MÉTHODES EMPRUNTÉES A LA MÉCANIQUE CÉLESTE

astronomiques sont alternativement

8 ans 121,5

et ainsi de suite. Le prochain n'aura lieu que Tan 2004, Pour observer chacun d'eux les principaux observatoires des deux mondes envoient à grands frais des expéditions dans les régions les plus éloignées du globe. On combine ensuite les difïérentes observations.

Ce qui donne à la méthode sa valeur, c'est que la différence entre les durées du passage, observé des stations extrêmes, est considérable, et s'est élevé quelquefois à plus d'un quart d'heure : un pareil intervalle de temps, qui sert de base à tout le calcul, peut se mesurer avec une erreur relative assez faible.

Mais d'un autre côté il y a une grande difficulté à apprécier exactement les instants des contacts, tant intérieurs qu'extérieurs, des disques de Yénus et du soleil. Dans les premiers passages, on trouva qu'au moment des contacts, le disque de la planète paraissait éprouver une déformation singulière : les bords des deux astres étaient reliés l'un à l'autre par un ligament noir (fig. 153) qui se produisait tout à coup

Fig. 163. «^ Contact interne de Vénus avec le bord du soleil dans les observations

du XTiu* siècle.

et empêchait de constater le moment précis où les deux cercles étaient vraiment tangents. Les travaux de MM. Janssen et André ont établi que ce phénomène était dû à Tim^perfection des instruments d'optique, et ont appris à l'éviter. Mais il est néanmoins impossible d'observer les contacts avec une netteté absolue à cause de certains phénomènes optiques et d'une auréole qui entoure la planète : on attribue cette couronne lumi-

ÎU DËTEILMINATION DE LA PARALUXE DU SOLEIL.

neuse, en partie du moins, à l'atmosphère de Vénus. La figure 145 représente le contact intérieur tel qu'on l'a observe aux deux derniers passages.

L'incertitude qui résulte de ce défaut de netteté dans les contacts est aggravée par la lenteur du mouvement de la planète, qui, en 1874 par exemple, a mis 4''49°' h traverser le disque solaire- Ces causes d'erreur affectent sensitilement les résultats: différents astronomes ont été conduits par l'emploi de la méthode, en 1874, à des valeurs de la parallaxe du soleil qui varient entre 8*',76 et 8", 88. Quant aax observations de 1882, elles ne sont pas encore discutées.

FIg, lït' — CoDlact loliroa deVcnuB itfc 1« bord do Kitul dans 1M obi«iT>tiim

D'après les raisons que nous venons de dire, on attacne aujourd'hui moins de valeur qu'autrefois à la méthode des contacts. Mais, pendant les derniers passages, on a mesuré au même moment, des différen tea stations, la distance du centre de Vénus à celui du soleil, soit directement, soit par le moyen de photographies. Ces mesures peuvent servir également, et avec plus de précision suivant la plupart des astronomes, à la résolution du problème. Le principe de la nouvelle méthode est le même que pour celle de Halley.

Nlélhades empruntées A Ih mécanlqae eéleale. ^ LèS

calculs de la mécanique permettent aussi de trouver la parallaxe du soleil. La méthode la plus exacte, dans cet ordre d'idées, est celle de Leverrier. Elle a pour base l'étude des perturbations exercées par la terre sur les planètes voisines. Ces perturbations sont très lentes, mais constantes. Elles ne sont pas encore évaluées aujourd'hui avec assez d'exactitude pour être d'un plus grand secours que les passages de Vénus, dans la