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R. Seeliger 
Während nun namentlich die Festlegung von p 0 der Spe- 
kulation noch ein weites Feld offen läßt, Spekulationen, die 
hier zu weit ab vom eigentlichen Thema und in das Gebiet 
der Hydrodynamik der Atmosphäre führen würden, lassen sich 
die in der Größe .A 0 liegenden Unsicherheiten in gewissem Um- 
fang eliminieren oder doch kontrollieren, wenn man neben der 
Extinktion nun auch den gewissermaßen inversen Effekt in 
Betracht zieht, nämlich die diffuse Reflektion des Lichts an 
der Staubwolke bei Bestrahlung durch die Sonne. Ebenso wie 
die Extinktion für die räumliche Dichte der Staubwolke bei 
gegebener Teilchengröße eine obere Grenze geliefert hat, muß 
sich nämlich auch aus der Flächenhelligkeit ein solcher Grenz- 
wert ergeben. Lehnen wir uns an die bereits vorliegende 
Theorie der Beleuchtung kosmischer Staubmassen an 1 ), so er- 
halten wir für die Flächenhelligkeit ausgedrückt in Bruchteilen 
der Flächenhelligkeit Ja des Vollmondes die folgende Formel 
m 
H = 
cosi 
ji cos i -f- cose 
1 
3 V • d cos « -+* cos e 
4 g cos» • cos 
•> 
50) 
Es bedeutet darin /x die Albedo der staubförmig verteilten 
Substanz, f{a) eine von der Form des elementaren Beleuch- 
tungsgesetzes abhängende Funktion des Phasenwinkels, i und 
e den Incidenz- bzw. Emissionswinkel des betrachteten Teils 
V • d . 
der Wolke und eben die früher z. B. durch Gleichung 48) 
o 
eingeführte Größe. Da es sich nur um eine Bestimmung der 
Größenordnung handeln soll, können wir die Gl. 50) einfacher 
schreiben in der Form 
( 3 V • d cos » v 
1 — e~*~ 2 J, 51) 
wobei der Einfachheit halber i = e gesetzt wurde (die allge- 
meine Diskussion, auf die wir hier nicht eingehen wollen, ver- 
läuft ebenso einfach). Soll nun H <C A’ö* Jm sein, so folgt 
unmittelbar die der Gl. 48) ganz analoge Beziehung: 
>) In Betracht kommen die drei Arbeiten von H. v. Seeliger über 
die Photometrie kosmischer Staubmassen. Abh. Münch. Akad. 16, 1887; 
18, 1893 und Münch. Ber. 31, S. 265, 1901. 
