292 astronomie, tiv. XX.

est vrai que l’angle CTDne va jamais qu’à 16 ou 17 minutes, même?pour la Lune, et qu’ainsi l’on pourroitle négliger sans se tromper deplus de 5" sur la distance apparente des taches ; mais il est trop aiséd’y avoir égard pour qu’on doive le négliger.

Je néglige ici la petite'différence qu’il y a entre le demi-diametre CFdu Soleil perpendiculaire au rayon TC et le demi-diametre CG per-pendiculaire au rayon T G ou à la tangente menée de la Terre aubord du Soleil. La différence n’est pas d’un centième de seconde.

3250. Nous pouvons actuellement déterminer la longitude hé-liocentrique de la tache, et sa latitude vue du Soleil. Soit P et E( fig. 271 ) les pôles de l’écliptique sur le globe du Soleil, PllEK.le grand cercle qui sépare l’hémisphere tourné vers la Terre .del’hémisphere opposé , T le point du globe solaire où répond laTerre, c’est-à-dire le point du Soleil qui a la Terre à son zénit, ouqui nous paroît répondre au centre même du disque solaire , M lepoint où est la tache, TM l’arc de distance déduit de l’observation{ 3248 ). L’angle sphérique LT M est le même que l’angle plan LSMde la figure 268 , déterminé par observation. Dans le triangle sphé-rique LMT, formé sur la convexité du globe solaire , l’on connoîtTM qui est l’arc de distance, et l’angle LTM: 011 cherchera TL etLM; l’un est la différence de longitude entre le lieu de la Terre etJe lieu de la tache qui répond au point L de l’écliptique ; l’autre lalatitude héliocentrique de cette tache: on en verra l’exemple ci-après (3266). S’ils’agissoit d’une tache de la Lune, il y auroit quel-ques considérations de plus ( 33o8 ).

3251. On ajoutera la différence de longitude trouvée avec la lon-gitude de la Terre ( c’est-à-dire celle du Soleil augmentée de 6 si-gnes ), si le point L est à la droite ou à l’occident du centre du So-leil ; on aura la longitude de la tache vue du centre du Soleil, c’est-à-dire le point de l’écliptique où un observateur situé au centre duSoleil verroit répondre cette tache.

3252. Lorsque, par cette méthode, on a déterminé trois posi-tions delà tache vue du Soleil, on commît, par longitudes et lati-tudes, trois points, X, Y, M, (fig. 271) d’un petit cercle parallèleà l’équateur solaire : on peut déterminer le pôle de ce petit cercle ;et c’est aussi le pôle de l’équateur solaire GHK. Le problème seroille même si loademandoit de trouver la déclinaison d’une étoile etla hauteur du pôle par le moyen de trois hauteurs observées avec<leux différences d’azimut, sans avoir de méridienne ; ce sont troistriangles sphériques qui ont deux côtés communs, que l’on cherchepar le moyen du troisième côté qui est donné avec la différence des