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Topographie des Himmels. 
Bemerkenswert]! aber ist der Umstand, daß, wie Sabine, Gautier und Wolf 
1852 unabhängig von einander gefunden, die Sonnenfleckenperiode mit derjenigen 
zusammenfällt, die für die magnetischen Variationen aufgefunden worden ist; 
Maximum und Minimum der Flecken fällt auch mit dem Maximum und Minimum 
jener Variationen zusammen, und zwar nicht nur für die neuste Zeit, sondern, 
wie Wolf nachgewiesen hat, auch für frühere Zeiten. 
11. Die Sonnenflecken, ein Mittel zur Bestimmung der Rotations 
zeit der Sonne. Wir erwähnten bereits, daß die Sonnenilecken nicht an der 
selben Stelle der Sonnenscheibe verharren, sondern daß sie ziemlich gleich 
mäßig von 0. nach W. über dieselbe hinwegrücken, und zwar geschieht 
dies in etwas mehr denn 13 Tagen. Ebenso lange bleiben die Flecken auf der 
uns abgekehrten Hälfte der Sonne unsichtbar, und erst nach etwa 27 Tagen 
nehmen sie wieder dieselbe Stellung zur Sonnenscheibe ein. Aus dieser regel 
mäßigen Bewegung der Flecken hat man mit Recht auf eine Rotation der Sonne 
geschlossen, und diese ist nach Laugiers zuverlässigen Beobachtungen zu 25,34 
Tagen = 25 Tg. 8 Stdn. 9 Min. berechnet worden. 
Wenn nämlich die Erde ihren Ort während einer Rotation der Sonne nicht 
veränderte, so würde die Zeit, in welcher die Flecken wieder dieselbe Stellung 
auf der Sonnenscheibe einnehmen, auch gleich der Rotationszeit der Sonne 
sein. In 27 Tagen legt aber die Erde ungefähr 27° in ihrer Bahn zurück, 
und darum muß ein Sonnenileck, um wieder an derselben Stelle zu erscheinen, 
mehr denn 360°, nämlich etwa 387° zurücklegen. Hieraus läßt sich aber durch 
eine einfache Proportion die Rotationszeit der Sonne leicht berechnen. Es ver 
halten sich nämlich: 
387°: 360° = 27 Tg. :xTg., 
woraus x sich gleich 25,12 Tagen ergiebt. Dies ist freilich nur ein ungefährer 
Werth; der oben angegebene ist genauer. Uebrigens bleibt die Rotationszeit 
immer noch etwas ungenau, indem die Flecken auch eine eigene Bewegung be 
sitzen, deren Größe sich nur sehr schwer genau ermitteln läßt. 
Merkwürdig ist jedenfalls die Erfahrung, die von verschiedenen Beobach 
tern der Sonne gemacht worden ist, daß Flecken in der Nähe des Sonnen 
äquators eine kürzere Rotationszeit ergaben, als solche in größeren Breiten. 
Die vollständigsten Beobachtungen in dieser Beziehung hat Prof. Spoerer im 
Jahre 1861 an Flecken angestellt, die längere Zeit, oft mehrere Rotations 
perioden hindurch, beobachtet werden konnten; er fand für Flecken in verschie 
denen heliocentrischen Breiten folgende Resultate: 
Nördl. heliocentr. Br. 
llotationszeit. 
Südl. heliocentr. Br. 
Botationszoit. 
io 33' 
24,541 Tg. 
4° 47' 
25,113 Tg. 
6 51 
25,214 » 
12 27 
25,374 » 
10 53 
25,559 » 
12 46 
25,520 » 
14 4 
25,621 » 
15 24 
25,770 » 
18 4 
25,906 » 
16 15 
26,000 » 
24 21 
26,120 » 
30 20 
26,216 »