6)0 ASTRONOMIE, UV. XXIV.
que la longitude héliocentrique des tables étoit trop petite de 55 ,(seulement, au lieu de 2 f 28" dont la longitude géocentrique étoittrop petite : ainsi l’on doit calculer une opposition par les longitudesgéocen triques des tables corrigées par l’erreur moyenne que don-nent les observations de plusieurs jours, et l’on ne doit pas se servirdes longitudes héliocentriques ( Mém. de l’acacl. 1775, pag. 228 ),à moins qu’on ne réduise au Soleil les erreurs des tables trouvées parobservation: cette réduction peut se faire avec assez de précision,puisqu’on connoît fort bien les distances des planètes, et que l’er-reur géocentrique est à l’erreur héliocentrique en opposition, commela distance de la planete au Soleil est à sa distance à la Terre.
4164. Ptolemhe employoit dans ses calculs les oppositions desplanètes par rapport au lieu moyen du Soleil, et non par rapport àson lieu vrai. Copernic et Tyclio faisoient de même. Képler fut lepremier qui fit voir qu’on devoit nécessairement employer le lieuvrai^c’est-à-dire le corps même du Soleil, et y comparerles planètes( Mysterium cosmogr., cap. 1 5 ; de Stella Martis, cap. 1 ).
4 1 65 . Les observations faites hors des oppositions ont été très uti-les pour déterminer les distances des planètes au Soleil ( 12 15 ) : au-jourd’hui l’on suppose généralement que ces distances sont connuesavec toute lexactitude possible par la réglé de Képler ( 1224) , dontla vérité est constatée ; c’est ce qui fait qu’on n’observe presque plusles planètes, si ce n’est dans leurs oppositions : on y trouve l’avan-tage de ne point employer dans ces calculs la théorie du Soleil. Il enfaut excepter Mercure, dont les plus grandes digressions sont essen-tielles pour fixer sa théorie ( 1267, 1285 ). Au reste, en observantencore les planètes supérieures dans les quadratures } on pourra véri-fier mieux les distances , sur lesquelles il y a encore quelque petiteincertitude ( Mém. acad. 1786 ).
La méthode que l’on vient d’expliquer pour le calcul des opposi-tions est la même pour les conjonctions de Vénus au Soleil, qui tien-nent lieu d’oppositions , pour la théorie de cette planete (Tom. Il,pag. 104 ). Mais pour celles-ci, il est sur-tout nécessaire d’avoir desobservations avant et après la conjonction , car l’erreur change sensi-blement ( Mém. acad. 1786 et 1788 ).
Après avoir pailé de toutes les observations qui se font sur terrepour le progrès de l’astronomie, je vais parler des observations quise font en mer, pour trouver les longitudes parle moyen de l*r Lune;objet intéressant qui mérite bien de terminer cet ouvrage.