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ASTRONOMIE 
teur solaire est incliné à l'écliptique de 8°,3. Il reste 
constamment parallèle à lui-même. Les points de cet 
équateur, en s’élevant par leur mouvement de rota 
tion au-dessus de l'écliptique, vers le pôle boréal, tra 
versent ce plan dans un point qui, vu du centre du 
soleil était à 86°,20 de l'équinoxe du printems, au com 
mencement de 1750. C'était, à cette époque, la longitude 
héliocentrique du nœud ascendant de l'équateur solaire. 
Elle n’a pas éprouvé depuis de variations sensibles, si ce 
n'est celles qui résultent de la précession des équinoxes, 
effet général que nous avons déja indiqué. 
251. J’ai dit que la durée moyenne de la rotation du 
soleil par rapport à un même point de la terre, est 27),31. 
C'est le tems après lequel un même point de la surface 
de cet astre revient à la même distance de son centre 
apparent; mais ce n’est pas le tems de la rotation réelle. En 
effet, dans cet intervalle, le soleil décrit sur l'écliptique 
un arc égal à 1°.09516. 27,31, ou 29°,91. En vertu de 
ce seul mouvement, il nous découvre chaque jour de 
nouveaux points de sa surface, dont il nous montre 
successivement toutes les parties dans le cours d'une an 
née. Dela résulte une rotation apparente, qui semble se 
faire annuellement autour d'un axe perpendiculaire à 
l’écliptique. L’effet de cette illusion optique se compose 
avec la rotation réelle, dans les résultats observés, et pour 
y démêler les influences particulières de ces deux causes, 
il faut les étudier séparement. 
Faisons d’abord abstraction de la rotation réelle. Ima 
ginons un rayon visuel mené de la terre au centre du 
soleil, et concevons par ce centre un plan perpendicu 
laire à ce rayon. Le disque du soleil n’est que la pro 
jection de tous les points de sa surface sur ce plan per¬