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Pìanche V.Fig.A.

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Le Passage * de Mercure dans le Soleil étant donné Tdéterminer son orbite , &c.

S est le centre du Soleil , AB un diamètre représen-tant l’Ecliptique indéfiniment prolongé , C est l’entrée deMercure dans le Soleil, D fa sortie.

Par C tirez au-dedans du cercle la droite C E paral-lèle 2. A B, &c égale au chemin que le Soleil a fait danstout le tems du passage C D, puis joignez D E , ôc laprolongez jufqu’à ce qu’elle rencontre TEcliptique en À ; .

Je dis 1 °. Que D N, est l’orbite de Mercure ôc que sonobliquité est D N A.

2°. Que NE, ND, sont les distances entre Mercure& le Nœud pour le commencement ôc pour la fin dupassage C D.

3 0 . Que N S, est la distance entre le Noeud ôc le cen*-tre du Soleil, pour la fin du passage.

Soit achevé le Parallélogramme CE D G.

Démonstration..

C D, est décrite dans le Soleil par la composition dedeux mouvemens droits Ôc uniformes, Tun propre à Mer-cure dans son orbite contre l’ordre des Signes, ôc Tautrequi est propre au Soleil, mais qui peut être imaginé dansMercure, supposé que le Soleil demeure arrêté pendantque Torbite de Mercure conservant toujours fa mêmeobliquité íera portée contre Tordre des Signes, ôc qu’ainíiMercure outre son mouvement propre en aura un secondqui fera mesuré par la droite CE qui est donnée de gran-

* Cette Addition qui contient un Mémoire très-lùccinct lù à VAcadémie desSciences le 27 Fevrier 1677 par M. Picard (& qui n’avoit pas encore été publié)pourra peut-être servir à faire connoitre dans quel tems on a commencé à tenircompte du mouvement horaire de la Terre ou du Soleil, soit dans les Eclipses ,soit dans les conjonctions des Planètes,pour en déduire leurs Routes apparentes fus1e disqu».