74 N. C. DuNÉR 



Ici (p est la latitude héliocentrique, donc égal à 90'^ — n , e est 

 l'erreur probable des résultats, et n le nombre des séries de mesures que 

 j'ai prises dans les différentes années. 



Quand même les erreurs probables de ces moyennes ont des gran- 

 deurs assez différentes, je n'ai pas cru devoir les prendre en considéra- 

 tion à la formation des positions normales, les erreurs systématiques 

 dans les années particulières étant plus fortes que les erreurs acciden- 

 telles. J'ai donc tout simplement pris les moyennes des trois valeurs 

 qui appartiennent à la môme latitude héliocentrique. Cela fait, j'ai trans- 

 formé les vitesses en ^ Cos <f où S est l'angle de rotation en 24 heures. 



Soit R le rayon equatorial du Soleil en kilomètres, 



D un jour moyen exprimé en secondes = 86400 . 



Il est donc évident que, 2nR étant la périphérie de l'équateur 

 solaire, et Dv étant le chemin parcouru en un jour moyen, il faut 

 que pour l'équateur solaire 



f = ^^' - . 360'^ . 

 2nR 



Or pour une latitude égale à (f on a: 



(28) S= ^,^ 360» , 



où V est la vitesse qui correspond à la latitude if. C'est par ces calculs 

 que j'ai trouvé les valeurs normales suivantes. 



Il suffit de jeter un coup d'oeil sur les nombres de cette table 

 pour y voir la confirmation de ce qu'avaient révélé les observations sur 

 les taches, à savoir que le temps de rotation des différentes zones de la 

 surface solaire n'est pas le même; que la zone équatoriale fait un tour 



