Les mouve-r»ens que l’onobserve à re-gard de Venusíbnt confor-mes à ceuxque L’on re-marque dansla Planète deMercure.

3.6 INSTITUTIONS

son orbite ; ou bien elle fera au point H, si l’on apper-çoit une petite partie de son disque éclairé. Aussi lors-que Venus est entre la Terre ôc le Soleil, il doit arriverqu’elle passera quelquefois fur le disque même du Soleil.Et c’est ce qui a été déja observé une fois depuis la dé-couverte des lunettes d’approche : on l’a vue commeune grosse tache noire ôc parfaitement ronde. Ce phéno-mène rare ôc singulier, observé pour la premiere fois parun jeune Anglois nommé Horroxius , est arrivé l’an163p. On a calculé depuis ? le tems où Venus y reparoî-troit pour la seconde fois , Ôc l’on a trouvé que le 6Juin de l’année 1661 elle traverferoit le disque apparentdu Soleil. Enfin cette même Planète ne s’éloigne du So-leil qu’à une certaine distance, au-delà de laquelle 011.observe , qu’elle ne fçauroit s’écarter. Jamais elle n’aparu à plus de 48° de distance au Soleil, ce qui est bienmoins qu’un Arc de 6o° ôc po°; Ôc par conséquent Venusest bien éloignée de paroître en opposition ou à 1 8o° duSoleil. Cependant, pour que son orbite renfermât l’orbitede la Terre, il faudroit qu’elle nous parut à d’aussi grandsarcs de distances.

11 en est de même de Mercure qui est presque perpé-tuellement plongé dans les rayons du Soleil, ôc qui,parce qu’il s’en écarte beaucoup moins que Venus, doitpar cette raison avoir une orbite plus petite. Nous ne ré-péterons point ici tout ce qui a été dit ci - dessus pourprouver que son orbite semblable à celle de V en us , doitrenfermer le Soleil enforte que celui-ci en occupe le cen-tre. Toute la différence qu’il peut y avoir en appliquant lesmêmes preuves à Mercure , c’est que l’orbite de Venuscomprend celle de Mercure, qui est plus petite ; niais leSoleil demeure constamment au centre de l’une ôc l’autre:orbite. Une autre preuve que Mercure est plus proche duSoleil, c’est que fa lumiexe est très-vive, ôc bien plus