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 et l'on aura 



A = (^'■— c) - * _ (>;-c ) 



et la parallaxe P de la planète par la formule 



p lui 



A,[a"—a'[) + B4b"~ h",} ~ A,(a' — a',) — B:{b' — b'f 



dans laquelle (en désignant par v et v' Ips distances zénithales du nonagésime 

 et par s et ê' ses longitudes pour le premier lien, et en marquant d'un 

 indice i le second), on a 



rt' = cosvsin(^— e), a\ = cosv, sin(4;^— s,), 



/;' = sinv, //, = sinv,, 



<t"= cosv'sin( p^ — s'), rt" = cosv',sin(j^— e',), 



b"=z siiiv', b\ = sin v', . 



» Cette détermination de la parallaxe de Vénus devra se faire quand 

 Vénus est près de ses digressions et que son mouvement en longitude est le 

 plus rapide. A cause des phases de Vénus, on devra sans doute prendre le 

 moment où le contact aura lieu intérieurement, et ensuite celui où il aina 

 lieu extérieurement. Le temps que Vénus mettra à traverser le disque ima- 

 ginaire sera un peu plus long que le temps que cette planète met à traverser 

 le disque du Soleil. Comme on pourra répéter tous les ans de semblables 

 observations, on pourra avoir un grand nombre de déterminations de la 

 parallaxe de Vénus et en conclure une valeur très-exacte de cette parallaxe. 



» La même méthode peut être appliquée à la détermination de la paral- 

 laxe de Mars, en remarquant que, eu égard à la lenteur du mouvement en 

 longitude de Mars, l'immersion aura lieu un jour, et l'émersion le lende- 

 main 



» En prenant un disque d'un diamètre plus grand que celui du disque 

 solaire, on pourrait aussi appliquer cette méthode à la détermination de la 

 parallaxe lunaire, quand la Lune est en opposition. >< 



