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de l'unité (le ces longueurs. I^'autenr a suivi, d'ailleurs, la mélhode indi- 

 quée par M. ThoUon dans le Tome II des Annales de l'observatoire de Nice, 

 page D.4- Celle méthode consiste à prendre pour repère des raies tellu- 

 riques (non affectées par la rotation) encadrées par des raies du fer très 

 voisines, appartenant an Soleil et susceptibles, par conséquent, d'être 

 déplacées par cette même rotation. On peut ainsi obtenir, par des mesures 

 différentielles très précises, les déplacements des raies du fer sur les deux 

 bords opposés du Soleil, en différents points du disque, depuis l'équateur 

 jusqu'à 75° de latitude, bien au delà des régions oîi les taches nous avaient 

 permis d'en étudier la rotation. Des observations de ce genre, au nombre de 

 G35, ont été faites à Lund pendant les étés de 1887, 1888 et 1889. Sans 

 doute, les déviations à mesurer étaient bien petites, mais l'appareil spec- 

 troscopique était d'une puissance rare, les mesures nombreuses et la mé- 

 thode exempte d'erreur. 



» Poiu- abréger, je cite seulement les valeurs moyennes correspon- 

 dantes à diverses zones du Soleil, en désignant par <p la latitude héliocen- 

 trique, par c la vitesse de rotation en kilomètres, par E coscp la vitesse angu- 

 laire diurne qu'on en déduit exprimée en arc de grand cercle, par n le 

 nombre des observations ; 



i> si l'on compare ces résultats avec ceux de la formule ci-dessus, que 

 j'ai déduite moi-même de sept années d'observation de M. Carrington, 

 c'est-à-dire avec l'expression 



E = 14", 367 — 3",iosin*<p, 



on trouve 



0,4 

 i5,o 

 3o,o 

 45,0 

 60,0 

 74,8 



