Die Himmelsstrahlung

Zusammenfassung

Die mathematische Ableitung der Strahlung des Himmels aus der bekannten extraterrestrischen Sonnenstrahlung und den bekannten Gesetzen der atmosphärischen Extinktion und Absorption ist eine sehr schwierige Aufgabe, wie folgende Überlegungen zeigen: Zugleich mit der Netzhaut des Beobachters werden alle, den höchsten wie den niedrigsten Schichten der gesamten oberhalb des Horizontes liegenden Atmosphäre angehörigen Luftteilchen von den direkten Sonnenstrahlen mit einer nach dem Rayleighschen Gesetz leicht errechenbaren Intensität getroffen. Hierdurch zum Mitschwingen angeregt, werden sie selbst zum Zentrum einer neuen Lichtquelle, welche jedoch nicht mehr natürliches, sondern linear polarisiertes Licht nach allen Seiten aussendet, und mit ihm wiederum alle Teilchen der gesamten Atmosphäre erregt, diese wiederum zu Strahlungszentra machend, und so weiter fort ungezählte Male. Gleichzeitig wird also jedes Teilchen außer von den direkten Sonnenstrahlen auch von den von allen anderen Teilchen ausgehenden Strahlen jeder der unendlich vielfachen Diffusionen erreicht, und in der Strahlung, welche es aussendet, ist auch von diesem mehrfach diffundierten Licht wieder ein kleiner Bruchteil enthalten. Für die erste und zweite Diffusion ist die mathematische Formulierung durchführbar, freilich sind die Formeln für die zweite Diffusion schon recht lang und rechnerisch unbequem, außer wenn die Sonne im Horizont steht. In der Natur muß noch eine sehr vielfache Diffusion wirksam sein, andernfalls könnte nicht die Helligkeit des Himmels von derselben Größenordnung sein wie die der Sonne. Der verschiedenen Dichte der Atmosphäre könnte bei der weiteren mathematischen Verfolgung des Problems auch noch Rechnung getragen werden unter der Annahme, daß die Dichtezunahme von den höchsten Höhen bis zur Erdoberfläche überall gleichmäßig geschieht. Die Schwierigkeiten wachsen aber, wenn man die Extinktion berücksichtigen will, welche jeder einzelne von jedem beliebigen Teilchen bei all den vielen Diffusionen ausgesandte Strahl auf dem Wege zu allen übrigen Teilchen erfährt, obwohl auch hier dasselbe Grundgesetz gilt, wie für die erste Diffusion. Bisher haben wir stillschweigend monochromatisches Licht vorausgesetzt, in Wirklichkeit wirkt aber das zusammengesetzte Sonnenlicht, und es findet daher bei jedem einzelnen dieser schwindelhaft zahlreichen Zerstreuungsprozesse eine Zerlegung in die verschiedenen Farben proportional der vierten Potenz der Wellenlänge statt, und nunmehr gilt bei der weiteren Verfolgung der Strahlen nicht mehr ein einheitlicher Transmissionskoeffizient, sondern jedesmal für jede Wellenlänge ein verschiedener. Wüßte man schließlich, wieviel von jeder Farbe jedes Einzelteilchen in Richtung zum Beobachter aussendet, so wäre hinsichtlich der Schlußwirkung auch noch seine Entfernung vom Beobachter zu bedenken. All dies würde nur für eine ideale, molekular zerstreuende, trockene Atmosphäre gelten. Der Wasserdampf unterliegt, wie wir gesehen haben, auch bei vollkommener Staubfreiheit anderen Zerstreuungsgesetzen, und neben diesen Prozessen der Zerstreuung laufen die der selektiven Absorption, welche wir für mannigfache Gase der Atmosphäre und für den Wasserdampf festgestellt haben. Unter 1000 m Meereshöhe tritt dann (auch in der freien Atmosphäre) die sehr einschneidende Wirkung der Absorption und Zerstreuung durch Staubpartikel hinzu. Hauptsächlich durch diese erklärt sich der große Unterschied der Helligkeit von Bergeshöhe und Flachland, welche wir noch kennen lernen werden; durch molekulare Zerstreuung könnte (von geringen nach dem Weltenraum zurückreflektierten Lichtmengen abgesehen) ein Lichtverlust nicht eintreten, es müßte alles Licht, welches aus der Sonnenstrahlung verloren geht, als Himmelsstrahlung wieder neu erscheinen. Trotz aller Schwierigkeiten ist das Problem unter einschränkenden Bedingungen öfter in Angriff genommen, denn die Feststellung, wieweit sich Beobachtung und Berechnung decken, hat aus mannigfachen Gründen große Bedeutung für die Astrophysik.