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fera usage du verre quadrillé pour les taches irrégulières dontla forme générale ne se rapproche d’aucune figure géomé-trique. Sans doute, ces mesures ne sont qu’approchées, mais,si l’on compare les résultats obtenus avec la surface totale dela projection solaire, on se fera une idée assez exacte de lagrandeur que l’on veut mesurer. Supposons, par exemple,que l’image du Soleil ait un rayon de i 2 i mm ,5 ; sa surface serade /|G 3 1 " millimètres carrés, et, en prenant pour unité lamillionième partie de la surface de projection, chaque mil-limètre carré correspondra à 21, 5(522 parties; 011 pourradonc toujours calculer la grandeur relative des taches parrapport à celle du Soleil, en se rappelant que la surface' deprojection est le quart de la surface; sphérique totale'.

3 ° Lorsqu’em cherche à eléterminer la elurée ele la rotationsolaire par le retenir eles taches, on treiuve ele graneles ano-malies, ehmt l’explicatiem est restée longtemps inconnue. O11trouve eni moyenne qu’une tache revient (élu moins en appa-rence) à sa position primitive* au hout ele vingt-sept jours etun tie>rs envireni; mais il v a élans cette évaluation une causeel’erreur, elont il faut, tenir compte. IVuelant ce* temps, laTerre 11'est pas restée immobile; e'ile a elécrit sur son orbiteun arc el’envirem 2.3 degrés, élans le sens même ele la rotatiemsolaire. Au moment où une tache achève sa rotation appa-rente*, elle* a eleme* décrit 1111 cerele ceimplet, et, elepuis eleuxjours à peu près, elle a ceimmencé une seconele révolutionEn effectuant la correctiem e*xigée par cette circonstance*, 011trouvera pour durée véritable de la rotatiem seilaire vingt-cinej jours et demi environ.

Mais ce n’est encore là eju’une approximation regarelée*comme insuffisante par les savants : aussi emploient-ils elesmétheides plus rigoureuses; el’ailleurs le contour apparent duSoleil ne coupe pas toujours en eleux parties égales le cercle