424

— Die Sonne. —

526

Mehrzahl auch auf „E. Gelcich, Die ersten Bestimmungen der Rotationsdauerder Sonne durch Beobachtung der Sonnenflecke (Z. f. M. Ph. 1889) verwiesenwerden kann. Aus der neuern Zeit erwähne ich noch „Rudolf Kysäus (Coblenz1817 geh.; Ass. Bonn , dann Oberlehrer in Siegen), Über die Axendrelinng derSonne. Siegen 1846 in 4., — Joseph Georg Böhm (Rozdialowitz in Böhmen 1807— Prag 1868; Prof. math. Salzburg und Insbruck , dann Prof. astr. und Dir.Obs. Prag ), Beobachtungen von Sonnenflecken und Bestimmung der Rotations-elemente der Sonne. Wien 1852 in 4., — J. Wilsing , Neue Bestimmung der.Rotationselemente der Sonne (A. N. 2562 von 1883), — G. Sporer, Über dieErmittlung der Knotenlänge und Neigung bei Bestimmung der Rotations-elemente der Sonne. Berlin 1884 in 8., — etc.“, und vor allem „Adolf Cornelius

Petersen (Tondern 1804 — Altona 1854; erstObs., dann Dir. Altona ), Beobachtungen vonSonnenflecken auf der Altonaer-Sternwarte (A.N. 419 von 1841)“, der die Rotationselementewesentlich in folgender Weise bestimmte: Be-zeichnen d, a, I, e Deklination, Ilektascension,Länge des Sonnenmittelpunktes und Schiefe derEkliptik, ferner dd und da die Deklinations -uud Rektascensionsdifferenzen des Fleckens Fund der scheinbaren Sonneumitte M, so gehen197: 6, 13

db = Cö u • d d — Si u • Co d ■ d a

dl = Si u • dd (- Co u • Co d • da 1

wo Si u = Si e • Co a Tg u = Tg e • Co 1ist, die Unterschiede von F und M in geo-centrisoher Länge und Breite, — sodann er-hält man mit deren Hilfe und den aus derFigur folgenden Beziehungen

Tg ß = Tg z • Si v 4 = 1 — v — 180 0 3

die heliocentrische Länge und Breite des Fleckens, da z und v, unter Ein-

führung der Hilfsgrössen q und w, nach den aus dem rechtwinkligen Raum-dreiecke E — FBS, dem ebenen Dreiecke FES und dem rechtwinkligen Kngel-dreiecke F C M folgenden Formeln

Si d b — Si g • Si z Tgdl = Tg e -Coz Si t ,: Si (w -| -,,) = r : R = Si hoder e -Siz;--ulb <>-Coz:=:dl Si (w + ( .) :=; e : h

und Tg v = Tg w • Co z *

wo h der scheinbare Halbmesser der Sonne ist, leicht berechnet werden können.

EP

Bezeichnen ferner ä die Entfernung des Fleckensvom Sonnenequator, i die Neigung dieses letz-tem gegen die Ekliptik und ft die Länge seinesaufsteigenden Knotens in derselben, so erhältmau aus Dreieck F • E P • P für drei Beobach-tungen des Fleckens die drei GleichungenSi (1 = Co i • Si ß — Si i • Co ß • Si (4 — ß)

= Co i • Si ß‘ — Si i • Co ß' ■ Si (4' — ß) 4= Co i • Si ß " — Si i • Co ß“ ■ Si (4" — ß)und kann somit aus ihnen die Werte von 6, i, ß