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cette tache (quand elle eft fur le cercle A RO E de 
fes plus grandes latitudes) , different entr’elles du 
double de E B , c’eft-à-dire , du double de l’inclinai- 
fon de l’équateur folaire , puifque dans l’une des 
obfervations , la latitude E O de la tache eft plus 
grande que B O de la quantité B E , 8c que dans 
l’autre observation , la latitude K R eû au contraire 
plus petite que A R ou B O de la même quantité 
AK — EB, Si l’une des latitudes obfervées étoit 
boréale & l’autre a-uftrale , ce feroit la demi-fomme 
des deux latitudes extrêmes, ou de la plus grande 
8c de la plus petite , qui donneroit l’inclinaifon de 
l’équateur folaire. Mais au défaut des deux latitudes 
extrêmes , on peut conclure l’inclinaifon de l’équa- 
teur de l’inégalité des trois latitudes obfervées. 
Il a plufieurs maniérés de refondre ce problème , 
je les ai toutes expliquées dans mon Agronomie, 
celles de M. Caffini & de M. de l’Iüe étoient infuffi- 
fantes , mais on trouvera la formule ci-après au mot 
Tache. Quant àpréfent, je ferai remarquer qu’il fe- 
roit aifé par de faillies polirions fur l’inclinaifon 8c le 
nœud de l’équateur de la pîanete , 8c fur la diftance 
de la tache à cet équateur , de fatifaire aux trois lon- 
gitudes 6c aux trois latitudes obfervées ; je fuis 
étonné qu’on ne s’en foit pas fervi plufieurs fois 
pour conftater, mieux qu’on ne l’a fait , la pofition de 
l’équateur folaire. 
Au moyen de l’inclinaifon &c du nœud de l’équa- 
teur du foleil, il faut réduire à cet équateur toutes 
les longitudes des taches qui ont été obfervées par 
rapport à l’écliptique ; car ces longitudes rapportées 
à l’écliptique ne font pas fuffifantes pour donner la 
durée de la révolution d’une tache , ou celle de la 
rotation du foleil qui fe fait dans le plan de fon équa- 
teur, à moins qu’on n’eût obfervé le retour d’une 
même tache à une même latitude : ce mouvement 
eft inégal fur l’écliptique , mais il eft uniforme 6c pro- 
portionnel au tems fur l’équateur du foleil; il faut 
donc y rapporter les mouvemens des taches. Pour 
cela , on les doit calculer par le moyen de quatre 
analogies ordinaires , comme l’afcenfion droite 6c la 
déclinaifon ; fuppofons que N L (fîg. E 6 ") foit l’équa- 
teur d’une planete, P le pôle de l’équateur, Mie 
nœud, Y le point équinoxial, ML l’arc perpendi- 
culaire abaiffé du lieu M de la tache de l’équateur, 
MB la latitude de la tache ou l’axe perpendiculaire 
fur l’écliptique , Y B la longitude obfervée, NB la 
diftance de la tache au nœud comptée fur l’éclipti- 
que : dans le triangle M NB , on trouvera M N 6c 
l’angle AIN B, auquel on ajoutera ou dont on ôtera 
l’angle B N L de 7 d , s’il s’agit du foleil , pour avoir 
l’angle MNL ; dans le triangle MNL y on cher- 
chera M L diftance de la tache à l’équateur, 6c la 
diftance N L de la tache au nœud N, mefurée le 
long de l’équateur de la planete. 
En faifant la même chofe pour une autre obfer- 
vation , l’on aura le mouvement d’une tache fur 
l’équateur de la planete , pour l’intervalle de tems 
qu’il y a entre deux obfervations ; il fuffira d’une 
fimple analogie pour trouver la durée de la rotation 
entière , car le moment obfervé eft à 360° comme 
l’intervalle de tems obfervé eft au tems de la rota- 
tion toute entière par rapport au nœud N; or ce 
nœud eft fenfiblement fixe : ainfi l’on aura la durée 
de la rotation abfolue par rapport à l’équinoxe , d’où 
il fera aifé de le trouver par rapport aux étoiles 
fixes , mais la différence eft infenfible. 
C’eft ainfi qu’on a trouvé en obfervant les taches 
du foleil qu’il a un mouvement de rotation qui eft 
de 27 jours 12 heures 20 minutes par rapport à nous, 
mais qui s’acheve réellement par rapport à un point 
fixe dans 1 efpace de 25 jours 14 heures 8 minutes, 
autour d’un axe qui eft incliné de 7 dégrés fur l’axe 
• de l'écliptique ; c’eft ce que l’on a reconnu par le 
T oms IV% 
ROT 68 ï 
mouvement des taches du foleil. Voye^ ci-après 
Taches. L’équateur folaire coupe l’écliptique à 
deux fignes 6c deux dégrés de longitude. 
La 1 une a une rotation dont la durée eft égale à 
fa révolution ; fon équateur efff incliné d’un dégré 
6c demi fur l’écliptique , 6c coupe toujours l’éclip- 
tique au même point que l’orbite de la lune. Voys £ 
Libration , Suppl. 
Mercure eft toujours trop loin de nous , trop 
engagé dans les crépufcules ou dans les vapeurs de 
l’horizon, 6c trop petit pour qu’on puiffe diftinguer 
des taches fur fon difque, & examiner la durée de 
là rotation : elle eft donc inconnue. 
La rotation de venus eft très- difficile à obferver; 
M. Caffini qui avoit déterminé avec le plus grand 
fuccès la rotation de jupiter 8c celle de mars 9 
par des obfervations très-délicates, effaya en 1 666 
d’obferver celle de vénus; ce ne fut qu’avec beau- 
coup de peine qu’il y apperçut une partie claire , 
lituée proche de la feélion de lumière ; elle lui parut 
achever fon mouvement au moins d’un jour ( jour- 
nal des fav ans, décembre 1667. ). Quoique M. Caffini 
eut oblervé ces taches de vénus en Italie, il n’a 
jamais pu les diftinguer à Paris , avec les meilleures 
lunettes. 
M. Bianchini, dans les années 1726, 1727 &C 
1728 , oblerva auffi les taches de vénus , & il jugea 
que la révolution de vénus autour de Ion axe n’étoit 
point de 23 heures, comme M. Caffini l’avoit dit, 
mais de 24 jours 6c 8 heures du feptentrion vers le 
midi , dans la partie que nous voyons ; il jugea que 
le pôle boréal de cette révolution répondoit à 10 
fécondés 20 dégrés de longitude , 8c étoit élevé de 
15 dégrés feulement fur l’écliptique. Il publia fur 
cette matière un grand ouvrage intitulé : Hefperi & 
phofphori nova phenomena. Mais M. Caffini foutient 
que ces obfervations peuvent fe concilier avec une 
rotation de 2 3 heures 22 minutes ( Mém. acad. 173 2. 
Elcm.dl Ajlronomie, page 519.). On croit allez géné- 
ralement que M. Caffini a raifon. 
M. Caffini obferva les taches de mars en 1766 ; 
6c elles lui firent connoître que mars tourne fur 
fon axe en 24 heures 40 minutes ; il publia pour 
lors un mémoire à ce fujet , qui a pour titre : Martis 
circa proprium axern revolubilis obfervationes bono - 
nienfes. Bononice ; / oiffff, in-fol. dans lequel on voit 
que l’axe de mars eft à peu près perpendiculaire à 
fon orbite autant qu’on en peut juger par des taches 
qui font peu propres à cette détermination. Il ob- 
ferva encore ces taches à Paris en 1670. M. Maraldi 
les obferva en 1704 6c 1706, 6c trouva auffi la durée 
de fa rotation de 24 heures 39 minutes ; ces taches 
de mars font fort grandes, mais elles ne font pas 
toujours bien terminées , 6c changent fouvent de 
figure d’un mois à l’autre ; cependant elles font affez 
apparentes pour qu’on foit alluré de la rotation de 
mars. Mém, acad. 1706, 1719, 1720 ,EUm.d'AJlron* 
page 45?.' 
La durée de la rotation de jupiter, indiquée par 
les taches dont M. Caffini obferva le mouvement 
en 1665, eft de 9 heures 55 minutes 50 fécondés; 
6c lorfque M. Maraldi revit en 1 7 1 3 la même tache , 
qui depuis 50 ans avoit difparu 8c reparu plufieurs 
fois, il trouva la durée de cette rotation de 9 heures 
56 minutes , comme M. Caffini l’avoit trouvée en 
1665. On peut voir au fujet des taches de jupiter 
6c des variations de fes bandes, différens mémoires 
de M. Caffini 6c de M. Maraldi, Mém. acad. , 
tyo8 , 17/4 ; anciens mém. tome 11. pag. 104. tome X. 
pug. 1 , & /07. 
M, Cafpni écrivoit le 1 2 oélobre 1665 à M. l’abbé 
Falconiers , que les ombres des fatelliîes avoient 
cette année-là un mouvement parallèle aux bandes 
de jupiter; or jupùer-étoit alors dans les nœuds de 
RR rr 
