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A. Scheller, 



einfachen geometrischen Sätzen aus zu mindest drei zu verschiedenen Zeiten angestellten Positions- 

 bestimmungen eines Fleckes auf der Sonnenoberfläche sämtliche Rotationselemente — also Rotations- 

 dauer und Lage der Rotationsachse — abzuleiten gestatten. Solcher Methoden gibt es sehr viele 1 ; in der 

 zweiten Hälfte des 18. Jahrhunderts war die Bestimmung der Rotationszeit der Sonne ein Lieblingsproblem 

 der Astronomen, mit welchem sich selbst Männer wie Euler, Lagrange, Lalande, Cagnoli u. a. m. 

 beschäftigten. In nachstehender Tabelle sind einige der aus Fleckenbeobachtungen resultierenden 

 Rotationszeiten unter Beifügung der Beobachtungsepoche angeführt. 2 





Tage 



Epoche 



Wolf 



25-330 

 25-583 

 25-396 

 25-583 

 25-417 

 2501 



25-521 



25-35 



25-34 



25-09 



25-380 



25- 182 



25-234 



25-172 



1675 

 1678 



1770 

 1776 

 1775 

 1833 

 1839 

 1840 

 1841 

 1850 

 1854 

 1866 

 1882 



Die angeführten Werte für die wahre oder siderische Rotationszeit weisen beträchtliche Unterschiede 

 auf. Diese haben einerseits darin ihren Grund, daß die Sonnenflecke infolge ihrer oft rasch veränder- 

 lichen Gestalt und Größe für präzise Beobachtungen nicht geeignete Objekte darstellen. Andererseits 

 bilden die häufig auftretenden Eigenbewegungen der Flecke, die nicht von der Rotation der Sonne her- 

 rühren, Fehlerquellen, welche sich nur durch die Benützung einer möglichst großen Anzahl von Beob- 

 achtungen aus dem Resultate eliminieren lassen. Die Rotationsbestimmungen aus dem 18. Jahrhunderte 

 und die später nach einer Pause von mehr als 50 Jahren in der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts wieder 

 aufgenommenen diesbezüglichen Arbeiten bis auf Carrington beruhen meist auf drei Beobachtungen eines 

 Fleckes während einer Sichtbarkeitsperiode, also bloß eines Teiles der Rotationszeit, so daß auch diese 

 mathematisch zwar sehr scharfsinnigen Methoden keine genauen Resultate zu liefern vermochten. 

 Weiters haben bereits die älteren Beobachter erkannt, daß die Rotationsdauer je nach der Lage der beob- 

 achteten Flecke nicht unbeträchtlich — zwischen 25 und 28 Tage — variiert. Diese bereits von 

 Scheiner gemachte Bemerkung wurde von Galilei als Irrtum hingestellt, doch weder diesem noch den 

 späteren Astronomen des 18. Jahrhundertes gelang es, eine größere Genauigkeit zu erzielen, beziehungs- 

 weise eine Erklärung für die Verschiedenheiten zu finden. Von den Beobachtern des 19. Jahrhundertes 

 war es bloß Laugier, welcher im Jahre 1841 in einer kurzen Notiz 3 daraufhinwies, daß die Verschieden- 



1 Vergl. E. Gel eich, Die ersten Bestimmungen der Rotationsdauer der Sonne durch Beobachtung der Sonnenflecke, Zeitschrift 

 f. M. u. Ph. 1889. 



2 Vergl. J. G. Böhm, Beobachtungen von Sonnenflecken und Bestimmung der Rotationselemente der Sonne. Denkschrift der 

 kais. Akademie der Wissenschaften in Wien, Bd. III, 1852. 



P. A. Secchi, Die Sonne, übersetzt und herausgegeben von H, Schellen. Braunschweig 1872, 

 9 Compt. Rend. 1841, XII, 



