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W. Stratonoff, 
Les valeurs de P pour les différentes époques de nos observations sont données un peu 
plus loin. 
On doit ajouter encore deux corrections à l’angle de position: 
L’une i est produite par la variation de la déclinaison du Soleil. On trouve ses valeurs 
numériques chez Carrington. 
L’autre & dérivant de l’absence de la perpendicularité entre les fils d’araignée formant 
la croix. Ses valeurs pour les différentes époques de nos observations sont données plus loiu. 
On a définitivement 
П = p -ь P ± ~ —#- i. 
П est l’angle de position de la facule compté dans la direction NESO. 
Ou doit ajouter à П l’angle tq, pour que les angles de position soient comptés du pôle 
de l’écliptique. Cet angle est obtenu par la formule 
tg T) = cos O tg e 
où e est l’inclinaison de l’équateur vers l’écliptique et O —la longitude du Soleil. On 
trouve les valeurs numériques des tq d’après l’argument O chez Carrington et Spürer. 
Soient 
p = l’angle: Terre, centre du Soleil, facule mesurée 
ß = la latitude héliocentrique de la facule (rapportée à l’écliptique) 
X — la longitude » » » » » » » 
V = la différence des longitudes de la facule et de la Terre 
b = la latitude héliographique de la facule (rapportée à l’équateur solaire) 
Tj — la longitude » » » » » » » » 
i — l’angle entre l’équateur solaire et l’écliptique 
Q = la longitude du noeud 
R = le rayon du Soleil 
On passe des coordonnées apparentes TT et r aux coordonnées héliocentriques à l’aide 
des formules 
Sill ß = Sill p COS (ГГ —t— 7j) 
et, 
tg X' = tg p Sill (TT -4- 7)) 
sin (p H- r) = Jp 
Les valeurs des lg sin p et lg cos p se reçoivent des tables spéciales de Warren de la 
ltue d’après l’argument 
