZDC© lief von
87° bis 62°.
Zur Orientierung über den allgemeinen atmosphärischen Zustand des Tages
bearbeitete man fürs erste die Beobachtungen außerhalb der Finsternis
und unterzog sie der Ausgleichung nach der Bouguerschen Extinktionstheorie,
Die zahlreichen Einzelbeobachtungen wurden zu Normalpunkten vereinigt; nur
ein Punkt liegt vor Beginn der früh einsetzenden (4* 27m M.E.Z.) Finsternis. Von
den Beobachtungen nach Ende (6b 6m) wurde der letzte Normalort, zeitlich ge-
trennt von der Reihe der übrigen, fortgelassen. Denn da war der Himmel nicht
mehr ganz so rein wie vorhin, und um die Sonne zeigte sich der wenn auch
nicht sehr intensive silberne Schein. Das wirkt sich dann in der Weise aus, daß
eine zu hohe Strahlung erscheint, wie es in den ersten Stadien einer Himmels-
trübung stets einzutreten pflegt, Vgl. die Bemerkung 1. e, S. 71. Die andern
Strahlungsmessungen folgen aufs engste der Extinktionstheorie, und auch die
Mitnahme der isolierten späten Gruppe ändert an den Extinktionskonstanten
nicht mehr, als die Spannung der zufälligen Fehler zuläßt. Bei dem nahen An-
schluß aller dieser Messungen an die einfache Extinktionstheorie kann und
braucht man nach einer Strahlung des Umfeldes der Sonne nicht zu suchen. Die
Strahlungen sind nicht auf mittleren Sonnenabstand reduziert; sie gelten für den
Abstand R der Beobachtung: log R = 0.00701, R = 1.01628.
Die Gesamtstrahlung führt auf folgendes Ergebnis.
Die kleinen mittl. Fehler verraten die gute Übereinstimmung des Strahlungs-
pyanges dieses Tages mit der theoretischen Formel.
