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des Sciences de Saint-Pétersbourg. 
n= din = A, f( t0 
13. Maintenant soit une équation 
CID, 2,:.. Blees 0 
à coefficients constants et à n variables independantes 
Bi, by.» Up En suivant la méthode précédente on 
aura : 
X(n— A) Py‏ = و 
نيو (a A4) fp, = (n — A)‏ 
A) f^, = (0, — A) f,‏ — ه) 
A) fn — e — Af‏ — ينها 
f (P1 Pa Ps. ° ieu.‏ 
L'élimination de p, p, ... p, entre ces (n + 1) 
équations nous conduit à l'intégrale complète ; les cas 
d'exception sont faciles à prevoir et à expliquer. 
14. Soit maintenant f (p, p, . . . p,) une fonction 
homogène de p, p, . . . p, de degré n et pz une cer- 
taine fonction de z; s’il s'agit d'intégrer l'équation: 
f (t. 
posons p, = Ve, d, Pa = V 95 . d; ; l'inté- 
grale s “obtiendra alors de la même manière qu’ du n' 10. 
: Pa) — 94, 
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. . Über die Rotation des Jupiter. Von J. Kortazzi. (Lu le 
2 septembre 1880.)  . 
B. Der rothe Fleck auf dem Jupiter, welcher im ver- 
= . gangenenJahre die Aufmerksamkeit der Astronomen auf 
Sich gezogen hat und bis jetzt in unveründerter Gestalt 
auf der Scheibe des Planeten bleibt, bietet ein ausneh- 
mend günstiges Object für die genaue Bestimmung 
der Rotationszeit des Planeten. Alle bisherigen Bestim- 
 mungen dieses Elements waren auf Beobachtungen 
heller und dunkler, in der Aequatorialzone und in de- 
ren Nühe erscheinender Flecke gegründet; manche von 
diesen Flecken bleiben jedoch nur wührend kurzer 
Zeit sichtbar, während andere wieder, wenn auch von 
längerer Dauer, ihre Lage auf der Oberfläche des Plane- 
ten oft sichtlich ändern. So bestimmten z. B. 1835 Beer 
und Maedler die Rotationsperiode des Jupiter aus Be- |: 
obachtungen zweier gut begrünzter dunkler Flecke im 
nördlichen Theile der Aequatorialzone +). Diese Flecke 
blieben über 5 Monate lang ziemlich unverändert 
in ihrem Ansehn und die Beobachtungen derselben 
umfassen gegen 360 Rotationen des Planeten, zwischen 
Nov. 4 1834 und Apr. 19 1835; sie blieben aber 
nicht wührend dieser ganzen Zeit unbeweglich, nament- ' 
lich änderte sich bis zum 9. Febr. 1835 ihre relative 
Stellung unzweifelhaft; in Folge davon geben in der 
Periode bis Febr. 9 die Beobachtungen des einen 
Flecks die Rotation R — 9^ 55" 30:16, die Beobach- 
tungen des andern. R = 9^ 55" 32546, während für 
die spätere Periode beide Flecke R = 9” 55” 5 
+ 0517 ergeben. 1834 hat Airy die Rotationsperiode 
zu R= 9* 55” 24:2, 1862 J. Schmidt in Athen zu 
R = 9“ 55” 25570 = 005 bestimmt; letzterer hatte 
hierzu einen dunklen runden Fleck im nördlichen Theile 
der Jupiterscheibe, in circa 30° Breite, vom 15. Mai 
bis zum 4. Juli, während 121 Rotationen beobachtet. 
Im Allgemeinen stimmen die hier aufgeführten Be- 
stimmungen recht gut unter einander, wahrscheinlich 
in Folge glücklicher Auswahl der Beobachtungsobjecte, 
ihres gleichartigen Charakters und ihrer festen Ge- 
stalt. In andern Fällen gelang die Bestimmung der 
Rotation lange nicht so genau. Schmidt führt in den 
Astron. Nachr. Bd. 83 M 1973 einige Beispiele an, 
wo R, aus Beobachtungen verschiedener weisser und 
dunkler Flecke bestimmt, zwischen 9^51"5* und 
9* 56” 752 schwankt. Offenbar sprechen sich hier 
Eigenbewegungen dieser wolkenartigen Flecke nach 
der einen oder andern Seite hin aus, welche nach 
Schmidt’s Berechnung gegen 300 Par. Fuss in der 
Secunde erreichen. : 
Der gegenwürtig auf dem Jupiter sichtbare rothe 
Fleck unterscheidet sich durch Form, Grósse, gleich- 
mässige Färbung, sowie durch festeren Bau, der sich 
darin ausspricht, dass seine Gestalt sich während eines 
ganzen Jahres fast gar nicht geändert hat, in auffal- 
lender Weise von den andern hellen und dunklen 
Flecken, welche so oft, sowohl in der Aequatorialzone 
als ausserhalb derselben erscheinen und stets éine 
Ähnlichkeit mit Wolken haben. Der gegenwärtige Fleck 
hat einen ganz andern Charakter: er erscheint gewis- 
sermaassen wie ein Durchbruch der eigentlichen Ober- 
1) Astronomische Nachrichten Bd. 12. X 280. 
