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Minimum fand Carrington, dafs die Flecke nahe dem Äqua- 

 tor selten waren und auf beiden Halbkugeln in hohen Breiten 

 die Flecken zahlreicher wurden. Ob auch dies sich wiederho- 

 len wird, ist abzuwarten. Man könnte nun wohl erwarten, 

 dafs eben jener Periode wegen für die Ortsveränderung der 

 Flecke in den einzelnen Jahren eine Verschiedenheit hervortre- 

 ten würde. Darum habe ich die Mittelwerlhe der ^ für jedes 

 der Jahre 1861 bis 1864 besonders hingestellt; man wird aber 

 erkennen, dafs für jetzt noch keine Folgerung in dem angege- 

 benen Sinne gezogen werden darf. 



Die Vereinigung der obigen vier Columnen, welche ohne 

 weitere Rücksicht auf die Gewichte durch einfache arithmeti- 

 sche Mittel ausgeführt wurde, giebt zwölf Werthe für ^, den 

 verschiedenen heliographischen Breiten zugehörend. Zu diesen 

 zwölf Werthen nehme ich hinzu für die Pole, also für b = 90°, 

 den Werth ^=14,295, welchen ich als Rotationswinkel der 

 Sonne angesetzt habe, und betrachte ihn als in gleicher Weise 

 wie die andern durch Beobachtung hervorgegangen. Es mag 

 ein Zufall sein, dafs dieser Werth bei der für die Curve ange- 

 setzten Gleichung ^^=x-\-y sin b -ir z cos b vorzüglich gut 

 pafst, so dafs für die Summe der Fehlerquadrate von sehr ge- 

 ringem Belang ist, ob jener Werth den zwölf andern hinzuge- 

 fügt wird oder nicht. Hinzugefügt habe ich den Werth, weil 

 ich die Annahme für wahrscheinlich hielt, und könnte aller- 

 dings in der guten Übereinstimmung eine Bestätigung meiner 

 Annahme finden. — Ich habe nunmehr zu erörtern, welchen 

 Grund ich habe, gerade jenes ^ = 14,295 als Rotationswinkel 

 des Sonnenkörpers anzusehen , zumal bei der Abhängigkeit der 

 ^ von der heliographischen Breite die Möglichkeit gar nicht 

 mehr vorhanden zu sein scheint, um aus den Flecken die Ro- 

 tationszeit der Sonne bestimmen zu können. 



Bei dem gröfsten ^, welches mir vorgekommen ist, würde 

 die Rotationszeit der Sonne nur 24 Tage betragen, bei dem 

 kleinsten würde sie 26 Tage beträchtlich übersteigen. Wollte 

 man den gröfsten Werth für ^ als dem Sonnenkörper zugehö- 

 rig ansehen, so würde man für diejenigen Flecke, welche die 

 kleinsten ^ liefern, Geschwindigkeiten von solchem Betrage er- 

 halten, wie er jede Vorstellung übersteigt; ebenso umgekehrt 



