III. Die Photometrie 
99 
dem Dreieck SEP werde der Winkel am Planeten mit a bezeichnet. Von 
der Erde aus gesehen erscheint ein Teil des Planeten erleuchtet, der andere 
dunkel. Denken wir uns einen Durchmesser des Planeten senkrecht zu A ge 
zogen, so lehrt eine Betrachtung der Abbildung, daß der Winkel a gerade so 
groß ist wie der 
dem unszugekehrten 
nicht beleuchteten 
Kugelausschnitt ent 
sprechende Winkel. 
Wäre z. B. der Win 
kel cc = 60°, so wür 
den von den 180° 
der ganzen Planeten 
scheibe uns demnach 60° dunkel und 120° hell erscheinen. Man bezeich 
net a als den Phasenwinkel, und er ist maßgebend für diejenige Fläche des 
Planeten, welche uns Licht zusendet. Nach dieser Definition herrscht volle 
Beleuchtung beim Phasenwinkel 0°, während bei a = 180° von dem Himmels 
körper nichts mehr sichtbar ist. 
Die Aufgabe, diese dem Beobachter zugesandte Lichtmenge zu berechnen, 
zerfällt nun in folgende Teile: Berechnung der Beleuchtung der verschiedenen 
Teile der Planetenoberfläche, Berechnung des von diesen verschiedenen 
Teilen nach der Erde hin reflektierten Betrages des Lichtes. Die Beleuchtung 
ist abhängig vom Quadrate der Entfernung des Planeten von der Sonne, 
der reflektierte Betrag vom Quadrate der Entfernung des Planeten von der 
Erde; es ist also klar, daß in der Endformel, die ein Bruch sein muß, r 2 und 
z/ 2 im Nenner Vorkommen. Kennt man aus anderen Beobachtungen etwa die 
Albedo des Planeten, so wird man auf diesem Wege die scheinbare Hellig 
keit des Planeten, ausgedrückt durch die Helligkeit der Sonne, berechnen 
können. Umgekehrt, kennt man die scheinbare Helligkeit des Planeten, so 
kann man seine Albedo berechnen. 
Es sei noch einmal darauf aufmerksam gemacht, daß alle derartigen Rech 
nungen nur wenig zuverlässig sind, da die Oberflächen der Himmelskörper 
durchaus nicht den zugrunde gelegten Forderungen entsprechen. Die Planeten 
z. B. sind einerseits nicht vollkommen rauh, andererseits mit mehr oder weniger 
dichten Atmosphären umgeben, durch welche sowohl die Beleuchtungs- als 
auch die Rückstrahlungsverhältnisse merklich modifiziert werden. 
Die photometrischen Aufgaben bei anderen Körpern als Planeten und 
Monden gestalten sich noch viel schwieriger und komplizierter. Hierher ge 
hört die Berechnung der Gesamthelligkeit des Saturnringes, sobald er als 
eine Anhäufung kleiner Körperchen betrachtet wird, die Feststellung des von 
Kometen reflektierten Sonnenlichtes u. a. 
Wie allen physikalischen Messungen muß auch den photometrischen 
eine bestimmte Einheit zugrunde gelegt werden. Es ist dabei notwendig, 
eine physikaliche Einheit zugrunde zu legen, d. h. eine solche, die wir auf 
Grund ihrer physikalischen Eigenschaften immer wieder genau hersteilen 
können. 
Für die Astrophotometrie bieten gewisse Himmelskörper derartige Hellig 
keitseinheiten; unsere Sonne, der Vollmond und die meisten Fixsterne sind 
7*