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dérangement dans toutes deux, comme M. Halley le 

 penfoit en 17 19. 



li nous refte à fâvoir fi Mars & les planètes inférieures, 

 lûr ierquelles la théorie ne peut rien nous appiendie, 

 ( parce qu'étant dépourvues de lâtellites , leurs denfités 

 font inconnues ) font fujeltes à de pareils dérangemens î 

 la comparaifon des meilleures oblêrvations avec le calcul, 

 peut lèul nous en inftruire. 



Les oppofitions des planètes fupérieures au Soleil font 

 le lèul temps où l'on piiilîè les obfèrver avec une précifion 

 indépendante des diflances, ainfi que du mouvement de la 

 Terre; élémens qui ne Ibnt pas afîêz connus, parce que 

 dans les oppofitions le lieu d'une planète vu de la Terre 

 eft exaflement le même que fon lieu vu du Soleil , & que 

 celui-ci eft le fèul que l'on cherche» 



C'ell: dans cette vue que M. Halley nous a donné pour 

 chaque planète fupérieure, à la fin de fes Tables, uire fuite 

 de toutes les oppofitions obfervées jufqu'en 17 19, temps 

 auquel elles furent imprimées , & M. le Gentil a continué 

 celte fuite pour Jupiter & pour Saturne. 



Les oppofitions obfervées depuis M. Halley doivent avofr 

 un degré de précifion plus grand encore que celles qui l'ont 

 été de fon temps, du moins quant au calcul qu'il en donne, 

 parce que le foin extrême avec lequel on a déterminé de 

 nos jours les pofitioiTs des principales Étoiles fixes , nous met 

 à portée de connoîfre toujours, à i 5 fécondes près, le lieu 

 apparent d'une planète; ce qui n'étoit guère pofTibfe de fon^ 

 temps. 



. Pour entreprendre le calcul de l'orbite de JVIars, j'ai cra 

 qu'il falloit commencer par trouver le lieu de fôn aphélie. 

 & fôn excentricité, parce que ces deux élémens font né- 

 cefTaires pour parvenir enfuite aux moyens mouvemens. 



L'on a donné diverfès méthodes pour déterminer le lieu 

 des aphélies, mais il y en a très-peu qui fôient applicables, 

 aune orbite dont l'excentricité eft fort grande. Parmi les> 



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