Rotationszeit der Sonne. 41 



ford 1889, von Duner 1 in Lund, später in Upsala in den Jahren 1887 bis 1889 und 1899 bis 1901, weiters 

 die von Halm 2 in Edinburgh von 1901 bis 1906 und schließlich die von W. Adams 3 in Mt. Wilson in 

 Kalifornien während der Jahre 1906 und 1907. Crews Untersuchungen ergaben als mittlere Differenz 

 der Rotationsgeschwindigkeit der beiden Sonnenränder am Äquator 3-86&W, entsprechend einer sideri- 

 schen Rotationsdauer der Sonne von 26 - 23 Tagen. Crew führte seine Beobachtungen bis zur heliogra- 

 phischen Breite 70° aus. Das merkwürdige Resultat seiner Messungen, die gleichförmige Rotations- 

 geschwindigkeit der absorbierenden Schichte in allen Breiten, entspricht wohl den oben erwähnten, von 

 Wilsing aus Fackelbeobachtungen hergeleiteten Ergebnissen, steht aber nicht im Einklang mit den 

 Untersuchungen der anderen Beobachter. Duner, welcher gleich Crew ein Rowland'sches Gitter für 

 seine Messungen benützte, fand eine vollkommene Übereinstimmung zwischen dem aus Fleckenbeob- 

 achtungen und dem aus seinen spektroskopischen Beobachtungen resultierenden Rotationsgesetze. Die 

 in den verschiedenen Breiten gewonnenen Winkelgeschwindigkeiten lassen sich vollständig durch eine 

 der von Faye für Fleckenbeobachtungen aufgestellten, analogen Formel darstellen. Duner gibt zwei 

 solche Formeln, wie sie sich auf Grund zweier verschiedener Reduktions verfahren ergeben: 



1. g= 14 9 90 — 4 9 41sin 2 cp. 



2. 5 = 14 ? 81 — 4 9 21sin 2 cp. 



Die äquatorealen siderischen Rotationszeiten folgen daraus mit 24*16 beziehungsweise 24' 31 Tagen 

 Die mit den Duner'schen parallel laufenden Beobachtungen Bergstrands führen zu der Formel: 



i — 14 9 57 — 5 9 35sin 2 cp 



und der zugehörigen Umdrehungsdauer im Äquator 24-71 Tage. 



Aus der Vergleichung der in den beiden Beobachtungsepochen gemessenen Geschwindigkeiten 

 glaubte Duner »mit beträchtlicher Sicherheit« schließen zu können, daß »in den Geschwindigkeiten 

 keine bemerkenswerte Veränderung mit der Zeit stattgefunden«, ebenso »auch in den drei konsekutiven 

 Jahren (1899, 1900 und 1901) sich keine gesetzmäßige Änderung gezeigt habe«. Um so interessanter war 

 das Resultat der Halm'schen in den Jahren 1901 — 1906 ausgeführten Untersuchungen. Während die Halm'- 

 schen Beobachtungen im Jahre 1901 eine vollständige Übereinstimmung mit den Duner'schenMessungen 

 zeigen, ergibt sich in den folgenden Jahren eine beträchtlich geringere Zunahme der Rotations dauer mit 

 wachsender Breite. Die Halm'schen Beobachtungen, welche die von Duner an Genauigkeit noch übertreffen, 

 wurden in der direkten Absicht begonnen, um zu untersuchen, ob die bisherige Anschauung der unveränder- 

 lichen Rotationsgeschwindigkeit der Sonnenoberfläche richtig sei, oder ob auch das Rotationsgesetz durch 

 die sich während einer Fleckenperiode auf der Sonne abspielenden Vorgänge beeinflußt werde. Während 

 Duner die Rotationsgeschwindigkeiten bloß für sechs heliographische Breiten bestimmt, für 0°, 15°, 30°, 

 45°, 60° und 75°, sind Halm's Beobachtungen über sämtliche Breiten verteilt, wodurch eine kontinuier- 

 lichere Kurve erreicht wird, als sie Duners Messungen zulassen. Die Diskussion der Gesamtreihe führt 

 Halm in der Weise, daß er seine Beobachtungen einmal durch die Faye'sche Formel, die aus den Carring 

 ton'schen Fleckenbeobachtungen abgeleitet wurde: 



£=14 9 53 — 2 9 50sin 2 rp, 



ein andermal durch die von Duner aufgestellte Formel: 



i=z 14 9 80 — 4 9 17sin 2 cp 



darzustellen sucht. Gegen die nach der ersten Formel berechneten Werte zeigen die Beobachtungen 

 Abweichungen, welche den für die einzelne Beobachtung angegebenen mittleren zufälligen Fehler nicht 



1 Nova acta Reg. Soc. scient. Upsalensis. Ser. IV, Vol. I, Nr. 16. 

 2. Astr. Nachr. 4147. 



3 Contributions from the Solar Observatory Mt. Wilson, California. Nr. 20. 

 Denkschriften der mathem.-naturw. Kl. Bd. LXXXIV. 



