UBER DIE ROTATION DER SONNE. 21 
mit diesem Plane, so wird die Geschwindigkeit gefunden, wenn man 
statt r seine Projection auf der Ecliptik einführt. Man bekommt folg- 
lich statt (11): 
nom Cos Dum Be a (EE) 
Eigentlich sollte der Werth von v, auch mit dem Cosinus des 
Winkels, welcher, die Verbindungslinie zwischen der Erde und dem Puncte 
auf der Sonne mit der Ecliptik bildet, multiplicirt werden. Weil aber 
dieser Winkel hóchstens 16' ist, und / die Bahngeschwindigkeit der Erde 
in einer Zeitsekunde, folglich hóchstens 
61^ 110° 1^ 
24.60.60 24 
ist, so wird, da r = 697150 Kilometer ist: 
v, = 0,15 km. 
Wird dies mit Cos 16' multiplicirt, so wird es nur um einen, 
und wenn es ausserdem mit dem Maximalwerthe des in der Gleichung 
(11) ausgeschlossenen Factors Cos oe = Cos 16’, folglich insgesammt 
mit Cos? 16' multiplieirt wird, um zwei Millimeter verkleinert, was ganz 
ohne Bedeutung ist. 
Wir müssen nun Formeln entwickeln, um für eine gegebene 
Zeit den Winkel 5? für einen am Sonnenrande liegenden Punct, dessen 
heliocentrische Breite gleich «q ist, zu berechnen. 
Es sei (Fig. 6) V A T die Ecliptik, 2 B A der 
Sonnenæquator, // der Pol der Sonne, P der Pol der 
Ecliptik, M der beobachtete Punct am Sonnenrande, 
O der Ort der Sonne von der Erde aus gesehen und 
{2 der aufsteigende Knoten des Sonnenæquators auf 
der Ecliptik. 
Nun sind: 
MP9 =2PH=90, 
und es sel 
folglich: 
MPQ = 90° — © P B= 90° + (o — Q) 
und 
MPH = MP2+ OPII = 180? + (© — 2 
