DU SOLEIL. 271 



loppé un résultat déjà entrevu par Scheiner et qui con- 

 siste en ceci: Suivant que l'on se sert, pour calculer la 

 durée de la rotation du soleil, de taches éloignées ou 

 rapprochées de l'équateur solaire, le temps trouvé 

 comme résultat du calcul est plus ou moins long. En 

 d'autres termes, les points voisins de l'équateur solaire 

 achèvent leur révolution autour de son axe en un temps 

 plus court que ceux qui sont situés sur les parallèles 

 plus distants. Ainsi une tache observée à une latitude de 

 -^ 1^55 fournit une durée de rotation de 24,5 jours; 

 une autre tache à - 24°, 63 de latitude héliographique, 

 une durée de rotation de 26,1 jours. La loi de décrois- 

 sance dans la rapidité du mouvement rotatoire est à peu 

 près régulière avec l'augmentation des latitudes, et sy- 

 métrique des deux côtés de l'équcteur. On découvre 

 aussi des déplacements en latitude, mais beaucoup moins 

 considérables. 



Pour rendre compte de ce phénomène bizarre, les 

 auteurs de ces travaux ont employé le terme de couranls 

 pour exprimer les déplacements relatifs des taches sur 

 les diverses zones. M. Spôrer ^ , adoptant une certaine 

 valeur moyenne pour l'angle de rotation diurne d'un 

 point de la masse solaire et comparant avec cette valeur 

 les mouvements des divers points de la surface, en con- 

 clut qu'il règne sur l'équateur solaire un courant consi- 

 dérable, dans le sens du mouvement rotatoire, savoir de 

 l'ouest à l'est. Autrement dit, il règne à l'équateur de 

 puissants vents d'ouest; dans les zones entre 5 et 13 

 degrés de latitude boréale et australe des vents alter- 

 nant d'occident et d'orient, et dans les zones plus dis- 



1 Aslr. Nachrichten. T. 57, p. 58, n° 1347. 



