Rotationszeit der Sonne. 37 



heiten der aus den Fleckenbeobachtungen resultierenden Rotationszeiten in einem gewissen Zusammen- 

 hange mit den Verschiedenheiten der heliographischen Breiten der beobachteten Flecken stehen, was aber 

 weiter keine Beachtung fand. Böhms aus den Jahren 1833 — 1836 stammende Beobachtungen hätten 

 wohl näheren Aufschluß geben können, doch waren sie trotz ihrer erst im Jahre 1852 erfolgten Veröffent- 

 lichung zu wenig übersichtlich geordnet, um das eigentliche Rotationsgesetz erkennen zu lassen. Böhm 

 konnte aus seinen Beobachtungen bloß konstatieren, daß »die Sonnenflecke auf beiden Hemisphären 

 gleich zahlreich« und »in einer Zone, die etwa durch ± 20° der heliographischen Breite geht, am häufig- 

 sten erscheinen, während ihre Zahl von dort, wie es scheint, zu beiden Seiten nach demselben Gesetze 

 anfänglich nur langsam, dann rasch abnimmt«. 1 



Erst die späteren, systematisch durchgeführten Beobachtungsreihen, deren erste Carrington 2 zu 

 verdanken ist, haben für die Erkennung des Rotattonsgesetzes wirklich verwendbares Material geliefert. 

 Aus seiner achtjährigen, von November 1853 bis März 1861 durchgeführten Beobachtungsreihe leitete 

 Carrington das interessante Resultat ab, daß die Winkelgeschwindigkeit der Sonnenflecken infolge der 

 Rotation der Sonne eine mit der heliographischen Breite im Zusammenhange stehende Veränderlichkeit 

 aufweise derart, daß die in der Nähe des Äquators befindlichen Flecke eine geringere Rotationszeit 

 ergeben, als die höheren Breiten angehörenden. 



Die aus den Beobachtungen resultierenden Werte der Winkelgeschwindigkeit stellte Carrington 

 durch eine empirische Formel dar: 



i — a + bsm"l^; a— 14 ? 417, b= — 2 9 750, 



wo £ die der heliographischen Breite <p zugehörende Winkelgeschwindigkeit, a und b aus den Beobach- 

 tungen zu berechnende Konstanten sind. Außer diesem Rotationsgesetze fand Carrington noch eine 

 weitere interessante Abhängigkeit zwischen der elfjährigen Häufigkeitsperiode der Flecke 3 und ihrer 

 Verteilung auf der Sonnenoberfläche: Die Flecke, welche sehr selten über 30° heliographische Breite 

 hinaus auftreten, haben zu verschiedenen Zeiten verschiedene Verteilung. Vor dem Häufigkeitsminimum 

 ist die Breite, als Mittel der Breiten der auftretenden Flecke genommen, klein, nimmt nach dem Minimum 

 plötzlich stark zu und wird dann wieder langsam kleiner. 



Die von Carrington entdeckten beiden Gesetze fanden durch die an seine Reihe anschließenden 

 großen Beobachtungsreihen anderer Astronomen, so vornehmlich durch die größte von Spörer 1 in den 

 Jahren 1861 bis 1893 durchgeführte, ihre vollständige Bestätigung. Spörer stellte als Ausdruck für seine 

 Beobachtungen gleichfalls eine empirische Formel auf: 



£ = a + &cosy; a = 8 ? 548, & = 5 ? 798, 



während Faye aus einer Diskussion der Carrington'schen Beobachtungen zur Wahl des Ausdruckes: 



£=za + bsin 2 y; a= 14 9 367, b = — 3 9 100 



kam und diesen Ausdruck durch die Hypothese begründete 5 , daß vertikale, aus dem Innern des Sonnen- 

 Uörpers gegen die Oberfläche gerichtete Strömungen, deren Ausgangspunkte sich auf einer sphäroidischen 

 Fläche befinden, als Ursache der Veränderlichkeit der Winkelgeschwindigkeit zu betrachten seien. Das 



1 Vergl. Böhm, 1. c. p. 74. 



2 Observations of the Spots on the Sun, from November 9, 1853, to Maren 4, 1861, made at Redhill by R. C. Carrington, 

 F. R. S., London and Edinburgh 1863. 



3 Auf den elfjährigen periodischen Wechsel der Fleckenhäufigkeit wies zuerst Schwabe (Astr. Nachr. 495) im Jahre 1844 als 

 Resultat seiner seit 1826 betriebenen regelmäßigen Sonnenbeobachtungen hin. 



* Spörer, Zusammenstellung der aus mehrjährigen Beobachtungen von Sonnenflecken gewonnenen Resultate. Anclam 1868. 

 Vergl. weiter die Bände 1, 2, 4 und 10 der Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam. 

 5 Vergl. Compt. Rend. 1865 u. f.; Astr. Nachr. 1717. 



