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trouver dans les autres, lorfqu'elles font plus proches de 

 la Terre. 



Dans les hypothefes de Copernic & de Tycho qui dé- 

 terminent la proportion des diftances de toutes les Pla- 

 nètes qui fontau-deflusde la Lune, par les feules appa- 

 rences de leur mouvement, il fuffit de déterminer par 

 les Obfervations immédiates la diftance d'une feule Pla- 

 nète , pour en tirer par le calcul celles de toutes les autres. 



II faudroir commencer par la diftance du Soleil à la 

 Terre , à laquelle les Aftronomes modernes comparent la 

 diftance de toutes les autres Planètes au Soleil. Mais la 

 parallaxe du Soleil n'eft pas la plus facile à déterminer : 

 car outre qu'il n'eft jamais fi proche de la Terre que le 

 font quelquefois Mars , Venus , & Mercure ; on ne le voit 

 point ordinairement parmi les Etoiles fixes avec lesquelles 

 on le puifl'e comparer de divers endroits de la Terre , ou 

 d'un même lieu à diverfes heures du jour 5 qui font les ma- 

 nières les plus fûres de trouver les parallaxes. La Pla- 

 nette fur laquelle on peut faire le plus de fondement pour 

 cette recherche eft celle de Mars, qui dans fes oppofitions 

 avec le Soleil eft toujours plus proche de la Terre que le 

 Soleil même, & peut alors être comparé avec les Etoi- 

 les fixes à toutes les heures de la nuit. Parmi toutes les op- 

 pofitions de Mars au Soleil , la plus favorable pour cette 

 recherche eft celle qui arrive lorfque Mars eft proche du 

 Périgée de fon excentrique,comme fut celle de l'an 1672. 

 On avoit calculé que la différence de la parallaxe de 

 Mars qui convient à la diftance des parallèles de Paris &C 

 de Caïenne , étoit alors une fois &. deux tiers auffi grande 

 que la parallaxe du Soleil. C'eft pourquoi on fit de con- 

 cert plufieurs Obfervations dans l'un & dans l'autre lieu 

 pour trouver cette différence. 



Rec. de l'Ac. Tom. VIII. Q 



