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J. G. Bohm. 



Ob der bei dies en Untersuehungen erreichbare Grad von Genauigkeit gross oder klein ist, so lasst sich, 

 wenn man die geringen Hfilfsmittel und die geringe Sorgfalt, mit welcher die genannten Astronomen diese Be- 

 stimmungen pflogen, erwligt, mit Sicherheit annehmen, dass die oben angefuhrten Resultate, so hohen Werth 

 auch z. B. LaLandeaufseineBestimmungdepRotationszeiteW.Iegt, dochnochbedeutendeVerbesserungenzulassen. 

 Es lasst sich ferner auch nicht leicht absehen, dass eine Discussion dieser Bestimmungen zu Resultaten fuhren 

 werde, deren Veiiasslichkeit zu der grossen Miihe einer solchen llntersuchung auch nur einigermassen in einem 

 lohnenden Verhaltnisse stande, und so schien es mir in jedem Betrachte angezeigt, den Gegenstand ganz von 

 neuem anzugreifen. Ich zog es. daher vor, selbst eine Reihe Beobachtungen zu machen in der Absicht, ein ganz 

 selbststandiges durch die hohere Sicherheit der gegenwartigen Beobachtungen und der Rechnung unterstutztes 

 Resultat zu erhalten, und in der Hoffnung, sowohl fiber die wahren Werthe der genannten Elemente, so wie fiber 

 den Grad von Genauigkeit, der sich bei ihrer Bestimmung erreichen lasst, eine begriindete Anschauung zu erhalten. 



Als ich mich nun im Friihjahre 1833 hiezu anschickte, war ich mir, wie gesagt, der Schwierigkeiten dieser 

 Untersuchung wohl bewusst und ich wurde zugleich auf die geringe Genauigkeit aufmerksam gemacht, die sich 

 von meinen Bemuhungen erwarten Hesse. Nichtsdestoweniger blieb ich bei meinem Vorsatze in der festen 

 Ueberzeugung, dass es in der Wissenschaft nicht darauf ankomme mit einer Reihe vollkommen harmonirender 

 Bestimmungen zu figuriren, sondern dass jedes Resultat seinen Werth habe, harmonirend oder nicht, aber der 

 Wahrheit getreu! Da man Wahrheit zu erfahren wunseht. — Auf einen hohen Grad von Harmonie der einzelnen 

 Resultate untersich, darf man sich bei Bestimmung der Rotations-Elemente der Sonne uberhaupt keine Rechnung 

 machen, da hier, zu Folge der Lage der Sonne gegen die Erde, bei vorausgesetzten sonst ganz gunstigen Um- 

 standen, selbst kleine Fehler in der Beobachtung grosse im Resultate nach sich ziehen. Diess gilt insbesondere von 

 der Rotationszeit und der Lange des aufsteigenden Knotens des Sonnen-Aequators. 



Diess wurde jedoch nicht hindern, die gesuchten Elemente mit jedem gewunschten Grade von Genauigkeit zu 

 erhalten, wenn die Sonnenflecken als Punkte betrachtet werden kiinnten, die mit der Oberflache der Sonne entweder 

 in fixer Verbindung stehen oder ihren absoluten Ort auf derselben, wenigstens durch eine Reihe von Tagen, nicht 

 andern. Einer solchen Annahme scheinen aber die fruheren Erfehrungen und die darauf gegrundete allgemeine 

 Stimme entgegen zu sein, obwohl sich dagegen manches bemerken lasst. Erstlich erstrecken sich diese Er- 

 fahrungen nicht auf alle Sonnenflecken und insbesondere nur auf die griisseren- derselben so, dass sich daraus 

 nicht allgemein giltig folgern lasst, dass es nicht wenigstens einige, insbesondere kleinere, isolirte Sonnen- 

 flecken geben konne, die, wenn auch nur fur wenige Tage, ihren absoluten Ort (ihre heliographische Lage) 

 nicht andern. 



Das Urtheil fiber die grosse Wandelbarkeit der Sonnenflecken beruht beinahe durchweg auf den sehr auf- 

 fallenden Aenderungen; welche in der Form der meisten griisseren Sonnenflecken und in der scheinbaren Lage 

 mehrerer gleichzeitig sichtbarer Flecken gegen einander von Tag zu Tag wahrgenommen werden. Dabei darf man 

 aber nicht ubersehen, dass gewisse Aenderungen in der Form einzelner und in der scheinbaren Lage mehrerer 

 eine Gruppe bildenden Flecken nothwendig durch die Kugelgestalt der Sonne, durch die Lage ihres Aequators 

 gegen die Erdhahn, und durch die Rotation der Sonne etc., bedingt sind. So muss z. B. wegen der Kugelgestalt 

 der Sonne, jeder Sonnenfleck bei seinem Eintritte am ostlichen Rande der Sonne, als eine schmale, dunkle Linie 

 erscheinen, wejche von Tag zu Tag breiter wird und spater in eine schmale Elipse oder in eine andere Form, je 

 nach der absoluten Form des Flecken und den Gesetzen der Projection ubergeht. Je waiter der Sonnenfleck gegen 

 die Mitte der Sonnenscheibe vorriickt, desto mehr muss er sich ausbreiten und desto vollstandiger seine wirkliche 

 absolute Form entwickeln; — wahrend er nach dieser Zeit bei seinem Vorriicken gegen den westlichen Rand, den 

 vorigen ahnliche Formanderungen in umgekehrter Ordnung* erleiden wird. Kleinere und schmiilere Sonnenflecken 

 werden uberhaupt erst dann sichtbar werden konnen, wenn sie weiter gegen die Mitte der Sonnenscheibe vorgeriickt 

 sind, und sie werden eben so, einige Zeit darnach, dem Auge entschwinden. 



Bei Gruppen von Sonnenflecken, die aus grosseren und kleineren Sonnenflecken bestehen, wird noch uberdiess 

 eine von Tag zu Tag fortschreitende, je nach den Jahreszeiten grossere oder kleinere Drehung des ganzen 



