Sur le mouvement des facules solaires. 
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Comme il était démontré que les divisions des deux échelles ne sont pas égales étant 
plus grandes sur l’échelle B , ainsi que*) 
1 p. a. (^) = 1 p. a. (B) — O.OOl 3 p. a. 
j’ai réduit toutes les lectures à l’echelle A à l’aide de la table 
0.0 p.—0.4 
0.4 —1.2 
1.2 —1.9 
1.9 et > 
ЬВ = 0.000 
0.001 
0.002 
0.003 
et ЬВ étaient toujours à soustraire des lectures sur l’échelle B. 
La distance du centre du Soleil r et l’angle de position p de chaque facule s’obtiennent 
r = Va 2 h- b 2 
tg P = T 
Pour abréger ce calcul, je me suis servi d’une table spéciale qui s’obtient ainsi: 
Si on a a > b 
A = 1g a — lg b — lg tg p 
et 
]g r = lg Va 2 4- b 2 = lg a -4- B 
1 1 f, 62 
■гг lg 1 , 
B : 
On obtient B par les logarithmes des sommes de Gauss, où on a 
lg (a -I- 6) = lg a и- B ' 
et 
B 
' = ig( 
Il est évident qu’on obtiendra B en trouvant B' à l’aide de l’argument 2 A et en 
prenant la moitié de ce B'. 
La table spéciale jointe à ce livre donne directement les valeurs B d’après l’argument, A 
A = lg tg p. 
Les angles p sont comptés du fil I—III. Pour obtenir les angles de position comptés 
du point nord du Soleil, il faut ajouter à p l’angle F qui est l’angle de position du fil I—III. 
1) Bélopolsky et Moriue. Positions app. des taches solaires. 3. 
