DÉTERMINATION DE LA PARALLAXE DU SOLEIL

que du soleil d’une quantité égale au rayon apparent de Vénus. On

obtient ainsi, pour le soleil, un disque idéal, plus petit que le disque

réel, et concentrique avec lui ; le centre de Vénus se trouve sur le contour de ce disque idéal, à l'instant même où le contour de la pla-

nète est tangent intérieurement à la circonférence du disque réel

du soleil. L'observation des instants précis auxquels commence et

finit le passage du centre de Vénus sur le disque idéal dont il s’agit,

peut donc se faire avec une grande précision ; et par conséquent on

pourra en déduire la parallaxe du soleil, conformément à ce que

nous avons dit précédemment.

L'idée de faire servir l'observation des passages de Vénus à la détermination de la parallaxe du soleil, est de Halley. Depuis lépoque à laquelle il appela l'attention des astronomes sur ce genre d'observation (en 1677), le phénomène du passage de Véhus ne s’est produit que deux fois, -en 4764 et en 1769. À ces deux époques, plusieurs astronomes se disséminèrent sur la surface de la terre, et se rendirent dans les divers lieux d’où ils jugèrent qu'il était le plus convenable d’observer Te passage de Vénus, pour arriver à une détermination précise de la parallaxe du soleil. Les observations faites en 1761 ne conduisirent qu’à des résultats peu satisfaisants ; mais celles de 1769, au contraire, permirent d'atteindre une grande exactitude dans l'évaluation de la parallaxe du soleil. Pour que l’on puisse se faire une idée du degré de précision avec lequel cette parallaxe a été déduite des observations de 4769, il suffit de dire que la différence des durées du passage obtenues à Otahiti, dans la mer du Sud, et à Cajanebourg, dans la Laponie suédoise, s’est élevée à plus d’un quart d’heure ; et que cette différence de durées, que l’on a pu connaître à quelques secondes près, est le principal élément de la détermination de la distance des deux cordes cd, ef, fig. 331, d’où.la parallaxe du soleil peut ensuite se déduire par des moyens susceptibles d'une grande.exaclitude. C’est ainsi que l'on a fixé à 8,6 la valeur de la parallaxe horizontale du soleil, pour le cas où cet astre se trouve à sa moyenne distance de la terre ($ 448).

On ne saurait trop admirer la méthode ingénieuse dont nous venons d’essayer de faire comprendre le principe. Il s’agit, en définitive, d'arriver à la détermination d’un angle de 8,6. Mais les moyens ordinaires, pour la mesure des angles, ne sont pas suffisants pour y parvenir; ces moyens, qui réussissent bien quand il s agit de trouver la parallaxe de la lune ($ 201) dont la valeur est d’environ 4°, donneraient à peine une approximation des plus grossières de la valeur de la parallaxe du soleil : la valeur qu'ils fourniraient pourrait très-bien n'être que la moitié de la vraie valeur de cette

parallaxe. La méthode imaginée par Halley consiste à remplacer la mesure directe de la parallaxe du soleil, par celle d’un phénomène qui dépende entièrement de cette parallaxe, et dont l'amplitude soit beaucoup plus facile à mesurer ; elle substitue l'évaluation d’une durée qui surpasse un quart d'heure, à la mesure d'un angle de quelques secondes. On peut comparer cette méthode à celle que l’on suit pour mesurer la longueur d’une ligne excessivement petite, et qui consiste à agrandir considérablement cette longueur par l’emploi d’un microscope d’un fort grossissement, à la comparer ainsi agrandie à une règle divisée en millimètres, et à diviser ensuite le nombre de millimètres auquel elle correspond par le nombre qui représente le grossissement du microscope.

Les passages de Mercure sur le soleil pourraient être également employés à la détermination de la parallaxe du soleil; mais, cette planète se trouvant beaucoup plus rapprochée du soleil que Vénus, il en résulte que l'observation de ses passages est beaucoup moins influencée par la différence de position des observateurs sur le globe terrestre. Les cordes suivant lesquelles divers observateurs voient Mercure traverser le disque du soleil, sont trop rapprochées les unes des autres, pour que la détermination de la distance qui les sépare permette de trouver la valeur de la parallaxe du soleil, avec une exactitude convenable. Aussi, les passages de Mercure, qui se reproduisent plus fréquemment que ceux de Vénus, ne sont-ils jamais employés pour effectuer de nouvelles déterminations de cette parallaxe. On est obligé d'attendre jusqu’en 1874 et en 4882, époques auxquelles on pourra observer deux nouveaux passages de Vénus, pour contrôler le résultat des observations de 4769 ; à partir de là, il s’écoulera plus d'un siècle avant que ce phénomène se TRpEUQUPe:

. $ 281. Aspect des comètes. — Les comètes sont des astres’ qui, comme les planètes, se meuvent à travers les constellations, et occupent ainsi successivement des positions très-différentes sur la sphère céleste. Mais elles présentent ordinairement un aspect tout autre que celui des planètes ; et quoique la différence d'aspect ne soit pas le caractère essentiel qui distingue les comètes des planètes, elle suffit généralement pour indiquer si tel astre errant que l’on observe appartient à l'une ou à l’autre de ces deux classes.

Une comète consiste habituellement en un point plus ou moins brillant, environné d’une nébulosité qui s'étend, sous forme de trainée lumineuse, dans une direction particulière. La figure 338 peut