Wolf, astronomische Mittheiluiigen. 161 



welche bei der für die Fackeln befolgten Beobachtungs- 

 art daraus entsteht, dass der Projectionsschirm eine Ebene 

 statt eine mit dem aus dem Oculare tretenden Strahlen- 

 kegel concentrische Kugellläche ist. 



« Aus den -~ ergeben sich die heliocentrischen Distan- 

 zen 9' vom scheinbaren Sonnencentrum nach 



sin {9 + 9') = -^ 



und die Abrechnung von q geschieht gleichzeitig mit der 

 Berücksichtigung der Correction für die durch die Refraction 

 in der Sonnenatmosphäre bewirkte Vergrösserung des 

 Sonnenradius, welche nach Spörer zu 



cl9' = 0°,122 tg {9 + q') 

 angenommen ist. Die Summe cIq'—q wird einer kleinen 

 Tafel mit dem Argument q + q' entnommen, zu q + q' 

 addirt und so q' erhalten. Bezeichnen dann ß und k' die 

 heliocentrischen, auf die Ekliptik bezogenen Breiten und 

 Längen , letztere vom scheinbaren Sonnencentrum aus 

 gerechnet, rj den Winkel zwischen Declinations- und 

 Breitenkreis des Sonnencentrums,. so ist 



sin ß = sin 9' cos (p + 77) 

 tg X' = tg 9' sin {p + rj) 



Ist ferner A die vom Aequinoctium aus gerechnete Länge 

 und O die Länge der Sonne, so wird 



^ = O + 180° — ^' 

 und rechnet man die Längen von dem um 90 ° rückwärts 

 vom Knoten des Sonnenaequators auf der Ekliptik liegenden 

 Punkte, setzt 90 — 51 = h, so hat man 



;i + fc = + fc + 180 — V 



Der Uebergang von ß und k + k auf die heliographischen 

 Coordinaten h und l, letztere ebenfalls von dem um 90° 

 rückwärts vom Knoten im Sonnenaequator liegenden 



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