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la surface solaire, aucun point absolument fixe et permanent par 

 lequel on puisse faire passer le méridien initial. Ainsi, non seule- 

 ment il faut prendre arbitrairement ce méridien, mais encore on ne 

 peut l'identifier avec lui-même qu'en faisant une hypothèse sur la 

 durée de la rotation. Deux points qui occupent la même position 

 par rapport aux étoiles après un intervalle de temps égal à cette 

 durée sont censés avoir la même longitude. Or cette durée, nous 

 l'avons vu, n'est pas bien déterminée ; elle varie suivant qu'on 

 l'obtient à l'aide de taches plus ou moins élevées en latitude. Quelle 

 valeur choisir, faut-il même adopter une valeur unique ou au con- 

 traire une valeur variable avec la latitude ? Suivant qu'on s'arrê- 

 tera à telle ou telle hypothèse, on obtiendra des longitudes diffé- 

 rentes pour les positions observées. 



On tombe ainsi dans un cercle vicieux : on veut déterminer la 

 rotation en comparant les positions, et l'on ne peut déterminer 

 celles-ci qu'en supposant la rotation connue. 



Il y a cependant moyen d'en sortir, et voici comment. 



Nous avons dit que si, après un certain intervalle de temps, on 

 retrouve une facule dans une position où l'on en avait déjà observé 

 une antérieurement, il est rationnel d'admettre que c'est la même 

 facule. Par une réciprocité nécessaire, la durée de rotation qui, ren- 

 fermée, bien entendu, dans les limites admissibles, amènera le plus 

 exactement possible la coïncidence des positions de deux facules 

 de même latitude, acquerra par cela seul une certaine probabilité. 



Dans les zones pauvres en facules, c'est-à-dire à l'équateur même 

 ou au-delà de 25 ou 30» en latitude, pas de confusion possible ; il n'y 

 a jamais plusieurs facules assez rapprochées sur le même parallèle 

 pour qu'on puisse hésiter sur le groupement. Dans les zones plus 

 riches, c'est-à-dire entre 5° et 25" de latitude dans chaque hémis- 

 phère, la répartition des positions par groupes considérés comme 

 donnant les positions successives d'une même facule, pourra varier 

 suivant la rotation admise ; la rotation qui donnera le moins grand 

 nombre de groupes différents, c'est-à-dire le plus grand nombre de 

 coïncidences, sera la plus probable. 



M. Wilsing donne en appendice à son mémoire le détail de l'ap- 

 plication de cette méthode aux zones situées entre + 3° et ± 6° de 

 latitude. Les longitudes ont été calculées d'abord en admettant un 

 mouvement angulaire diurne oj = 14o,2665 égal à celui que Spôrer 

 a constaté pour les taches voisines de l'équateur. Les observations 

 se présentent alors, les unes isolées, un grand nombre d'autres par 

 groupes de 2, 3 et jusqu'à 7 qui présentent à peu près la même lati- 



