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'd'autant plus importante que d'après la forme de mes e'qua- Fig. 7. 

 lions, c'eft la parallaxe horizontale de Vénus ou de Mercure 

 que j'apprendrai à connoître. De cette parallaxe l'on conclura 



Tir 1 t TxTP 



celle du Soleil , au moyen de la formule ic ■==. — ^ — . 



Cette dernière parallaxe du Soleil eft celle qui répond au jour 

 de l'obfervation. 



Si l'on vouloit avoir l'expreffion de la parallaxe moyenne, foit 

 V le finus de la parallaxe horizontale moyenne du Soleil. 

 D' la diftance moyenne de la Terre au Soleil. 

 On aura 



» _ "" TP 



* — —w~- 



(160.) Pour évaluer la quantité y, foit P le lieu de la 

 Planète dans fon orbite, une heure après la conjonction. 

 Du point P j'abaiffe fur le plan de l'Écliptique , la perpen- 

 diculaire P' G' ; du point G' je mène la perpendiculaire 

 G' H fur le rayon vecteur ST de la Terre, & les droites 

 G' S, G'T, au Soleil & à la Terre. 11 eft fenfible , d'après 

 cette conftruclion, que G H eft le finus verfe du mouvement 

 horaire relatif héiiocentrique de la Planète & de la Terre, 

 en longitude, évalué dans un cercle dont le rayon égale SG'. 

 D'après les conftruclions précédentes , on voi t que SG' : SP 

 : ."colin (latitude héiiocentrique de la Planète) : r; de plus SP zzz A; 



, » „ _, cofin. (latitude héiiocentrique de la Planète! . f rr 



donc JC— A x S ; donc G H< 



r 



ou y fon égal, eft le finus verfe du mouvement horaire 

 relatif héiiocentrique de la Planète & de la Terre , en lon- 

 gitude, évalué dans un cercle qui a pour rayon 



cofin. (latitude héiiocentrique de la Planète) ./• • 



A x - ^— =: A, piulque dans 



cette recherche on peut fuppofer fans erreur appréciable , 

 cofinus (latitude héiiocentrique de la Planète) ZZZ r. Mais (5-IJ9/ 



A = D(— r -) = -j. i-^r-), puifque D — -. 



Cette quantité y a donc pour expreffion 



Nn ij 



