u 4 HISTOIRE

réputée l’unité. II importe peu ici que ce soient les distancesréelles , pourvu que ce soient les distances relatives qui sontdonnées fort exactement par la règle de Kepler qui a fait con-noître les rapports des dimensions des orbites, et leurs positions.Ainsi le calcul trigonométrique donnera l’angle TMSouPMO,qui, à cause de l'éloignement immense des íi.xes mesurel’aic PO; on ôtera l’angle S M T de la longitude du point P, ou du lieuhéliocentiique de la planète, ou bien on rajoutera suivant quela planète spra à l’Orient ou à l’Occident ; on appelle cette dif-férence parallaxe annuelle de la planète, far ce moyen l’onaura le lieu géocentrique de la planète, du moins en longitude.

Ainsi le premier pat à faire pour pouvoir calculer les mou-ven ens des planètes a été de déterminer lenrs orbites autourdu soleil, et comme Kepler et Newton ont démontré que cesorbites sont elliptiques, il a fallu trouver les dimensions de cesellipses , leurs axes, leurs excentricités ou les distances de leursfoyers dont l’un est occupé par le soleil. Il a fallu encore dé-terminer la position du grand axe de chaque ellipse pour avoirleurs points d’Aphélie ou de plus grandes distances au soleil,et de Périhélie ou de moindre distance à cet astre. II a étéde plus nécessaire de s'assurer si cet axe a un mouvement ounon. II en troit aussi parmi ces déterminations nécessaires celledu temps employé par la planète dans sa révolution soit pé-riodique soit anomalistique , ou par rap|K>rt à son a| hélie. Jt.niin ,il a fallu déterminer l’angle sous lequel le plan de clracune deces orbites coupe l’écliptique et le point d’intersection , ou lenœud, et le mouvement de ce nœud, car il a lui même unmouvemeutyparticulier, par l'effet des attractions. Tels sont lesélémens du mouvement des planètes qOe l’astronomie a eus àfixer.

Nous ne pouvons donner ici qu’une idée légère des moyensemployés* pap r ces déterminations. JVlais il nous a paru néces-sainejd’en parler; nous commençons par les 'planètes supérieuresou ces recherches sonlplus faciles parce que leurs orbites em-brassent cçlle de la terre. On s’est d'abord procuré un grandnombre «i’observa-tio»*, faités dans Jeurs oppositions au soleil,parce que dans ce cas le Item héliocentrique et le lieu géocen-trique ne difièrent point, la terre étant, alors avec la planèteet le soleil dans une «sème ligne droite. Ces observations ontd abord servi à. déterminer lie temps de la dévolution, car .®ila planète a , par,exemple, dans oen-ti vingt, 806 àit quatre né-yoíutionsi, ifeçt clair qu’il lui faut trente ans pour en faire une ,et s’il y a quelques degrés de phts, ce n est tqn une affaire decaíçul , de trouver combien elle a tnis à faire arse révolutionjuste. Plus la première de ces observations sera éloignée de la