86
die Durchschnittslinie der Ebene der Ekliptik und der Oberfläche
der Sonne, welche dem Beobachter auf der Erde als eine gerade ¬
Linie erscheint. Ferner sey durch den Beobachtungsort und
den Mittelpunkt der Sonne eine auf die Ekliptik senkrechte Ebene ¬
gelegt, welche der Oberfläche der Sonne in einem grösten
Kreis begegnen, und ebenfalls als eine gerade auf der ab senkrechte ¬
Linie ed erscheinen wird. Man beobachte die scheinbaren
Größen der senkrechten Abstände fh, Fk eines Sonnenfleckens
von den Durchmessern ab, de; so ergiebt sich durch Auflösung
des bey h rechtwinklichten geradlinigten Dreyecks ofh die Hypotenuse ¬
ef und der Winkel hef. Durch die auf der Oberfläche der
Sonne liegenden, dem Beobachter aber in der Ebene des Kreises
aebd zu liegen scheinende Punkte c und F, e undF seyen gröste
Kreise gelegt, und letzterer begegne dem grösten Kreis ab in g.
Der Bogenf wird wiederum als eine gerade Linie erscheinen,
welche dem Sinus desselben für den Halbmesser ca gleich seyn
wird, und man wird mittelst des scheinbaren Halbmessers der
Sonne und der aus Beobachtungen gefundenen scheinbaren Grösse =
von of das Verhältniß von af: ca, also den Sinus des Bogensof ¬
und den Bogen f selbst haben. Und da vermöge der
Voraussetzung die Ebene aebd auf der vom Auge des Beobachters ¬
an den Mittelpunkt der Sonne gezogenen geraden Linie senkrecht ¬
steht, so ist der oben gefundene geradlinigte Winkel haf
dem Winkel fog des bey g rechtwinklichten sphärischen Dreyecks
ofg gleich, dessen Hypotenuse f ebenfalls gegeben ist. Und nun
verhält sich
Sin. tot. Sin. feg — Sin. cf Sin. g,
Sin. tot. : Cos. feg — Tg. cf: Tg. cg.
Der Bogen Fg mißt die heliocentrische Breite des Sonnenfleckens, ¬
und der Bogen eg den Unterschied der heliocentrischen
Länge der Erde und des Sonnenfleckens. Letztere ist der um
1800 oder 6 Zeichen vergrößerten Länge der Sonne für den Augenblick ¬
der Beobachtung gleich, und man findet also die heliocentrische =
Länge des Sonnenfleckens, wenn man zu der um 6 Z.
vermehrten Sonnenlänge den Bogen og addirt, oder davon abzieht, =
je nachdem eg westlich oder östlich vom Mittelpunkt c fällt.
Es seyen nun F,f,f" (Fig. 20.) die drey Punkte der Himmelskugel, ¬
in welchen derselben die von dem Mittelpunkt der
Sonne an einen ihrer Flecken gezogenen geraden Linien nach und
nach bey der ersten, zweyten und dritten Beobachtung begegneten, ¬
und e sey der Nordpol der Ekliptik, p der Punkt, wo die
verlängerte Sonnenaxe auf der Nordseite die Himmelskugel trifft.
Man ziehe die grösten Kreise ef, ef“, ef“, pf,pf, pf“, wo
die drey letzteren Bogen einander gleich seyn werden. In den
Dreyecken fep, fep,f ep kennt man die Unterschiede der heliocentrischen ¬
Längen Ffef —a, fef"—a', und die Complemente fe=
