414 L i 1 1 r o w, 



nation der Sonne, so findet man die Unterschiede 3A und Stt von 

 Fleck und Sonnenmittelpunkt in geocentrischer Länge und Ekliptik- 

 Poldistanz aus 



tg u = — cos L tg e 

 8A = *ba cosu cos d — üd.sin u 

 8n: = Sa sin u cos d — üd.cos u, 



wenn man es nicht vorzieht, diese Grössen unmittelbar aus den von 

 Airy (Append. Greenvv. Obss. 1836) dafür gegebenen Tafeln zu 

 nehmen. 



In unserem Falle erhält man so für obige Beobachtungszeiten 

 mit den Daten des Berliner Jahrbuches 



Fleck. 

 I. 



IL 

 III. 



8X 



— 892 r 3 



— 776-4 



— 664-1 





97t 



-f 145 r 5 



— 42-9 



— 46-2. 



Es ist aber 









geoc. Länge des Fleckes 

 „ Ekl. Pold. „ 



K = 



: 180° + L + hl 

 ■■ 90° + S;r 



hier 









Fleck. 

 I. . 



IL 

 III. 



121° 43' 1" 

 121 49 29 

 121 52 29 





7t 



90» 2' 26" 

 89 59 17 

 89 59 14. 



Für den nun folgenden Theil der Arbeit, die Verwandlung der 

 geocentrischen in heliocentrische Coordinaten hat Petersen (Astr. 

 Nachr. Bd. XVIII, p. 164) sehr bequeme Ausdrücke gegeben, deren 

 wir uns bedienen wollen. Nennt man h den scheinbaren Halbmesser 

 der Sonne in Secunden, die Länge der Sonne, so findet man die 

 heliocentrische Länge l und Ekliptik-Poldistanz p des Fleckes durch 

 die Gleichungen 



H cos z == l — 

 Hsin z = 90° — n 

 hsin(y + H) = H 



tg v = tg y cos z 



1 = 0— (u+1800) 

 cotg p = sin v tg z, 



wobei u und 90° — p gleiche Zeichen haben mit 1 — und 90° — n. 



