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» La variation en deux siècles, et pour la position de la planète Mars le 

 i"' octobre 1672, est, vue de Ja Terre, de 294" en longitude. 



» La discussion des grandes séries des observations méridiennes conduit 

 à estimer qu'on peut généralement en déduire, à une seconde près, la va- 

 leur des écarts géocentriques résultant de la considération de l'ensemble 

 des observations. Nous pouvons donc penser que l'époque est arrivée où 

 la détermination directe de la masse de la Terre peut être obtenue par l'em- 

 ploi des variations séculaires des éléments des orbites des planètes avec une 

 précision tout au moins égale à celle que comporte l'observation directe de 

 la parallaxe du Soleil. 



» Soient : 



7« = 0,000000 333(i-4-v) Mercure, 



lui' = 0,000002489(1 + v') Vénus, 



fi) / (72" = 0,000002 817(1 + v") La Terre, 



Im'" =: 0,000000373(1 + v") Mars, 



7n'^= 0,000952 38i (i + v") Jupiter, 



les niasses réelles de Mercure, Vénus, la Terre, Mars et Jupiter; les coeffi- 

 cients numériques représentant les valeurs des masses qui, dans les Jn- 

 iiciles, ont servi de point de départ, et v, v', v", v'", v'" étant des indétermi- 

 nées dont on doit disposer poiu- satisfaire aux observations. 



» I^a masse de Mercure résulte des perturbations qu'elle fait subir au 

 mouvement de Vénus. La discussion des observations faites à Greenwich, 

 de 1751 à 1761 et de 1766 à i83o, fournit la condition 



(a) i8",2v -h 3o",iv'+ 35",35v"+ 3",55 = o. 



n Vénus change la position du plan de l'écliptique. Pour satisfaire au 

 mouvement observé, il faut poser 



(3) 4-o",53v + 28",88v'+o*,83v"+i",72 = o. 



» La masse de Mars résulte de la discussion des observations méri- 

 diennes du Soleil. Elle fournit 



(4) v'"— o,oi6v + o,484v'+ o",07i = o. 



)• Les observations du quatrième satellite de Jupiter et les perturba- 



