LIVRE XX. — LA TERRE

suffisent à la détermination de deux inconnues. On obtiendra donc, par la résolution des deux équations en question, la distance V de Vénus au Soleil et la distance T de la Terre à ce même astre. Ces deux distances seront connues avec d'autant plus d'exactitude que la distance itinéraire AB et la distance angulaire a b seront plus exactement déterminées. La distance AB ; mesurable sur la Terre, s'obtient avec toute la précision désirable. Quant à la distance angulaire a b , elle peut être conclue de la considération suivante : Pendant un temps d'une durée limitée , Vénus paraît décrire une ligne droite ; b semblera donc parcourir sur le Soleil la ligne rectiligne cb d. Pour la station A, Vénus se mouvra en apparence suivant la corde eaf. Les durées comparatives des temps employés par la planète à parcourir cd, serviront à déterminer les positions de c d et de e f relativement au diamètre du Soleil, et par conséquent la distance angulaire a b avec une très-grande précision.

Si les stations A et B n'étaient pas situées sur le même méridien , le calcul des observations serait un peu plus compliqué, sans pour cela être devenu plus difficile.

Il est évident aussi que pour se conformer à la réalité des choses, il faudrait tenir compte du mouvement de rotation de la Terre, en tant que ce mouvement peut affecter la durée des passages de la planète sur le disque solaire. Mais ce sont des détails qui ne psuvent intéresser que les astronomes de profession, et ici nous nous sommes proposé seulement de faire connaître l'esprit de la méthode.

Un des caractères les plus précieux de la méthode pro-

posée, en 1725, par Halley, c'est de n'exiger pour les observations à faire en A et en B, qu'une bonne lunette et une horloge astronomique ; c'est de rendre inutile remploi des instruments gradués, auxquels on ne peut se fier quand on vise à une grande précision , alors seulement que leurs dimensions sont considérables, ce qui les rend peu portatifs.

En évaluant la précision avec laquelle on pourrait déduire la parallaxe solaire ou l'angle que le rayon de la Terre, vu perpendiculairement , sous- tendrait du Soleil (liv. ix, chap. xxxn, t. i, p. 428), des observations faites en 1761, Halley avait porté à l/500e du total l'erreur dont le résultat définitif pourrait être affecté. L'expérience a montré que le célèbre astronome anglais s'était exagéré un peu la précision dont sa méthode était susceptible. Elle n'en reste pas moins une des plus ingénieuses dont l'astronomie moderne puisse se glorifier. Dans le passage de 1769, les différences entre les temps employés par Vénus à parcourir les cordes diverses du disque solaire suivant lesquelles elle parut se déplacer, furent considérables. La différence entre la durée observée àWardhus, et la durée moins considérable observée à Taïti, s'éleva à 23'" 23s.

On se demandera sans doute pourquoi les passages de Mercure sur le Soleil ne pourraient pas, comme les passages de Vénus, servir à la détermination de la parallaxe solaire. Halley, dans son Mémoire de 1725, avait déjà répondu à cette question. « La différence, dit l'astronome anglais, de la parallaxe de Mercure et de la parallaxe du Soleil est si petite, qu'elle est toujours moindre que