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x J = No Wr + Nı (sin gpsind.Wı + cos p cos d sin Vh) 
-—- N ((2 sin? sin? d + cos?p cos?d—1) Yı + 4 sin p sind cosp cosd sinn 
En S cos” cos? d sin 2 Un) 
No Yn + Nı (sin p sind. Wı + cos p cos d sin Un) 
-+ Nr (sin? d (3sin® $ — 1) — sin?) vn + 3sin p sin d cos P cos d sin ıh) 
NV 
— No (vr 4 
COS P cos d sin Wo 
| 
) + Nı (sin p sin d.. Wo -+- cos P cos Ö sin Wo) 
+ Na (sin: d (3sin?p — 1) — sin?) w — 3 sin psin dcos p cos d sin Wo 
N) 
eos cosdsin n) 
Berechne ich zunächst unter Einführung von Wo an Stelle von /ı den Integral- 
wert, den ich dann Jo nennen will, so ist hiernach 
(No — N?) 9 
cos p cos d sin ıo 
a) —= ch 
also unter Einführung des für 9 gefundenen Wertes 
(No— NM)? 
ze Nı cos p cos d sin ı%o 
Te 
Die zu J hinzuzufügende Korrektion ist also eine kleine Grösse zweiter Ord- 
nung verglichen mit 9. Es ist daher zunächst nicht nur gestattet, dieselbe zu ver- 
nachlässigen, sondern es ist dies sogar so lange geboten, als man nicht die Werte 
von No und N» (oder wenigstens die Differenz derselben) mit grosser Genauigkeit 
kennt. In erster Näherung kann man überdies N? = No setzen. 
Die Koeffizienten von No, Nı, Ne in obenstehender Reihenentwickelung will 
ich, wenn ıo für ıWı gesetzt wird, als zz No, zeNı, zeN2 bezeichnen, so dass 
J= NN -+Nı N-+ WM 
wird. Diese Koeffizienten hängen von der Konstanten p (= 54°43‘) und von den 
im Laufe des Jahres veränderlichen Werten von d und ı"w ab. Diese letzteren wären 
nun als Funktionen der Zeit (oder, was für die Rechnung bequemer, aber nicht ganz 
streng; ist, als Funktionen der Länge der Sonne) darzustellen. Dadurch wären aisdann 
für jeden Zeitpunkt des Jahres die Koeffizienten No, Nı, N» bestimmt und sie könnten 
durch trigonometrische Funktionen der Zeit dargestellt werden. Abweichend von 
diesem in mathematischer Hinsicht interessanten von Frölich angewandten Verfahren 
habe ich aus den vorher erörterten Gründen die Grössen No, Nı, Na für 24 aequi- 
distante Zeitpunkte des Jahres berechnet. Als Anfangspunkt des Jahres wählte ich 
dabei, wie es bei derartigen Rechnungen häufig geschieht, den Augenblick, in welchem 
die mittlere Länge der Sonne 280° beträgt. Derselbe kann innerhalb der hier gel- 
tenden Genauigkeitsgrenzen als identisch mit dem in den bisherigen Rechnungen 
angewandten gelten. 
Da die Gesamtstrahlung der Sonne bei sonst gleichen Umständen dem Quadrate 
ihrer Entfernung o von der Erde umgekehrt proportional ist, so habe ich schliesslich 
noch, indem ich die gesuchten Grössen No, Ni, N» als auf die mittlere Entfernung 
