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näheren Örter) die heliographischen Längen Sept. 17. bis Dec. 8. 

 durch einen einzigen Rotationswinkel darzustellen, was merk- 

 würdiger Weise recht wohl angeht, wenn man die zweite Pe- 

 riode B ganz fortläfst. Aus dem Gange der reducirten Längen, 

 wie er bei B auf Tab. IL und III. vorkömmt, ist zu ersehen, 

 dafs die dort angewendeten £ für B viel zu grofs sind. Die 

 heliogr. Längen Oct. 8. bis Oct. 16. liefern 



£ = 14,0177 für B 

 als denjenigen Rotationswinkel, bei welchem die kleinsten AI 

 übrig bleiben. Das auffallend kleine £ ist aber nicht deshalb 

 anzutasten, weil die Orter Oct. 8. und Oct. 16. (wo ^ = 54° 

 und 51°) mitgenommen sind, denn ohne dieselben würde £ 

 noch kleiner werden. Rechnet man mit dem £ = 14,0177 auf 

 den Anfang der Periode zurück, so gehen bei Oct. 6. die AI 

 (Tab. II. - 1,33 und- 1,02) auf - 0,47 und- 0,19 herunter; 

 und wenn man bis Oct. 18. rechnet, so stellt sich heraus, dafs 

 die beobachteten Längen keineswegs zu klein sind, sondern zu- 

 letzt sogar um 0,4 zu grofs. Da nun eine gewisse Berechtigung 

 dem aus B allein gefundenen £ = 14,017 gar nicht abzusprechen 

 ist, so werden die .A l der Tabellen II. und III. in Frage ge- 

 stellt, damit zugleich aber auch die Continuität des Flecks für 

 die beiden Zwischenzeiten Ende Sept. und Oct., während er sich 

 auf der abgewandten Sonnenseite befand. Diesem Resultate 

 der Rechnung würde man mit Hülfe der Zeichnungen der Gruppe 

 durch gewagte Combinationen einiger Maafsen folgen können, 

 nämlich ausgehend von den beiden hellen Stellen der Gruppe 

 Sept. 11. und 12. in L = 286° und 282°, ferner mit Zuzie- 

 hung der südwestlichen Neubildungen Sept. 18. und 19. und der 

 nordwestlichen Neubildungen Oct. 15. und 16., indessen soll 

 dies nicht erörtert werden. 



Wir recapituliren als Resultat der Untersuchung, dafs nur 

 die klein en Längen-Divergenzen am Ende der dritten und am 

 Anfange der vierten Periode (Tab. IV.) ohne weitere Bedenken 

 bestehen bleiben, und dafs diese, wenn man sie nicht Beobach- 

 tungsfehlern zuschreiben will, durch den Unterschied zwischen 

 einer Strahlenbrechung der Sonnenatmosphäre und der für den 

 Fleck anzusetzenden (wegen seiner Dicke verminderten) HöImii- 

 parallaxe zu erklären wären. 



