oonnen-Flecken and Best immune/ der Rotations-Elemenfe der Sonne. 



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Reduction der Beobachtungen und Bestimmung der Lage des Sonn en- A equators 



1. Aus den vorangefuhrten Beobachtungenlassen sich zunachst die Rectascensions- und Declinations- 

 Differenzen zwisclien dem Mittelpunkte der Sonne und dem beobachteten Sonnenfleek, ohne Schwierig- 

 keit ableiten. 



Bezeichnet man durch R /, RIIxmA F, die Uhrzeiten, zu welchen der 1. und 2. Sonnenrand, so 

 wie der Sonnenfleek, einen und denselben Faden beruhrten, so driickt die Grosse : 



F 



(RI+RII) 



2 



. . . . (A) 



die Anzahl Secunden Uhrzeit aus, um welclie der Sonnenfleek spater als der Mittelpunkt der Sonne durch 

 den Faden des Netzes ging. 



Die bei den Beobachtungen beniitzte Uhr ging sehr nahe nach Sternzeit. Multiplicirt man demnach 

 die Grosse (^1) mit 0.9973, so erhalt man sofort die scheinbare R. Dilferenz zwisehen dem Mittelpunkte 

 der Sonne und dem Sonnenfleek. Bezeichnen wir sie mit A a, so ist: 



ii 



Aa = 0.9973 F 



(Rl + RII) 



in Zeit, 



oder 



Aa = 14.959 F 



(RI+RII) 

 2 



in Bogen 



Eben so ist : 



Ad 



(F— OR) + (F— UR) 



2 



oder 



A o 



(OR - F) -f (UR — F) 



! I 



je nachdem Vor- oder Nachmittag beobachtet wurde, die Declinations-Differenz zwisehen dem Sonnenfleek 

 und dem Mittelpunkte der Sonne. OR 9 UR und F bezeichnen, wie fruher, die zu den Sonnenrandern 

 und dem Sonnenfleek gehorigen Lesungen des Declinations-Kreises. 



Die Multiplication der Grosse (yl) mit 0.9973 oder mit 14.959 wird man nicht mit jedem einzelnen 

 Beobachtungs-Resultate, sondern bloss einmal, mit dem arithmetischen Mittel aus den Resultaten der ein- 

 zelnen Faden vornehmen. In jenen wenigen Fallen, wo die Sonnenrander und der Sonnenfleek nicht an 

 demselben Faden beobachtet wurden, wird man die beobachteten Antrittzeiten mit Hilfe der bekannten 

 Faden-Distanzen auf den Mittelfaden reduciren konnen. 



i 



