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§^162. JJ-/a' découverte qu'on avait faite* avec lès télescopes, que ïè soleil et les planètes tiburnent autour d\m de leurs diamètres avec une vitesse cons:tante, était très-imporlantie, parcequ'èlîè porta le mouvement diurne de là terre à' :an haut degré de probabilité (,§.• 4.)- Sons ce rapport, iës' tacHes qu'on aperçoit' sur tes surfaces de ces corps, sont proprement uff objet de ràslronomie, at» tendu que leur mouvement nous apprend là roiàiîon dès planètes: là méthode;. ]^ar laquelle an parvient à ce résultat, va être expliquée relativement au soleil. La rotation de ce corps est entièreftient déterminée par deux étéinens^ îa position de V'équatéur solaire, et' la période de la rotation du soleil sur urî axe qui est perpendiculaire au plan de l'équatèur. Le mouvement apparent dès taches du soleil, qui servira à déterminer ces deux élémens", oiTre lès |îtarticularités suivantes;

1. L'entrée sur le disque stJÎaire se fait au bord gauche ou oriental du' soleil, la sortie au bord occidental: leur mouveiiient héliocenlrique e&t donS' dirigé de droite a gauchej ou suivant l'ordre des signes, ainsi que le mouv^r ment diurne et annuel de la terre et des planètes.

2. A la fin de Mai et aïf'cômmenceffienî de Juin, le soleil étant h 2^10*, les taches^ décrivenî sur le disque solaire isne ligne droite^ inclinée sur l'écliptique du nord au sud, ensorie que leur latitude boréale diminue, pendant que l'australe augmente. Il est visible que la terre se trouve alors dans le plan de l'équatèur solaire, et dans celui de ses noeuds où il s'abaisse au des*- 30US de l'écliptique, c'est-a-dire dans le noeud descendant, dont la longitude héliocentrique est en conséquence à 8^10® à peu près. Bientôt après j leur