j2 ASTRONOMIE, Liv. VI.

ces différences, (Mém. acad. 17J7, p. 142 ) prétendantqu’il susiisoit de corriger la seule observation du 28Sept. 1746, pour rapprocher de ségalité tous les ré-sultats de M. le Monnier.

Eile est Enfin les observations faites, il y a plus de 250 anstoastante. p ar ’y^altherus, prouvent que la plus grande équationdu soleil ne va point en diminuant, puisqu’elles don-nent i d 40" suivant le calcul de M. de la Caille( Mém. acad. 1747, p. 144 ). Celle qu’il a adoptée dansses tables est de i° z r" 6, ce qui donne pourl'excentricité o, 01680207, ou pour la double excen-tricité 0,003360414 ( 86; ). En y employant les obser-vations de M. de la Hire, faites vers Tannée 1684, ila trouvé l’excentricité de o, 0168;.

1267* Pour déterminer la plus grande équation'des autres planètes, on n’a pas toujours deux longi-tudes héliocentriques observées dans les moyennes dis-tances ; on ne sauroit même les avoir pour Mercure ;mais on détermine la plus grande équation , ainsi quele lieu de l’aphélie par les méthodes suivantes. La pre-mière méthode qui sert également pour Mercure &pour Vénus, consiste à observer la plus grande digres-sion , lorsque la planète est dans ses apsides ; on enconclud la distance aphélie ou périhélie ; & comme ladistance moyenne est connue ( 1222 ), on a l’excen-tricité. Le 2; Septembre 17y 3 à 22 11 47' 50" temps moyen.Mercure passant au méridien à Paris, fa longitude futobservée de ; S i;° 4P 14"; Mercure étoit alors fortprès de son périhélie , & en même-temps vers fa plusgrande digression; le lieu du soleil calculé par les ta-bles étoit à 6 S 3 0 i~j' 2;", ensorte que l’élongatiun deMercure étoit de 17 0 46' 11", c’est sangle sous lequelparoiífoit alors la distance périhélie de Mercure vue dela terre ; on pourroit trouver cette distance absolue|)ar le moyen du triangle formé à la terre, au soleil ôc2 Mercure, où son connoît la distance du soleil à laterre, sangle au soleil qui étoit de ior° 39', & quipouvoit se conclure de la distance à la conjonction t