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Sin b = ~ Sin ß ...(I) 
und diese Gleichung gibt die helioc. Breite des Fleckens* 
Verbindet man aber in der Ebene der Ecliptik den Punkt f 
mit dem Orte S der Sonne , und demT der Erde, so erhalt man 
ein ebenes Dreveck, dessen Seiten 
S T = R 
S f — r Cos b = r y 
T f = s Cosß = 
sind , und worin man hat 
Sinf= -- Sin T Sin S = ~~ Sin T 
!•' r' 
Es ist aber f=l— 7 \. 
S — L'— 1 und 
T— 180 —(L —A) 
und daher, wenn man wieder q — R setzt, 
Sind—?.) = Sin (L A) 
Sin(L-l) = Sin (L a) 
aus welchen beyden Gleichungen man die heliocentrisehe Lange 
1 des Flehens findet. Da in den Gleichungen I. und II. die Gröfse r 
gegen R sehr klein ist, so sieht man, dal’s ein geringer Fehler in 
den Gröisen x ß schon sehr beträchtliche in den Resultaten i b 
zur Folge haben kann. 
Kürzer kann man diese Aufgabe auf folgende Weise auflosen. 
Ist "A/ ß* und P b^ die Differenz der durch die Beobachtungen 
bekannten geocentrischen, und der gesuchten heliocentrischen 
Längen und Breiten des Fleckens und des Mittelpunkts der Sonne , 
so scy x die geocentrische Entfernung des Fleckens vom Mittel 
punkte der Sonne und y der Winkel, welchen x mit der durch den 
Mittelpunkt der Sonne gehenden Ebene der Ecliptik bildet. 
Dies vorausgesetzt hat man 
T S y = -fr und 
X' __ ß' 
Cos y ~~ bin y 
X