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et dispos les rsultats de ses calculs de manire mettre en complte vi- 

 dence que toutes les taches solaires ne se meuvent pas avec la mme vi- 

 tesse, qu'elles ne font pas le tour entier du Soleil dans des temps gaux. 



Transcrivons les nombres relatifs aux deux taches qui ont fourni les 

 rsultats extrmes dj cits, et cette importante consquence deviendra 

 manifeste. 



La premire de ces taches, celle qui, en moyenne a conduit une 

 dure de rotation de 24^,28, n'a pu tre observe que du 24 au 27 

 mai 1837. ^^ premire observation, celle du 24, compare l'observation 

 du 27, donne 24'', 28; 



L'observation du 26 et celle du 27 combines, donnent 24^ '7 5 



Enfin, les observations du 24 et du zS, malgr leur extrme rappro- 

 chement, donnent 24^ 36. 



On trouve presque le mme accord en fractionnant d'une manire 

 analogue la srie qui a conduit une rotation moyenne de 26', 3 1. 



Le 30 et le a8 mai donnent a&i,3i 



Le 21 et le 28 a6,o5 



Le 20 et le 27 26,86 



Le 20 et le 26 26,48 



Le 23 et le 27 26,07 



Des observations dfectueuses ne donneraient pas constamment 

 a4 jours plus une fraction pour la premire tache, et 26 jours plus une 

 fraction pour la seconde. 



Au reste , ce n'est pas seulement sur des sries de cette nature que 

 M. Laugier a tabli le dplacement propre des taches. Il est arriv la 

 mme consquence en dterminant, quand les circonstances s'y prtaient, 

 l'arc de la sphre solaire qui sparait deux taches visibles simultanment. 

 Ainsi : le 2g juin i838, deux lches taient 45 4?' ^'^ distance angulaire. 



Le 3o, cette distance avait diminue'; elle ne s'levait plus qu' 44 ^9' 



Le 2 juillet, M. Laugier trouva ^6. 1 



Le 3 4^ ^9 



Le 4 4^-32 



Le 24 ^i 1840, deux taches se trouvaient 78 3o' de distance angu- 

 laire. Le 27, cette distance n'tait plus que de 73 32'. En attribuant, 

 comme tout porte le faire, ce changement de 5 au dplacement d'une 



