2 200 000° berechnen. Dieser Werth würde eine untere Grenze für die gesuchte Temperatur bilden. Pm. Hirn. Remarque relative aux mäthodes suivies pour d^terminer la tempärature du soleil. C. R. XCIX, 17.4f. Von Hrn. E. Wiedemann darauf aufmerksam gemacht, er kennt Hr. Hirn die Priorität Zöllner’s für obige Methode an. Pm. Lamey. Sur Finegalite de distribution de la tempera- ture du soleil, seien les latitudes et l’activite de la photospbere. 0. R. XCIX, 363-365f. Hr. Lamey wendet die von Hrn. Hirn gegebene Methode auf verschiedene Fälle an: Die mittlere Höhe der Protuberanzen variirt mit der helio graphischen Breite. Aus der HmN’schen Formel folgt, dass die Temperaturen an den Ausgangsstellen der Protuberanzen in demselben Verhältniss stehen, wie die Höhen der Protuberanzen. Daraus würde nach Beobachtungen des P. Secchi aus dem Jahre 1871 für die Breiten von 85° und 35° eine Temperatur differenz von 646800° folgen, welche den durch die Bewegung der Flecken und die Neigung der Protuberanzen angedeuteten vom Aequator gegen die Pole gerichteten Strom vollständig er klären würde. Aus der mittleren Höhe der Protuberanzen würde sich der von P. Secchi 1852 beobachtete Temperaturüberschuss der nörd lichen Sonnenhemisphäre über die südliche zu 110 000° berech nen, während für die erste Hälfte des Jahres 1875 in Ueber- einstimmung mit den Beobachtungen von Langley die südliche Hemisphäre eine um 40 000° höhere Temperatur besessen hätte, als die nördliche. Pm. Roscoe and Balfour Stewart. On the heat of the snnshine at the Kew observatory, as registered by 7*