LA MESURE DE LA DISTANCE DE LA TERRE AU SOLEIL. 477 
Newton, et comme la distance entre généralement dans 
les équations à la troisième puissance, la moindre erreur 
de l’unité linéaire vient troubler les résultats d’une quan- 
tité très forte. 
Cette unité fondamentale mieux connue nous permet- 
trait aussi une évaluation plus certaine et plus précise du 
moment de tel ou tel phénomène astronomique. 
Ces quelques considérations suffiront pour justifier 
l’opinion du grand astronome Airy qui soutenait que la 
distance du Soleil à la Terre est « le plus important pro- 
blème astronomique » (1). 
Mais c’est aussi l’un des plus difficiles, car les quantités 
qui entrent dans les données sont si faibles que leur déter- 
mination exacte exige toutes les ressources de la science 
moderne. 
Au fond, la solution du problème repose entièrement 
sur la détermination de la parallaxe du Soleil, c’est-à-dire 
sur l’évaluation du demi-diamètre angulaire de la Terre 
vue du Soleil. 
Imaginez un triangle ayant pour base un rayon terrestre 
et pour sommet le centre du disque solaire : l’angle au 
sommet sera ce que les astronomes appellent la parallaxe 
du Soleil. 
Au premier abord, la mesure de cet angle ne semble 
pas d’une difficulté insurmontable. On imagine aisément 
deux observateurs placés aux deux extrémités d’un rayon 
terrestre, cette dernière grandeur ayant été plusieurs 
fois déterminée très exactement. Si les deux observateurs 
visent le centre du Soleil en même temps, ils pourront, 
chacun séparément, déterminer la valeur des angles à la 
base de notre triangle. L’angle au sommet s’en déduira 
par là même — ainsi que la distance — et le problème 
(1) Airy, Monthly Notices , vol. XVII, p. 210. 
