? 5 o

M = /j 3 ° 58 ' 5 a'' 7 3

N — 5 » 14 o 87

ir = ()5 12 53 . 10

'4- = 7 i 5 7. 64

also die südliche Dcclinalion des Fleckens-

5 ° 12' 53 " u»

und die Neigung des Sonnenäquators gegen die Ecliplik7 0 iö' 7" 64

Man sehe hierüber Memoires de l’Acad. des sav. etran-gers, Tom. X. p. 467.

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Da, wie bereits hemevht wurde, geringe Fehlev derBeobachtung der Sonnen Hecken sehr grofse in den daraus ab-geleiteten Ilesultaten, der Lage des Sonnenäquators und derBotationszeit, zur Folge haben, so muls man, die letzten Grö-fsen mit mehr Sicherheit zu erhallen, eine grö/serc Anzahl vonBeobachtungen jenen Bestimmungen zu Grunde legen. Breyvollständige Beobachtungen lösen zwar die Aufgaben vollkom-men theoretisch auf, allein diese Auflösung Avird in der Amven-dung keine grofse Verläfslichkeit gewähr en , w enn nicht andereBeobachtungen zu Hilfe genommen, und dadurch die wahr-scheinlichen Beobachlungsfehler so viel möglich vermindert wer-den. So bald man aber mehr Beobachtungen zu Grundelegt,als unumgänglich nöthig sind, so erhält man mehr Gleichungen,als unbekannte Gröfscn , und die Aufgabe wird ein mehr als be-stimmtes Problem. Da solche Probleme in der ausübenden Astro-nomie bey vielen anderen Untersuchungen öfters Vorkommen,so wollen wir hier das vorzüglichste über ihre Auflösung zusam-men stellen.

Um zuerst zu zeigen, auf welche Weise man in unserm bc-sondern Fall die Beobachtungen zu behandeln habe , um zu be-quemen Ausdrücken für die gesuchte Lage des Sonnenäquatorszu gelangen , so kann man die Lage des Sonnenfleckens gegenden Mittelpunkt der Sonne durch drey rcehtwinhlichtc Coordina-ten x y z bestimmen. Die Ebene, in welcher der Flecken sichbewegt, wird dann die Gleichung haben

z = Ax -f- By -f-D

wo ABD die zu bestimmenden Gröfsen sind. Man sicht schonaus dieser Gleichung, dafs drey Beobachtungen eines Fleckenshinreichen, die Lage jener Ebene vollständig zu bestimmen.