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uns beweist, dass atmosphäiisclie Ströme, welche von den kälteren Polen 

 der Sonne nach deren wärmerem Äquator ziehen, sowie unsere Passat- 

 winde im Meere Driftströmungen erzeugen, durch ihre Driftwirkungen 

 die eigentümliche Rotation der Flecken hervorbringen, oder wenn Faye 

 Konvektionsströme bis tief unter die Sonnenoberfläche annimmt, welche 

 durch ihr Auf- und Absteigen die oben ausgestrahlte Wärme von unten 

 her ersetzen, und wenn er diese Ströme zur Ursache einer oberfläch- 

 lichen Geschwindigkeitsverminderung macht, die am Äquator am wenig- 

 sten betragen soll, so kann man sich der Überzeugung nicht erwehren, 

 dass beide Forscher aus ihren Voraussetzungen leichter das gegenteilige 

 Gesetz bewiesen hätten, dass die Rotationszeit am Äquator eher grösser 

 als an den Polen sein sollte, wie die Lufthülle unserer Erde infolge 

 der Passatwinde am Äquator langsamer rotiert. Bei diesem Stande 

 der Dinge ist es nun von höchstem Interesse, wenn neue Thatsachen 

 der Beobachtung gewonnen werden, an welchen die bisher gewonnenen 

 Erkenntnisse und Anschauungen sich bewähren und an welchen falsche 

 Theorien, ob sie bisher bestritten oder unbestritten waren, zerschellen 

 müssen. 



Solcher neuer Beobachtungen über die Sonnenrotation sind nun 

 in den letzten zwei Jahren zwei bekannt geworden: Die > astronomi- 

 schen Nachrichten« No. 2852 vom 10. August 188.S und No. 2968 vom 

 21. Mai 1890 bringen neue Rotationsbestimmungen, die für unsere An- 

 schauungen von der Sonne von höchster Bedeutung sind, und in den 

 Comptes rendus vom 15. Juli 1890 bespricht Faye diese Beobachtungen, 

 um daran in seiner Weise seine seit über 25 Jahren entwickelte Theorie 

 von der physischen Beschaffenheit der Sonne zu erproben. Die zweite 

 der erwähnten Mitteilungen der astronomischen Nachrichten konnte ich 

 in Stuttgart nicht zur Einsicht bekommen, der Bericht von Faye und 

 ein Auszug in Wiedemann's Beiblättern bilden meine Quellen. 

 Übersehen wir zunächst die früheren Messungen : 

 Die Rotation der Sonne wurde seit Galilei und Scheinek an 

 den Sonnenflecken erkannt und gemessen. Genaue Resultate verdanken 

 wir zuerst dem Fleiss des Engländers Caekington, dessen Beobachtungen 

 die Zeit von 1853— (31 umfassen, und der aus einer Zahl von 5290 

 Einzelbeobachtungen eine Rotationsgeschwindigkeit der Sonne abgeleitet 

 hat, welche folgende empirische Formel darstellt: 865'— 165' sini (f, 

 für die heliographische Breite von y-Grad und die Zeit von 24 Stunden. 

 D. h, mit andern Worten: Die Rotationszeit des Sonnenäquators be- 

 trägt 24,97 Tage und die des Gürtels von z. B. 45^ Breite beträgt 

 27,87 Tage. In Breiten über 50*^ werden die Bestimmungen unsicher, 

 da dort die Sonnenflecken höchst selten sind. Seit 1S61 hat Spörer 

 die Arbeit fortgesetzt und etwas kleinere Werte für die täglichen Winkel, 

 also etwas grössere für die Rotationszeit gefunden, übrigens zu ver- 

 schiedenen Zeiten und für verschiedene Flecke etwas verschiedene, denn 

 die Flecke zeigen ausser der allgemeinen Rotationsbewegung auch noch 

 Eigenbewegungen, die noch nicht auf ein Gesetz gebracht sind. Da die 

 neueren Messungen an photographischen Aufnahmen gemacht werden, 

 so sind sie sehr grosser Schärfe fähig. Zwei von Faye angeführten 



