FAYE. — LE PASSAGE DE VÉNUS SUH LE SOLEIL 1241) 



rallaxe, mais de secondes. Alors le tableau précédent doit être refait et devient, 

 en substituant les secondes aux minutes et en prenant pour base un rayon 

 terrestre : 



IWBtLLAXF. DISTANCE 



mesurée. conclue. 



1" 206 . 000 rayons terrestres. 



2 ' 103.000 — 



3 68.000 — 



8 25.000 



9 . 22.000 



10 20.000 



On voit encore avec quelle rapidité croit l'erreur à mesure que la parallaxe 

 est plus petite. La parallaxe du Soleil étant d'environ 9", une seconde d'erreur 

 sur la mesure angulaire donnera 2 ou 3,000 rayons terrestres d'erreur sur la 

 distance. Le Soleil est donc trop éloigné ou notre Terre trop petite. 



S'il s'agissait d'une des deux planètes, Vénus et Mars, qui circulent comme 

 la Terre autour du Soleil, et par moments s'approchent beaucoup de nous, la 

 même opération donnerait une parallaxe quatre à cinq fois plus forte, et 

 l'on mesurerait par conséquent leur distance avec quatre à cinq fois plus de 

 précision. 



Eh bien, c'est justement cette substitution que font les astronomes. Entre 

 les distances des planètes au Soleil et les durées de leurs révolutions si par- 

 faitement connues, il existe une relation simple qui nous permet de calculer 

 avec la dernière exactitude, non les distances absolues des planètes à la terre 

 ou au soleil, mais les rapports de ces distances. Le système solaire est, grâce 

 à cette loi, comme un plan exact dont on ignorerait l'échelle. Si une seule 

 ligne de ce plan a été une fois déterminée avec une certaine précision, toutes 

 les autres lignes ou distances se déduisent aussitôt de la carte avec la même 

 précision relative. Il suit de là que, pour obtenir la distance du soleil à la 

 terre, il est avantageux de mesurer la distance de la terre à Vénus, qui est 

 cinq fois plus petite, et qui, par conséquent, donne lieu à une parallaxe cinq 

 fois plus grande. 



Et comme Vénus, à certaines époques, se projette pour nous sur le disque 

 même du soleil, on choisira ces époques qui seront particulièrement favorables 

 à la précision des mesures. 



Soient T la Terre, SS' le Soleil, V Vénus, que deux observateurs postés en A 

 et B voient se projeter en a et b sur le Soleil. L'angle akb, compris entre a et 

 6, est aisé à mesurer. 11 est égal, en vertu d'un théorème de géométrie élé- 

 mentaire, à l'angle AVB ou v (parallaxe de Vénus) moins le petit angle p (pa- 

 rallaxe du Soleil). Ces deux angles sont sensiblement entre eux comme les 

 distances du soleil et de Vénus, c'est-à-dire comme 28 est à 100 ou à peu 



