LA MESURE DE LA DISTANCE DE LA TERRE AU SOLEIL. 483 
A l’époque de sa conjonction inférieure, cette planète se 
trouve assez près de la Terre, à peine à 42 millions de 
kilomètres ; mais en raison de sa forte inclinaison sur le 
plan de l’écliptique, elle passe tantôt au-dessus, tantôt 
au-dessous du Soleil. Dans ces conditions, le voisinage de 
l’astre brillant rend toute observation impossible. Cepen- 
dant il peut arriver que Vénus se projette sur le disque 
solaire ; elle peut se détacher alors comme un point noir 
facilement observable. Ces « éclipses partielles du Soleil 
par Vénus », suivant la pittoresque expression de Encke, 
sont malheureusement très rares. Elles se suivent par 
paires, à 8 ans de distance et chaque couple est séparé du 
suivant par des intervalles variant alternativement de io 5 , 
ou 121 années environ. 
Les deux premiers passages calculés avaient eu lieu en 
1 63 1 et 1639 et c’étaient les retours de 1761 et 1769 qui 
devaient servir à la mesure de la parallaxe. 
Le principe de la méthode de Halley est théoriquement 
simple. Elle exige deux postes d’observation aussi éloi- 
gnés que possible en latitude. Pour simplifier, supposons 
qu’ils soient distants (sur un même méridien de part et 
d’autre de l’équateur) d’une valeur de 60 degrés ; ils 
seront donc séparés exactement par la longueur d’un rayon 
terrestre. Au moment du passage de Vénus sur le Soleil, 
la planète située entre la Terre et le Soleil se projettera 
sur le disque solaire, pour chacun des observateurs, en 
deux points différents ; Vénus paraîtra décrire des cordes 
distinctes et inégales et la longueur des cordes sera dans 
les deux cas déterminée minutieusement au moyen du 
temps des passages. On pourra donc en déduire la dis- 
tance angulaire qui sépare ces cordes parallèles. 
Nous aurons alors deux triangles semblables ayant 
pour bases, l’un la distance angulaire des deux cordes, 
l’autre le rayon de la terre ; et pour hauteurs respectives, 
le premier la distance de Vénus au Soleil, le second la 
