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Ebenso erhält man die Rotationszeiten an den verschiedenen 
heliocentrischen Breiten wie folgt 
Formel 09 15° 309 45° 60° 759 90" 
30 24".2 242,7 267.1 287.3 ape 33,4 34,3 
silo 949 24,8 26.2 28,3 30,9 33,1 340 
33 243 24.7 25.8 27,9 31.2 86.1 - 432 
39 245 24,8 25,9 27,9 31,0 35,6 42,3 
Man sieht, dass bis zu einer Polhóhe von 60? hinauf die aus den 
Faveschen und Spörerschen Formeln berechneten Werthe keine be- 
merkenswerthen Unterschiede zeigen. Bei einer heliocentrischen Breite 
von 75" werden sie aber recht beträchtlich. Es hält folglich sehr 
schwer, das wahre Gesetz der Rotation der Sonne zu finden. Es kann 
in der That dies nur dann gelingen, wenn die Genauigkeit der Beob- 
achtungen nicht unwesentlich gesteigert werden kann. Es scheint dies 
in der That erreicht werden zu können, durch die Anwendung hori- 
zontal liegender Fernrohre, mit Spectroskopen, die auch in unver- 
änderlicher Stellung im Verhältniss zur Richtung der Schwere benutzt 
werden während der ganzen Zeit, welche die Messungen an einer 
gegebenen heliocentrischen Breite an emem Tage erfordern. Ausserdem 
ist es klar, dass ein Spectroskop, welches ebenso fest wie die Achse 
eines Meridiankreises in gut fundamentirten Zapfenlagern ruht, so massiv 
gebaut werden kann, dass fast jeder Gefahr von Verbiegungen des 
Instruments und seiner einzelnen Theile während der Beobachtungen 
vorgebeugt wird. Und diese Biegungen sind, wie meine Messungen 
deutlich gezeigt haben, die schlimmsten Feinde der Genauigkeit dieser 
Beobachtungen. Im Vergleich mit ihnen sind die zufälligen Einstellungs- 
fehler als sehr unbedeutend zu betrachten. Es ist auch klar, dass die 
sehr bedeutende Länge der Fernrohre die lineare Grösse des Focal- 
bildes der Sonne sehr beträchtlich macht, während die ansehnlichen 
Durchmesser, welche nunmehr die Spiegel gewisser dieser Instrumente 
haben, ihre Helligkeit sehr gross machen. Man wird daher auch die 
Kraft der Spectroskope noch grösser wie bisher machen können. 
