98 



J. G. Bbhm. 



wo e 



(39). 



Sin. ri Sin. k' = Sin. n . Sin. k 



Sin. ri Cos. k' = Cos. e Sin. » Cos. k - Sin. e Cos. n } (38), 



Cos. ri = Sin. e Sin. n Cos. k + Cos. e Cos. n 



die Schiefe der Ekliptik fur 1833-0 bezeichnet. Nehmen wir sie zu 23° 27' 40 ! an, so finden wir: 



Neigung des Sonnen-Aequators gegen die Ekliptik, oder ri = 6° 56 '6 

 Lange des aufsteigenden Knotens des Sonnen-Aequators, oder k' = 76° 46 9 



Die wahrscheinlichen Fehler dieser Bestimmungen sind : 



Ari = Q° 0'87) 



Ajfc' = 2 24 90 j L } ' 



9. Die Vergleichung der hier erhaltenen Resultate mit jenen alterer Zeiten, kann schon wegen der 

 ganzlichen Unbekanntschaft mit dem Grade ihrer Verlasslichkeit, zu keiner Entscheidung uber die Veran- 

 derlichkeit der in Rede stehenden Elemente des Sonnen-Aequators fuhren. Urn diess an einem besonderen 

 Falle zu erweisen, wollen wir die Bestimmungen La Landes betrachten, der im Jahre 1767 die Lange 

 des Knotens zu 2s 18° = 78° 



die Neigung gegen die Ekliptik zu 7 20 annimmt. 



Reducirt man diese Bestimmungen auf das mittlere Aequinoctium von 1833-0 , so erbalt man folgende 



Vergleichung : 



Lange des Knotens fur 1767-0 = 78° 55 ! 2 



1834-6 = 76 46 9 



» J? 5? J5 , 



Differenz = 2 8 '3. 



■ 4 _ ( 1767-0 = 7° 20 ! 



Neigung des Sonnen-Aequators gegen die Ekliptik j ^34. 6 = g 



"Differenz = 23 4 



Hiernach wiirde die Lange des Knotens in der Zwischenzeit von 1767 bis 1834*6 eine ruckgangige 

 Bewegung von 2° 8 ! 3 und die Neigung eine Abnahme von 23 ! 4 andeuten; Grossen, die jedoch vermoge 

 der fruher angegebenen wahrscheinlichen Fehler und der Fehler die in La Lande's Bestimmungen 

 liegen , zu keinem Schlusse berechtigen. 



Bestimmung der Rotationszeit der Sonne. 



1 . Zur Bestimmung der heliocenti\ Lage der Sonnenflecken wurden fruher die Gleichungen aufgestellt : 



u = «; Cos. b . Sin. a)> (I) 



£ = s Sin* b 



Die Grossen £, u 5 C, lassen sich fur jeden Sonnenfleck berechnen und daraus da 



log. c = 1-6682495 e = 46-585 1 ) 



bekannt ist , die heliocentrischen Grossen a und b finden. 



*) Der Log. der mittleren Entfernung der Sonne von der Erde = 4.0000000 gesetzt. 



