136 



ИдеальнЫхМЪ случаемъ былъ бы тотъ, когда одно п то же пятно лоншо 

 было бы наблюдать непрерывно въ течен1п всего оборота солнца вокругъ 

 оси. Чтобы по возможностп прпблйзптьея къ этому идеальному случаю, мы 



1- 



разд'Ьляемъ пятна на группы и зат1Ьмъ связываемъ всЬ группы вм^ст11 въ 

 одну ц'Ьпь, подобно тому, какъ это д'Ьлается при паблюден'шхъ колебан1я 

 земного полюса, когда наблюдаютъ мелк1я зв-Ьзды съ зенитъ-телескопомъ и 

 связываютъ пхъ нотомъ въ одну годичную ц'Ьпь. 



Положимъ, что при вычисленхи гел1ограФпческой широты пптна (&), 

 мы приняли приближенные элементы солнечнаго экватора % и й^; съ ними 

 мы получимъ некоторое приближенное значенье этой широты Ъ'. Пусть: 



х = {ь1о — й) 51П «', 



у = г — г 



05 



тогда разность Ь' — Ъ определится но ФормулЬ (см. Л. А. Б'Ь 

 «Пятна на солнце», стр. 20) 



9 «« 



Ь = х С08 ? -ь г/ йш ?, 



гд'Ь I есть долгота пятна. 



Эта интересная Формула показываеть, что, какова бы ни была широта 

 пятна, разность Ь' — Ъ представляется отъ неточности принятыхъ элементовъ 

 О. и г синусоидой. Широта Ь не остается постоянной; она м-Ьняется отъ 



ттЬ. Пу 



Ь = а-нг, 



гд-Ь а есть величина постоянная, а е Функщя времени, опред-^ляющая соб- 

 ственное движение пятна; тогда 



« Н- с Н- ж СОЗ ? -Н ?/ 81П ^ 



V 



2. Возьмемъ теперь рядъ пятенъ и, по примЬру Карпнгтона, най- 

 демъ пзъ наблюден1й значен1я широтъ этихъ пятенъ для одной и той же дол- 

 готы /. Если число пятенъ, им1&ющихъ одн-Ь и тЬ же долготы, есть п, то мы 

 получимъ п уравненш : 



для 1-го пятна, Ь' = а ч- л; соз ^ н- ?/ 5Ш ? -§- г 

 » 2-го » Ъ\ = а^-^-x соз 1-+-у 8111 / -I- е^ 



» 3-го » Ъ\ = а^-л-х С08 ? -*- у 8Ш ? -+- е^ 



для п-го пятна, Ъ ,^_1 = а,,_^ -+- х со^ I -л- г/ ?>'т I -^ е„_1 



