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» Pour avoir los premières M. Piiiseux, clans la Connaissance, des Temps 

 <1p i8-5, a donné une formiile permettant d'obtenir les valeurs des distances 

 des ccnlres dn Soleil et de Vénus correspondant à des heures déterminées; 

 puis, dans l;i Connaissance des Temps de 1878, une formule plus compli- 

 quée mais plus exacte. 



» Les deux formules s'appuient sur les coordonnées dos deux astres; 

 mais, au lieu d'adopter purement et simplement celles tabulaires de Vénus, 

 nous leur avons apporté les corrections qui résultaient le jour du phéno- 

 mène des passages des deux astres aux lunettes méridiennes des grands 

 observatoires et des stations des diverses missions. On réduisait ainsi 1 er- 

 reur en X et en Y du centre dç Vénus dans les éqnfitions finales. 



)> En employant les deux formules, nous avons calculé de minute en 

 miiuUe, de 2'' à 8''2o'", temps moyen de Paris, les distances des deux 

 astres pour les onze stations françaises en même temps que les coeffi- 

 cients S, qui interviennent dans les équations, et les sinus et cosinus de 

 l'ancle formé par la ligne des centres avec le parallèle. Ceci fait, nous avons 

 pu écrire 88 équations, entre lesquelles on a choisi celles similaires qui, 

 groupées, en ajoutant ensemble les équations des contacts extérieurs ou 

 des contacts intérieurs, puis en retranchant les résultats obtenus au sud 

 de l'équateur de ceux du nord, faisaient apparaître des valeurs de la cor- 

 rection de la parallaxe. Cette correction, avec l'ensemble des résultats et 

 l'application de la première formgle, a été trouvée de — o,oG5 et, avec la 

 seconde formule, de — o,o53. Dans les deux cas l'approximation apparente 

 est de un centième de seconde. Nous estimons donc que l'on peut adopter 

 la parallaxe d<! 8,80. 



)) Il est un autre procédé qui, malheureusement, n'a pu être réaliséqn'en 

 cmplovant les données réunies k Puebla et à S.inta-Cruz, en prenant Ifi 

 distance de Vénus au bord du Soleil à l'aide devis rnicrométriques, pans ce 

 cas, la longueur adoptée pour le rayon du SoIcm'I intervient dans chaque 

 donnée, et, comme rien ne prouve que cette longueur, ou plutôt que la 

 limite du !;ord du Soleil soit appréciée de la niême façon p,ir les observa- 

 teurs, il importe absolument de la faire disparaître, et cela n'est possible 

 que dans le cas où l'erreur des longitudes des stations peut être con- 

 sidérée comme infiniment petite. Dans les deux stations considérées, les 

 distances mesurées ont été introduites dans des équations de la forme 

 D„ — D, = K -I- a/ 4- bl^, t représentant le temps moyen de paris, K, a et h 

 des coefficients à déterminer et D„— D„ la différence entre la djstçince des 

 centres calculée et observée. 



