138 Chr. Wiener. [58] 



Die Integration nach x kann ausgeführt werden; sie ergibt 



n 2 7t 



H 3 = A& 1 d tp ^| — ^ — | i - e - c F (cos y + SS&)] / »i äa 



cos tp cos C\ 



27t 



+ e — ° W \cösl/> cos£iJ — e — c \cos^ + cos £, / / /■> '?« i • (93) 



t/o 



Die beiden anderen Integrationen nach « und rp müssen wieder durcli 

 mechanische Quadratur ausgeführt werden. 



152. Gresanithelligkeit des Himmels. Nun ergibt sich die 



gesamte Helligkeit H des Himmels als Summe der unmittelbar von der 

 Sonne herrührenden Helligkeit H t (Gl. 68 S. 100), der durch unendlich viel- 

 fache Lichtzurückwerfung durch die Atmosphäre übertragenen (H 2 ) [Gl. (69) 

 S. 111 bis Gl. (92) S. 124] und der vom Boden übertragenen H 3 (Gl. 93) oder 



H = H + (ff,) -f H,. (94) 



III. Zahlenmäfsige Berechnung der Helligkeit des Himmels. 



1. Berechnung von H x . 



153. Ausgewählte Punkte des Himmels. Wir berechnen zu- 

 erst die von der Sonne unmittelbar hervorgebrachte Helligkeit H x nach 

 Gl. (68), S. 100 und bei g == <j nach Gl. (68'), S. 101, nehmen die Stellen 

 des Himmels, für welche wir die Helligkeit bestimmen, in gegenseitigen Ab- 

 ständen von 15°, sowohl nach dem Azimut «, als nach der Zenitdistanz £ 

 an, so dafs wir bei « von bis 180° und bei C von bis 90° auf jeder 

 der beiden symmetrischen Himmelshälften aufser dem Zenit 12.6 = 72 Stellen 

 erhalten. 



154. Annahme über den Ort der Sonne. Dabei nehmen wir 

 die bei den technischen Zeichnungen gebräuchliche Stellung der Soune an, 

 wonach ihre Strahlen parallel mit der Diagonale eines aufrecht stehenden 

 Würfels laufen, so dafs ihre Zenitdistanz ö = 54° 44' ist, weil tg o = |/5 

 sein mufs. 



