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qu’on apper- nete au Soleil doit se faire lorsque la ligne droite tirée dudans 3 ía d tan- centre de la Terre à cette Planète devient tangente à songente urée de orbite : car il peut arriver dans un orbe elliptique qu aussi-

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orbite. tôt âpres que la Planète est passée au-delà de la lignedroite qui est tirée de la Terre au point d’attouchement.,fa distance auSoleil augmente encore, quoique pendant lemême tems les distances soit du Soleil, soit de la Planèteà la Terre ne changent pas, ou même quoique réelle-ment elles diminuent d'u ne quantité assez sensible, com-me il fera aisé de s’en convaincre si l’on fe donne lapeine de tracer une ellipse , selon la Méthode ensei-gnée ci-dessus, ôt si l’on dispose , par exemple, son plusgrand axe de maniéré qu’il soit incliné sous un certainangle aigu à la ligne droite tirée du point d’attouche-ment au foyer de l’orbite. Car il fera facile de formerdeux Triangles, dont celui qui aura fa base fur le grandaxe s’appuirafur un plus grand angle, que celui qui aurapour base la ligne droite tirée du foyer de l’ellipfe au pointd’attouchement. Mais parce que les orbites des Planètesfont à très-peu-près circulaires, on peut bien négliger ce3différences qui sont prefqu’infensibles».

La plus grande élongation de Venus au Soleil, c’est-à-dire sangle STD , à été déterminé par Observationd’environ 48 degrés; ainsi dans la supposition que sonorbite est circulaire, on peut calculer la distance de Ve-nus au Soleil, si l’on connoît une fois celle du Soleil ànotre égard ; autrement l’on aura le rapport de ces deuxdistances ; car ô T est à S D comme le sinus total estau sinus de l’angle STD qui est égal à la plus grandeélongation observée.

On peut aussi remarquer que pendant tout ^intervallede tems que Venus emploie à parcourir une partie deson orbite depuis fa conjonction supérieure ( ou sa plusgrande distance à la Terre ) jufqu’à fa conjonction infé-