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de la tache, et du bord oriental du soleil, et h la dif- 

 férence des déclinaisons du centre du soleil et de la 

 tache, exprimée en minutes d'arc. Posons: 



m-\-n 



2 



p et p — m = d. 



Si m et n sont exprimés en secondes il faut multiplier 



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d par дт; cos D pour l'avoir exprimé en minutes d'arc; 



où D est la déclinaison du soleil. 



En nommant ? l'angle de position de la tache et r sa 

 distance du centre de l'astre, nous aurons 



. d . d 

 ta® = r et r = 



к sny 



Les signes de h et de d déterminent le quadrant, dans 

 lequel est situé l'angle <p. 



Ainsi, par exemple, le 8 Sept, pour une tache nous 

 avons reçu m = 94 s ,4, w = 5 s ,6 et Jc~ — 10'; d'où on 

 reçoit d= — ll'etpar conséquent 9=227 °,6 et r=li',S. 



De cette manière est construite la table donnée plus 

 bas, qui contient les valeurs de <p et de r. 



Si la tache dont la position se déterminait n'était 

 que la partie principale d'un groupe des taches, alors dans 

 la table elle est marquée par un astérisque. 



Pour examiner les taches sans spectroscope, il faudrait 

 chaque fois dévisser cet instrument, ce qui serait très- 

 incommode, parce qu'il faudrait pour cela ôter le levier 

 en fer et les poids qui mettent en équilibre le tube 

 et l'axe de déclinaison. 



Ainsi je laissais de côté ces observations, qui m'au- 

 raient coûté beaucoup de temps. 



En observant les protubérances, je n'ai pas eu unique- 

 ment en vue leur hauteur, leur forme et leur position, 



