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Saturn kann wegen seiner geringen Wirl\ung ausser Betracht bleiben, gerade so, wie dies bei Mars 

 und den äussersten Planeten der Fall ist. Als mögliche Ursachen für das Auftreten der eigenthümlichen 

 Zacken der Fleckenstandscurve, auf die Wolf zuerst hinwies und die sehr schön in den seit 1895 durch 

 Wolf er den Fleckenstandsberichten der Sternwarte Zürich beigegebenen Curven hervortreten, müssen 

 somit folgende Umstände in Erwägung gezogen werden: 



1. Constellationen, bei denen zwei, drei oder alle vier der obigen Planeten mit der Sonne nahezu in 

 einer Geraden stehen. 



2. Der Wechsel zwischen Perihel- und Aphelstellungen, welcher jedoch nur bei Jupiter und Mercur 

 relativ beträchtliche Änderungen ihrer Wirkung auf die Sonne mit sich bringt. 



Des Weiteren hat man zu berücksichtigen, dass Jupiters Perihelstellung nur für eine Untersuchung 

 der grossen, ungefähr 11 -jährigen Fleckenperiode in Betracht kommen könnte. Überdies spricht der Um- 

 stand, dass sich die immerhin geringe Änderung der Jupiterswirkung auf die lange Zeit eines halben Um- 

 laufs vertheilt, gegen jeden Einfluss dieser Art überhaupt. Mercur dagegen erleidet in der kurzen Zeit von 

 44 Tagen in seiner Wirkung auf die Sonne eine Änderung, die der Gesammtwirkung von Jupiter im 

 Aphel nahezu gleichkommt, die 2Y2 Mal so gross ist als die ganze Änderung bei Jupiter und 

 U/g Mal so gross als Mercurs eigen er mittlerer Einfluss. Daraus ergibt sich, dass die Perihel- 

 stellungen Mercurs unter kein en Umständen bei einer Untersuchung des Fleckenphänomens 

 unberücksichtigt bleiben dürfen. 



Ich habe daher die Daten aller hauptsächlichen Constellationen und aller derjenigen Perihelstände 

 Mercurs, welche für eine Constellation von Bedeutung sind, zusammengestellt und mit der Reihe der beob- 

 achteten monatlichen Relativzahlen Wolfs vom Jahre 1830 an verglichen. 



Dadurch ist es mir gelungen, einen unzweifelhaften Zusammenhang beider Er- 

 scheinungen nachzuweisen. Bevor die daraus sich ergebenden Schlüsse gezogen werden, soll die 

 erwähnte Zusammenstellung selbst Platz finden, nur müssen zu ihrer Erläuterung verschiedene Bemer- 

 kungen über Anordnung u. s. w. vorausgeschickt werden. 



Jeden Monat kommen, öfters mehrfach, Constellationen vor, bei denen die auf die Ekliptik bezogenen 

 oder in der Bahn gerechneten heliocentrischen Längen für je zwei der Planeten Jupiter, Venus und Mercur 

 um 0° oder 180° differiren. Diese bilden also den normalen Zustand der Planetenwirkung auf die Sonne 

 und bedürfen keiner weiteren Hervorhebung. Ein besonderer Fall tritt erst ein, wenn alle drei Planeten mit 

 der Sonne nahezu in einer Geraden stehen, was im Laufe des Jahres durchschnittlich dreimal stattfindet. 



Die Zeitpunkte für diese Constellationen werden am genauesten dadurch ermittelt, dass man alle 

 Termine für die Conjunction oder Opposition von Jupiter und Mercur, natürlich heliocentrisch, vermerkt — 

 durchschnittlich sind es in jedem Jahre acht — und die gleichzeitige Abweichung in Länge für Venus 

 bestimmt. Nur selten wird diese nahezu 0° oder 180° betragen, aber da die zu der vereinigten Wirkung 

 von Jupiter und Mercur hinzutretende Componente dem Cosinus des Abweichungswinkels proportional ist, 

 so kann man noch Abweichungen bis zu 30°, d. i. mit 0'87 der vollen Wirkung zulassen. Vereinzelt 

 kommt es auch vor, dass die kleinste Abweichung der Venus sogar noch über diesen Betrag hinausgeht. 

 Solche Stellungen werden ebenfalls in die Tabelle eingetragen, die ersteren jedoch, deren Abweichungen 

 unter 30° bleiben, durch einen beigesetzten Stern ausgezeichnet. Gibt es Constellationen, die auf benach- 

 barte Termine für die abwechselnde Opposition und Conjunction von Jupiter und Mercur fallen und deren 

 Abweichungen beide innerhalb der freilich willkürlich festgesetzten Grenze von 30° bleiben, so werden sie 

 durch eine Klammer als zusammengehörige kenntlich gemacht. Dasselbe findet statt, wenn die Ab- 

 weichungen zwar grösser als 30°, aber gleich gross sind. 



Es ist einleuchtend, dass bei so grossem Spielraum für dieselben und bei den geringen Neigungen der 

 Planetenbahnen keine Rücksicht auf die heliocentrische Breite genommen zu werden braucht. Die heliocen- 

 trischen Längen nebst dem Datum der Constellationen können in einfachster Weise irgend einem astro- 

 nomischen, z. B. dem Berliner Jahrbuch direct entnommen werden oder ergeben sich aus den stark 

 abgeküraten Tafeln der späteren Jahrgänge leicht durch eine einfache Interpolation, wobei die Genauigkeit 



