DÉTERMINATION DE EA PARAEEAXE DD SOI.EIE. 509dislance comprise entre le soleil et la terre (§ 1 48), nous avons ditque la parallaxe du soleil n’avait pu être obtenue avec quelque pré-cision qu’au moyen d’observations faites au moment des passagesde Vénus sur le soleil. Nous sommes en mesure maintenant defaire comprendre le principe de la méthode que l’on a suivie pourcela.

Les lois du mouvement des planètes autour du soleil, telles queles a données Képler, ont été établies sans que l’on ait eu besoin deconnaître la distance du soleil à la terre. Les rapports qui existententre les distances des planètes au soleil, et la distance du soleil àla terre, ont dû seuls entrer en considération dans l'établissement deces lois ; ces rapports sont complètement déterminés par les circon-stances que présente le mouvement des planètes sur la sphère cé-leste, ainsi que nous l’avons vu (§ 259). On peut dire que l’on con-naissait la ligure de l’ensemble du système planétaire, sans enconnaître les dimensions absolues ; en attribuant arbitrairementtelle grandeur que l’on aurait voulu à l’une des dimensions du sys-tème, c’cst-à-diro à la distance d’une quelconque des planètes ausoleil, on aurait pu en conclure la grandeur de toutes les autresdimensions. On se trouvait dans le même cas que si l’on connais-sait tous les angles d’un réseau do triangles, .sans connaître au-cun des côtés qui en font partie; dès que, à la connaissance desangles, on parviendrait à joindre colle de la longueur d’un descôtés, toutes les dimensions du réseau seraient entièrement déter-minées par là (§ 104). La recherche de la parallaxe du soleil, quidevait faire connaître la distance du soleil à la terre, n’était doncautre chose que la mesure d’une base destinée à compléter les no-tions que l’on avait déjà acquises relativement aux dimensions dusystème planétaire.

Au moment du passage de la planète Vénus devant le soleil, surle disque duquel elle se projette comme un petit cercle noir, on peutconnaître exactement le rapport des distances de Vénus et de laterre au soleil, d’après la position que chacune de ces deux planètesoccupe sur son orbite elliptique. Supposons que ce rapport soit égalà 0,73 (il ne diffère jamais beaucoup de 0,72, qui est le rapportéesdemi-grands axes des deux orbites). Admettons, pour simplifier, quedeux observateurs soient placés précisément aux deux extrémitésA, B, /ig. 337, d’un diamètre de la terre dirigé perpendiculaire-ment au plan de l'écliptique; réduisons par la pensée la planèteVénus à un seul point V, qui sera son centre de figure; et rempla-çons la surface arrondie de la partie antérieure du soleil par unsimple disque plat se présentant de face du côté de la terre. Les

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