DE l’équateur ët de la rotation du SOLEIL. 293ftngles adjacens à cc côté connu. Nous en donnerons bientôt la solu-tion (3258).

3253. Si la longitude héliocentrique d’une tache étoit la mêmedans les trois observations, ce seroit une preuve que le Soleil netourne point sur son axe; car le centre du Soleil 11e peut voir unetache répondre toujours au même point dit ciel, si cette tache estentraînée parla circonférence du Soleil. La longitude héliocentriqued'une tache que nous venons de déterminer (3251 ) ne change doncque par le mouvement du Soleil; mais elle ne change pas uniformé-ment, pareeque l’écliptique , sur laquelle nous comptons les longi-tudes , n’est pas l’équateur même du Soleil, autour duquel se fait lemouvement du Soleil, et sur lequel seulement on peut trouver desprogrès uniformes.

3254. Si la latitude d’une tache dans les trois observations étoitConstante, tandis que la longitude change, on seroit assuré que latache tourne parallèlement à l’écliptique, c’est-à-dire au tour des pôlesmêmes de l’écliptique, qui, dans ce cas, seroit confondue avec l'é-quateur du Soleil.

Si la longitude et la latitude de la tache changent tout à la fois,comme on l’observe réellement, c’est une preuve que la tache décritun parallèle à quelque autre cercle que l’écliptique ; d’où il suit quel’équateur du Soleil est incliné sur l’écliptique.

3255. Si nous avons une suite d’observations d’une tache pendantune demi-révolution autour du Soleil, dans le temps où le Soleilest dans les nœuds de son équateur, nous venons cette tache à saplus grande et à sa plus petite latitude : la différence de ces deux la-titudes donnera le double de l’inclinaison de l’équateur solaire ; carsoit AB (fig. 268) le diamètre de l'équateur solaire, KE l'éclip-tique, RO le parallèle de la tache, les latitudes OE et Kll de cettetache (quand elle est sur le cercle AROE , ou le cercle de ses lati-tudes extrêmes) different entre elles du double de EB , c’est-à-diredu double de l’inclinaison de l’équateur solaire , puisque, dans l’unedes observations, la latitude EO de la tache est plus grande que BOde la quantité BE, et que, dans l’autre observation, la latitude Kitest au contraire plus petite que AR ou BO de la même quantitéAK==EB. Si l’une des latitudes observées étoit boréale , et l’antreaustrale, ce seroit la demi-somme des deux latitudes extrêmes, oude la plus grande et de la plus petite, qui donneroit l’inclinaison del’équateur solaire. C’est ainsi que nous trouverons l’inclinaison del’équateur lunaire, pareeque les taches de la Lune peuvent s’obser-ver pendant toute la durée d’une rotation lunaire. Mais Comme