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bei a = 0°.5 bis auf etwa 4°/o auf die Hälfte reducirt hat und für 

 grössere a sich fast gar nicht mehr ändert. Nimmt man Nd = 0.00017, 

 so hat sich die ganze bedeutende Lichtvariation zwischen a = 0° und 

 a = 0°.l bis auf etwa 1 °/o vollständig abgespielt. Da nun Nd nichts 

 anderes angiebt als die Dichtigkeit, welche die Staubwolke besitzt, so 

 ergiebt sich Folgendes: 



Eine staubförmige Masse, die so dick ist, dass sie fast 

 undurchsichtig erscheint, weist eine Flächenhelligkeit auf, 

 die sehr stark mit abnehmendem Phasenwinkel zunimmt. 

 Dieselbe kann für a = fast bis zum doppelten Betrage 

 steigen, den sie bei sehr kleinen a besitzt. Diese sehr be- 

 deutende Lichtvariation spielt sich bei um so kleineren a 

 ab, je geringer die Dichtigkeit der staubförmigen Masse ist. 



Welche bedeutende Rolle dem geschilderten Verhältnisse bei der 

 Beleuchtung des hellen Saturnringes zukommt, ist in I ausführlich er- 

 örtert worden und braucht deshalb an dieser Stelle nicht wiederholt 

 zu werden. 



Es ist schon oben bemerkt worden, dass bei durchsichtigen Staub^ 

 wölken die Variation der Helligkeit in der Nähe der Opposition weniger 

 deutlich auftrat und schliesslich bei grosser Durchsichtigkeit ganz un- 

 merklich wird. Im Uebrigen gilt bei ihnen etwas ähnliches, wie bei 

 fast undurchsichtigen Massen, indem sich die mehr oder weniger deut- 

 liche Lichtzunahme bei immer kleineren a abspielt, je dünner die Massen- 

 vertheilung ist. Als Maass für die Undurchsichtigkeit einer staubförmigen 

 Masse kann die Grösse 



NS H 



V = -. — ; -, — 



sin A -\- sin A q 



angesehen worden. Wenn man dann die oben (S. 18) angedeuteten Ver- 

 nachlässigungen zu machen sich erlaubt, so wird die Formel (2)* 



j« A 7"|e-ffl -§ir- (5) 



Diese Formel gilt nur für ?'>£. Im andern Falle ist (2 a) anzuwenden: 



Vi 



J = fV I £ I e cos (pd(p; sin«/)! = e (5 a) 



