DU SOLEIL

Nous connaissons les dimensions et la masse m de la Terre; les opérations géodésiques nous ont donné les éléments des formules

P=ir(p)Mo»(i~îx)D,

P étant exprimé en kilogrammes.

Ces' éléments sont (l. I, p. 298 et 33^, t. II, p. aSg)

Mais, en Astronomie, nous avons pris pour unités le derai-graod axe a de l'orbite terrestre et la masse M du Soleil. Pour exprimer les distances célestes et les masses en unités courantes, il faut donc déterminer les quantilés qui entrent dans les formules

Tï = -nr—, 5»n\-^^ (^•«"- p. 141^*

et, comme (p^. G, T sont parfaitement connus, il ne reste plus qu'à s'occuper dei-), parallaxe du Soleil. On voit que Terreur relative qui |K)urra aflecler (t:^ se reportera en entier sur Tunité a et sur toutes les dimensions linéaires de notre système; elle sera triplée pour toutes les masses, parce que in') v figure au cul>e.

Mesure directe de la parallaxe du Soleil.

Pour déterminer la distance d'un point inaccessible M, les arpenteurs mesurent une base AB et les angles à la base du triangle ABM. On obtient l'angle en M par i8o" — (A + B); la distance AM se calcule ensuite par

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