IV. cot

co> b — cof a *

.y J lia g COI » — «i» c eo» -f- g)

^ COI e — cota

En égalant ces deux râleurs de cot 3, il viendra

VI tan J — — lin e cot P) (eoi t — cot a^ — [tin a— lin teoia^ (eoie — eoia)

° lin 6 lin a (coïc — eut a) — lin e tin p(eui6 — cota)

Les lecteurs, versés dans le calcul trigonométrique , verront aisément, com> ment ces formules peuvent être disposées plus favorablement ponr l'usage des logarithmes (').

En nommant L la longitude héliocentrique de la tache dans l’instant de la première observation M, on aura ta longitude du pôle boréal P de l’équateur solaire r=L — s, la longitude du noeud ascendant de l’équateur solaire = go’-f-L — x, et l’on trouvera, au moyen de l’équation IV. ou V. l'obliquité de l’écliptique relativement è la rotation du soleil, ou ce qui revient an même, l^nclinaison de l’équateur solaire sur l’écliptique —3.

La position de Féquateur solaire relativement à l'écliptique étant maintenant connue, fa longitude et la latitude héliocentriques d’une tache donneront, an moyen de la trigonométrie, l’ascension droite et la déclinaison hé*

(1) V«y. Ailnn. Mot. ot frai, for M. Dttomlr», Tomo 111. Chof. XXIX.