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Diese Erscheinungen lassen sich daher durch die Voraus 
setzung d/nrstellen , dafs diese Flechen mit der Oberllüche der 
Sonne unveränderlich verbunden sind, und dals die Sonne selbst 
in nalte 28 Tagen sich um eine Axe drehe, die mit der Ebene 
der Eeliptik irgend einen Winkel bildet. Denkt man sich eine 
Ebene senkrecht auf diese Axe durch den Mittelpunkt der Son 
ne, welche Ebene wir den Sonnenäquator nennen wollen , 
so werden die Ebenen, in weichen sich die Flecken bewegen, 
mit diesem Sonnenäquator parallel seyn, und der letzte wird 
die Eeliptik in zwey Punkten schneiden , in welchen sich die 
Sonne im Junius und December befindet. 
I. Die Differenzen d «, dß der geocentrischen llectascension 
und Declination des Fleckens und des Mittelpunkts der Sonne 
findet man sehr leicht aus unmittelbaren Beobachtungen der 
Durchgänge bevder durch Fäden, die dem Aequator parallel und 
senkrecht sind. W ir werden weiter unten auf diese Beobachtungen 
zurückko mmen. 
Darausfindet man die Differenzen d>., Aß dergeocentrischcn 
Längen und Breiten des Mittelpunkts der Sonne und des Fleckens 
durch folgende Ausdrücke ( Cap. I.) 
dx = dß Sinir-f - da Cos x Cos D 
d ß = d ß Cos Tr— d« Sin t: Cos D 
wo D die Declination der Sonne und t der Winkel des Breitenkrei 
ses der Sonne mit dem Declinationskreise derselben ist, wo man 
also hat 
Tg iz— Cos © Tg », 
wenn © und üo die Länge der Sonne , und die Schiefe der Eeliptik 
bezeichnet. 
Hat man so die geocentrische Länge uud Breite x ß des 
Fleckens gefunden, so mufs man daraus die aus dem Mittelpunkte 
der Sonne gesehene , oder die h e li o c e n tr is c h e Lange und 
Breite 1 b des Fleckens ableiten. Es seyrdie Entfernung des 
Fleckens vom Mittelpunkte der Sonne , oder der Halbmesser der 
Sonne , und R die Entfernung der Erde vom Mittelpunkte der 
Sonne, so wie $ die Entfernung der Erde von dem Flecken, 
endlich L = 180 0 -}- © die heliocentrische Länge der Erde. 
Denkt man sich von dein Flechen F eine senkrechte Linie 
auf die Ebene der Eklipik, welche diese Ebene in f treffen soll, so 
ist offenbar 
F f == r Sin b — q Sin ß 
Q a 
1. . 
und da sehr nahe 
ist, so hat man