Wärme. 357

®et von Minute zu Minute die rasch steigenden Temperaturen auf, wo-ei man das Wasser fortwährend in Bewegung hält. Am Ende der°ten Minute schiebt man den Schirm wieder vor, bringt das Instru-an seine frühere Stelle, und notirt wieder 5 Minuten lang die ab-^ehrnenden Temperaturen. Ist E die Temperaturerhöhung, welche das^ ns trument in den 5 Minuten erfährt, während es der Strahlung ausge-ist, sind £ und e' die Abkühlungen vor und nach der Bestrahlung,ls t die von der Sonnenwärme bewirkte Temperaturerhöhung:

c f

0 = E +

£• ~|~ £ r

de!

Ist d der Durchmesser des Gefässes in Centimetern, m die Masse8 darin enthaltenen Wassers in Grammen, m! die wegen der specifi-d;„ en I^ärme auf Wasser reducirte Masse des Gefässes, so entsprichtbeobachtete Temperaturerhöhung einer aufgenommenen Wärme-ge (jm _)_ m ')ß, was als die von einem Quadratcentimeter in einer

di,

ttien

Mi;

da,

lllute aufgenommene Wärmemenge gleich

4 ( m -)- m') 05 7t d' 2

giebt.

Für

s Von Pouillet gebrauchte Instrument war dies 0,2624 0.j. I*as Linsenpyrheliometer sammelt die Sonnenstrahlen durch eineSe v on 24 bis 25 Centimeter Durchmesser und 60 bis 70 Centimeterl (;ti eil|| ' Ve ite, und lässt diese auf ein Gefäss mit 600 Gramm Wasser fal-gl e ' ^ essen Temperaturänderung wie oben beobachtet wird. Eine Ver-t6c ^bung m ;t; d em Resultate des directen Pyrheliometers giebt die Cor-j° 11 ’ Welche hier wegen der Absorption in der Linse angebracht(jj muss. Die Anwendung des Linsenpyrheliometers ist nothwen-vv enn man die Versuche nicht in ruhiger Luft machen kann.

Li

ine von den Versuchsreihen Pouillet’s ist folgende:

beobachtungs-

zeit.

Dicke der

Temperaturerhöhung

Atmosphäre. beobaclltet .

28. Juni 1837

berechnet.

30'M.

1,8G0

3,80°

3,69°

10 30

1,184

4,00

4,02

12 —

1,107

4,70

4,70

V N.M.

1,132

4,05

4,07

2

1,216

4,00

4,54

4

1,048

4,00

3,95

r,

3,165

2,40

2,42

l et) ^ die Dicke der Atmosphäre auf dem Wege der Sonnenstrah-Atm 61 J e dem Versuche, r der mittlere Erdhalbmesser, h die Höhe ders Phäre und z die Zenithdistanz der Sonne, so ist

£ = V 2 r h -j- h 2 — r 2 cos z 2 — r cos z ,acbtyn man Zenithdistanz der Sonne aus ß, der Polhöhe des Beob-

^obei

O 880 **’ 8 der Declination der Sonne im Mittage und II demrtiei b eDwinkel der Sonne zur Zeit des Versuchs, nach folgender For-oi'eclmete: cos z = sin ß sin 8 -|- cos ß cos 8 cos H.

Iiibell IIölfe diese r beiden Formeln ist die zweite Spalte der obigenV er i ? berechnet, wobei h = 1 nnd r = 80 gesetzt wurde. DurchLf, J . I ^ lc b’i n g sehr vieler Beobachtungen fand sich die alle umfassendesich au p = worin A und b Constanten sind, deren Bedeutung

8 folgendem ergiebt. Ist e = 0, wäre also keine Atmosphäre