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HISTOIREseroit partout la même fur une sphère. On conçoit que la lignemenée de l’œil de l’obscrvatcur à la lune sera plus rapprochéedu centre de la terre fous le pôle applati que fous l’équatcurexhaussé. Cette ligne, rencontrant au centre de la lune cellequi est menée du centre de la terre , formera donc avec elleun angle plus petit, une parallaxe moindre pour le pôle quepour l’équateur : les parallaxes varieront tant soit peu dansfintcivallc ; ce font de nouvelles attentions 5 c de nouveauxscrupules de calcul. II résulte de ces recherches que la parallaxemoyenne Sc pour Paris est de 5 j 1 3 y" {&)'■> la distance qu’elle sup-pose est de 8 5464 lieues (b). II n'y a pas plus de deux secondes
(u) Cette parallaxe de 57' 39" n'est pascelle qui convient à la distance moyennede la lune , mais la moyenne arithmétiquecuti c la plus grande & la plus petite detoutes les parallaxes.
(6) M, Murdoch a propoíé une méthodepout trouver la distance moyenne de lalune 5 e fa parallaxe , déduites de la feuleloi de la gravitation. Cette théorie est asterbien confirmée, pour quelle puisle servirà cet usage. On conncît la quantité detoises dont les corps tombent fur la surface
de la terre en une seconde ; on connoîtégalement l’arc parcouru par la lune danslc mème te m s, Sc le sinus verse de cet arc,qui est 1 espace de !a chute. II est clair quec« deux espaces feront cntr’eux inverse-ment comme les carrés des distances. Onpeut donc, au moyen du rayon connu denotre globe , trouver la distance de lalune. M. Murdoch trouve cette distance de60,08906’demi-diametres de notre globe,& la parallaxe de 37' 11",;4; ensuite consi-dérant que la lune ne fe meut pas précisémentautour de la terre , mais autour du centrecommun de gravité , il cherche le change-ment qui en résulte sur la distance 8c surla parallaxe , 8c il trouve la première de60,3885 , 8c la seconde de j8' 44",07 ,(Trans. philos. 1764 , p. 19). M. de laCaille a déterminé la parallaxe horizontale
Sc moyenne sous l’équatcsr de 57' 14" ;M. Malet de 37' 11" ; M. de la bande dey 7' 13". Les résultats de ces Astronomesfont établis fur des observations nombreuses8C délicates , Sc il est curieux de voir com-ment la théorie a li bien deviné ces résul-tats.
M. Horstey a voulu de même chercherla distance du soleil à la terre par la seulethéorie, ou du moins lc rapport de cettedistance à celle de la lune à la terre. IIemploie la révolution périodique de la lune,sc fa révolution anomal!stique. Ccst laforce attractive de la terre , qui retient lalune Sc réglé fa révolution périodique ; c’estla force perturbatrice du soleil, qui produitle mouvement de l’apogée , 8c qui consé-quemment réglé le mouvement anomalis-tique : en comparant ces deux révolutions ,on a lc rapport des forces ; Sc si les massesfont connues ou supposées, on a le rappoicdes distances. M. Horstey, en supposant ladistance de la lune de 607 demi-diametres,trouve celle du soleil de 300087 des mémesdemi-diametres , 8c fa parallaxe de 6" ji"'( Trans. philos 1767 , p. 179) , beaucouptrop petite sans doute. Mais comme le re-marque M. Horstey , l’incertitude de lamasse de la lune produit feule une tres-grande différence fur le résultat du calcul.
1769, p. 153).