Equateur solaire. 393

De l'Equateursolaire , & de la rotation du Soleil.

*' 3136. Les taches d u Soleil ont sait con- Méthodenoître que le soleil tournois sur lui même autour de deux f^^ateurpoints, qu’on doit appeller les pôles du soleil ; le cercle solaire,du globe solaire qui est à même distance des deux pôles(15) s’appellera Téquateur solaire; c’est par le mouve-ment apparent des taches qu’on déterminera la situationde cet équateur, c’est-à-dire, son inclinaison ôc ses noeudsfur l’écliptique. M. Caísini communiqua à l’académie,dès Tannée 1675, fa méthode pour trouver la révolutiondu soleil, la situation de ses'poles ôc le mouvement ap-parent des taches {Du Hamel, hift. acad.pag. 144. AnciensMérn. t. 10. pag. 578 ÔC 727 ).

M. de Hsie, qui en 171 z observoit beaucoup les tachesdu soleil an Palais du Luxembourg à Paris, se forma uneméthode qu’il explique en détail dans ses mémoires pourservir à i histoire de /’astronomie , ôcc. 1738, pag. 144. Ontrouvera ausiì dans les élémens de M. Caísini, une mé-thode graphique pour le même objet ; mais dans laquelleil ne fait point entrer le mouvement de la terre, se con-tentant d’avertir qu’il faut y avoir égard; je vais bientôtexpliquer plusieurs manières de déterminer exactementTéquateur solaire , ôc la durée de sa rotation , lorsqu’ona trois observations d’une même tache fur le soleil; cesméthodes seront également appliquables à Téquateur dela lune( 3188). 1

3 l 37 * La manière d’observer les taches du soleilest la mênje que pour les passages de Vénus; on y em- c hes.ploie le quart de cercle (2117) ou le réticule (2136).

Scheiner ôc Hévélius recevoient l’image du soleil dansune chambre obscure au travers d’une lunette (2481 ).

Nous préférons aujourd’hui de regarder directement lesoleil, ôc de déterminer la différence de hauteur ôc d’a-zimut ou la différence d’ascension droite ôc de déclinaisonentre la tache ôc le centre du soleil, pour en déduire laTome III. D d d