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le parti qu'on peut en tirer pour aider a resoudre certaiues ques- 

 tions astrononiiques resteesjusqu'ici indecises ouincertaines. La 

 determination de la parallaxe du soleil ou de la distance de la 

 terre au soleil laisse encore beaucoup a desirer. La belle idee de 

 Halley, qui consiste 4 dcmander cetle distance aux passages de 

 Venus et de Mars, n'a pas encore donne ce qu'on en attendait. Le 

 passage de Mars a donne 9", 50, le passage de Venus, 8", 59, la dif- 

 ference est de pres d'une seconde, presque d'un dixieme dela dis- 

 tance clierchee, on de pres de trois millions de lieues; c'est 

 6norme on le voit! Aussi commence-t-on deja, vingt ans ci 

 I'avance, en Angleterre, a organiser les expeditions lointaines qui 

 devront observer les passages de Venus en 187/i et 1882. M. Faye 

 croit qu'on peut demander a I'eclipse tres-prochaine de 1858 une 

 solution nouvellede cc grand probleme. Elle consiste essentielle- 

 ment a determiner la difference de parallaxe du soleil et de la 

 lune par des observations faites aux deux extremites de la trajec- 

 toire que I'axe du cone d'ombre lunaire trace sur la surface du 

 globe terrestre entre le lever et le couclier du soleil. L'une des 

 stations serait Cumana dans la Colombie, ville dont les observa- 

 tions astrononiiques de M. de Humboldt ont admirablement fixe 

 la position. La seconde station serait prise en Laponie ou sur les 

 bords de la mer Glaciale. 



Le soleil se levera dans la premiere station au moment ou 

 Toperation sera faite, il se couchera dans la seconde ; dans toutes 

 les deux, les effets de parallaxe de ces deux astres atteindront 

 leur maximum. Le resultat obtenu sera le double environ de la 

 parallaxe des deux astres, et il faudra determiner directement 

 cellede la lune. On y arrivera par des observations d'occultation 

 d'etoiles faites toujours aux der.x extremites de la ligne tracee sur 

 le globe terrestre par la ligne qui joint I'etoile au centre de notre 

 satellite. Pour que la melhode dont il s'agit donne un resultat sa- 

 tisfaisant, il faudra apprecier avec la plus grande exactitude pos- 

 sible et I'instant precis de I'eclipse, et I'avance ou le retard de la 

 pendule. M. Faye indique comment, en s'aidant de la photogra- 

 phie, ou pourra rendre ces determinations plus faciles et plus 

 exactes. Pour la premiere : supposons que la lunette de I'obser- 

 vateur soit mue parallatiquement, de maniere ft suivre pendant 

 quelque temps le soleil, et qu'un petit mecanisme fixe au lube 

 deroule devant I'oculaire une bande de papier photograpbique, 

 de maniere k recevoir I'iraage du mince croissant solaire. Tant 

 que le croissant subsistera, le papier s'impressionnera, mais a 



