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ÜBER DIE ROTATION DER SONNE. 15 
Es sei nun x die heliocentrische Polardistanz 
des Puncts 0, und (Fig. 4) S der Mittelpunet der 
Sonne, SV, SL die von der Sonne zum Frühlings- 
taggleichenpuncte und zum aufsteigenden Knoten 
des Sonnenaequators auf der Ecliptik gezogenen 
Linien, T die Erde, // die Projection des Pols der 
Sonne und © die des Puncts, an welchem die Beob- 
achtungen gemacht sind. Dann ist: 
ES50-0;: 782=2; 0CSO0--(o-.2) 
HU = 9; Oll-—mn;IISO- CSO=—(O— 2) 
Betrachtet man nun das sphárische Dreieck zwischen 
dem Nordpuncte der Sonne N, den Puncten // und 
O, wo die verlängerte Sonnenachse und SO die Fig. 4. 
Himmelssphäre treffen, so ist, da die Seiten 
TEST ME) ENDE 
und der gegenüber der Seite a stehende Winkel 
Aa (OR OF 
Cos n= Cos p Cos i — Sin p Sin à Cos (© — 2) 
oder : 
= ; SEN Ner ac er : 
Cos x = Cos (p +1) - 2 Sin à Sinp Sin? > (© — 2) (8 
Es ist aber: 
Cos a — Cos (p + 1) + 2 Sin i Sin p Sin? = (© — 2) = Cos (p +1) 
+2 Sin i Sin p Sin? + [360° — (o — 2)] 
Cos x = Cos i Cos p — Sin p Sin à Cos (© — 2) = — [Cos i Cos (180° — p) 
— Sin 7 Sin (180? — p) Cos [180? + © — 2 
Jene Gleichung beweist, dass die Werthe von a — p gleich sind für 
360° — (© — 2) wie für © — 2; folglich braucht man nicht x — p für 
Werthe, welche grósser wie 180? sind, zu berechnen. 
Diese Gleichung beweist, dass die Werthe von z — p nume- 
risch gleich, aber von entgegengesetzten Zeichen für 180° —p und 
