L4G 1D. Die Sonne. Das Wiedererkennen von Fackeln, wenn diese nach einer vollen Rotation an ihrer früheren Stelle erscheinen sollen, ist so schwierig, dass nach Faye’s Ansicht der Beobachter Gefahr läuft, unbewusst zum gleichen Werth für die Rotation zu gelangen, den er beim Beginn seiner Arbeit zu Grunde gelegt hat. Uebrigens müssen nach Faye die Flecken nicht nothwendig dieselbe Geschwindigkeit besitzen wie die Photosphärenströmungen, in denen sie entstanden sind. Die Oberflächenrotation könnte daher auch veränderlich sein mit der Zahl, Grösse und Stellung der Flecken. Hierüber wird DunEr’s Beobachtungsmethode Auskunft geben können. J. Wilsing. Bemerkungen zu zwei Aufsätzen über die Rotation der Sonne. Astr. Nachr. 25. 426—430 f. Bef.: Beibl. 15. 206. Verfasser vertheidigt sich gegen die Kritik, welche Faye und Belopolsky an seinen Fackelbeobachtungen geübt haben. Faye gegenüber betont er den Vortheil, den die verhältnissmässig beschränkte Dauer der Beobachtungen auf sechs Monate bezüglich der Identificirung und des Vermeidens eines Kreisschlusses gewähre, während er Belopolsky zugiebt, dass erst eine längere Dauer der Beobachtungen über die Constanz des gefundenen Rotationsgesetzes würde entscheiden können. S. Hikayama. Determination of the Elements of the Suns. Spin. J. College of Science Japan 3 [4], 269—287 f. Bef.: Observ. 13, 364. Aus den SpÖREB’schen Sonnentleckenbeobaclitungen von 1861 bis 1884 wurden 933 Flecken berücksichtigt, deren Bewegungen ziemlich gleichmässig waren. Daraus wurden mit Hülfe einer ver einfachten Rechenmethode die Elemente der Sonnenrotation wie folgt gefunden: Die Länge des aufsteigenden Knotens X — 75,992°. Die Neigung des Sonnenäquators gegen die Ekliptik J . . = 7J>06°. Eine Veränderung dieser Werthe mit der Zeit konnte für den beobachteten 24jährigen Zeitraum nicht mit Sicherheit nachgewiesen werden. P» 1 - A. Belopolsky. lieber die Bewegungen auf der Sonnenoberfläclie. Astr. Nachr. 124, 17—22f. Bef.: Bull. Astr. 7, 142. Natw. Bundsch. 5, 202. Beibl. 14, 621; 15, 107.