De l'Equateur solaire, eta.

îele à l’équateur solaire , on peu! déterminer le pôle de ce petit,cercle : et c’est aussi le pôle de l’équateur solaire G 1 -.LK , auquelle cercle MR est parallèle.

g55. Si la longitude liéliocentrirjue d’une tache étoit la mêmedans les trois observations, ce seroit une preuve que le soleilne tourne point sur son axe; car le centre du soleil ne peut voirune tache répondre toujours au même point du ciel, si cettetache est entraînée par la circonférence du soleil. La longitudeliéiiocentrique d’une tache que nous venons de détenu inet (y 1)3)ne change donc que par le mouvement du soleil; niais elle nechange pas uniformément, pareeque l’écliptique, sur laquellenous comptons les longitudes, n est pas l’équateur meme dusoleil autour duquel se fait le mouvement du soleil, et sur lequelseulement on peut trouver des progrès unifotmes.

y56. Si la latitude liéiiocentrique d'une tache dans les troisobservations étoit tons tan te, taudis que la longitude change ,on seroit assuré que la tache tourne parallèlement à l’éclipti-que, c’est-à-dire autour des pôles mêmes de l'écliptique, quidans ce cas seroit confondue avec l'équateur du soleil.

M ais si la longitude et la latitude de la tache changent tout-à-la-fois, c’est une preuve que la tache décrit un parallèle à

3 uelque autre cercle que l'écliptique: d’où il suit que 1 équateuru soleil est incliné sur l’écliplique.

907 . Si nous avions une suite d’observations d’une Tachependant une demi-révolution autour du soleil dans le teins oùle soleil est dans les nœuds de sou équateur, nous verrions cettetache à sa plus grande et à sa plus petite latitude: la différencede ces deux latitudes donneroit le double de l’inclinaison del'équateur solaire: car soit A R 1 /7g. 114 .) le diamètre de l’équa-teur solaire, KE l’écliptique, 110 le parallèle de la tache; leslatitudes OE et K.11 de cette tache (quand elle est sur le cercleAUGE, ou le colure de ses latitudes extrêmes), different entreelles du double de E15, c’est-à-dire du double de l'inclinaisonde l’équateur solaire, puisque dans l’une des observations lalatitude EO de la tache est plus grande que RO de la quantitéBE, et que dans l’autre observation la latitude KR est au con-traire plus petite que AR ou 110 de la même quantité AK =ER.

C’est ainsi que nous trouverons l’inclinaison de l’équateurlunaire, pareeque les taches de la lune peuvent s’observer pen-dant toute la durée d’une rotation lunaire. Mais, comme lestaches du soleil paroissent à peine pendant une moitié de leuî