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Ist aber so x und y bekannt, so ist sofortSin b' = Sin x Sin yTg]'=TgxCosy

Es. scy also in einer ersten Beobachtung 1 b die helioeentri-sche Länge und Breite des Fleckens. Eine zweyte und dritteBeobachtung desselben Fleckens gebe eben so b b' und l"b''.

Um daraus die Lage des Sonnenäquators und die Zeit derRotation der Sonne um ihre Axe zu finden, sdy (Fig. 19.) B derPol des Sonnenäquators, und C der der Ekliptik, A A' A" dietlrey Orte des beobachteten Fleckens.

Man nenne die Winkel

— CAA' + CA'A

= — (CAA' — BAAO + (CA'A — BAA/) 1

= a a'

■weil BAA' = BA'A ist.

Man hat daher nach den Nepper’schen Analogien

BAC, EA'C, BA"C

nach der Ordnung

a a' a".

so ist

a' 4- a

b' + b

„ 1 ' — 1

Cotg-

0 2

2

a" -+- a

b" + b

a

Es sey ferner

BCA s m, BCA' = m', BCA" = m"