MOUVEHEIITS RÉELS DES PLANÈTES

Les mouvements apparents des planètes vus de la Terre étant, comme nous Tavons dit, très-irréguliers, particulièrement vers les stations et les rétrogradations , il est nécessaire de rechercher si , examinés de quelque autre point, en se plaçant dans le Soleil, par exemple. Tordre ne succéderait pas au désordre et à toutes les bizarreries dont nous avons dû tenir note. Essayons donc de transformer les observations faites sur la Terre en observations qui seraient faites si Tobservateur était au centre du Soleil, c'est-à-dire, pour me servir des expressions usuelles, transformons les positions géocentriques en positions hélioceniriques.

Admettons d'abord que les planètes se meuvent dans le plan de Técliptique, ce qui pour les principales n'est pas très-loin de la vérité. Il y a deux cas à distinguer, le cas des planètes supérieures et celui des planètes inférieures. Occupons-nous d'abord des premières.

Lorsqu'une planète est en opposition , la ligne droite menée du Soleil à la Terre projette la planète sur l'étoile à laquelle aboutit la ligne menée du Soleil à la même planète ; le jour de l'opposition on obtient donc , par une observation terrestre , la place de la planète sur le ciel étoile, tout comme si on l'avait observée du Soleil : c'est ce qu'on appelle une position héliocentrique.

Quelques mois après, le Soleil , la Terre et la planète se trouveront de nouveau en ligne droite, la planète cor-

respondra à une seconde étoile, ce qui procurera une seconde position héliocentrique.

Une troisième opposition nous donnera la position de la planète pour un observateur qui serait situé dans le Soleil, et ainsi de suite.

Si Ton a réuni un très-grand nombre d'observations de cette nature, on pourra par interpolation déterminer le temps que la planète, vue du Soleil , emploie à revenir à la même étoile, c'est-à-dire le tenaps de sa révolution complète.

En observant les mêmes planètes lorsqu'elles parviennent à leurs conjonctions, on trouve de même le moment où vues du Soleil elles correspondent à d'autres étoiles du firmament, ce qui fournit de nouvelles déterminations des temps qu'elles emploient à faire leurs révolutions complètes.

Admettons maintenant , ce qui est complètement justifié par les faibles valeurs que nous avons trouvées pour les parallaxes des étoiles (liv. ix, chap. xxxii, t. i, p. 427), que les constellations aient la même grandeur pour un observateur situé sur la Terre et pour celui qui occuperait le centre du Soleil; en d'autres termes, supposons que la distance angulaire de deux étoiles quelconques soit à peu près la même pour les deux observateurs. Les oppositions et les conjonctions nous ont montré à quelles étoiles, soit pour un observateur situé sur la Terre , soit pour un observateur situé sur le Soleil , correspondaient les planètes à des époques déterminées. Les angles sous-tendus par ces étoiles ayant la même valeur dans les deux positions des obs«M valeurs, nous pourrons,