1 



Mil 



: i! V 



[ 



I f 



t 



it 



V 



Hi- 



P 



I 



t 



■ 1 



tl 



f 1 



1: 



it 



1 1 



ill 



106 



J. G. Bohm. 



4. Bei der Zusammenstellung der fur m gefundenen Werthe werden wir, urn uns der Wahrheit 

 moglichst zu nahern, die Grosse m aus dem Sonnenfleck (IX) ee nicht berucksichtigen durfen, da sich 

 dieser Werth nur auf eine kleine Zahl sehr nahe liegender Beobachtungen griindet , und dabei wahr- 



Weis 



ein Gewicht hat, welches grosser ist als die Summe der Gewichte aller 

 ubrigen Bestimmungen von m. Thun wir dies , so blciben uns noch folgende Bestimmungen der Grosse 

 m , g und m g* 



I. Sonnenfleck b. m- 



-0070156 



is)- 



= 3876-53 [mg]-- 



= 271-960 



n. 







0-069297 





2057-83 



142-60 



in. 



J? 



9- 



0-069689 





491-47 



34-25 



IV. 



w 



I. 



0072153 





3761-80 



271-42 



v. 





m. 



0-070304 





6814-30 



479-07 



VI. 







072262 





3136-80 



226-68 



VII. 



» 



r. 



0-071340 





1145-72 



81-73 



VIII. 





v. 



0-073457 





7-71 



0-57 



X. 





ff> 



0070585 





26-39 



205 



XI. 





11. 



073393 





400-81 



29-42 



XII. 





nn. 



0071253 





901 



0-64 



XIII. 





00. 



0071256 





1-82 



013 











[WJ r 



= 21730-18 f[w«/]] = 



= 1540-52 



mithin ist der wahrscheinlichste Werth von m : 



m== 0-070895 



und der wahrscheinliche Fehler W dieser Bestimmung: 



W= 0-000068. 



5. Mit diesem Werthe von m finden wir die Rotationszeit (T) der Sonne in Tagen ausgedruckt: 



T = 25-521 Tage 



oder 25 Tage, 12 Stunden und 30 Minuten. 



Der wahrscheinliche Fehler (d . T) dieser Bestimmung ergibt sich aus dem wahrscheinlichen Fehler 

 von m , und man findet 



dT 



0-024 Tage 



oder 



dT 



0-576 Stunden, 



was nur ungefahr den 1063 sten Theil der gefundenen Rotationszeit selbst ausmacht 



Bestimmung der heliographischen Lage der Sonnen-Flecken. 



Wenn man analog mit der Bezeichnung fur unsere Erde , den Abstand des durch einen Sonnenfleck 

 gelegten Meridianes der Sonne von einem willkiihrlich angenommenen ersten Meridiane derselben, die 

 heliographische Lange des Sonnenfleckes nennt, so wird man die Lage der Sonnenflecken durch 

 ihre heliographische Lange und Breite auf der Oberflache der Sonne eben so fixiren konnen , wie dies 

 durch die geographische Lange und Breite bei terrestrischen Objecten geschieht. 



