REVUE DES QUESTIONS SCIENTIFIQUES. 
rent du Soleil dans le ciel, d’environ 6", 4, dû à ce fait 
que la Terre et la Lune tournent autour de leur centre de 
gravité commun. Depuis, on a souvent fait usage de ce 
mouvement apparent pour déterminer la masse de la Lune 
par rapport à celle de la Terre, en employant comme 
donnée la distance supposée connue du Soleil ; mais nous 
pouvons connaître la masse de la Lune par d’autres 
moyens, par l’étude des marées en particulier ; nous pour- 
rons donc en déduire la parallaxe solaire en termes de 
l’équation lunaire du mouvement du Soleil (1). 
Or, il se trouva que les mouvements observés de la Lune 
ne s’accordaient pas du tout avec la valeur de la parallaxe 
universellement admise, et la théorie réclamait une dimi- 
nution de la distance du Soleil à la Terre d’au moins 
6 millions de kilomètres. 
En 1857, Hansen reprenait la question sous un autre 
aspect et montrait que certaines différences entre les 
positions observées et calculées de Vénus et de Mars 
s’évanouiraient en modifiant la parallaxe dans le sens in- 
diqué (2). 
Ce n’était pas la première fois qu’on faisait inter- 
venir des théories gravitationnelles dans le calcul de la 
parallaxe solaire. Le docteur Matthew Stewart d’Edim- 
bourg avait conçu l’idée dès 1763 d’appliquer à cette 
recherche les perturbations causées par le Soleil sur la 
marche de notre satellite. Son essai était demeuré in- 
fructueux ( 3 ) ; un peu plus tard Tobias Mayer de Gôttin- 
gen n’avait pas réussi davantage, mais Laplace dans son 
(1) En appelant L la valeur maximum de l'équation lunaire (6",4), u> la 
parallaxe du Soleil, R la distance de la lune et r le rayon terrestre, M et m 
les masses respectives de la Terre et de la Lune, on peut écrire l’équation 
suivante : 
“ = L G) G m “ 6 "’ 4 G®) 82 = ^ envir0n 
mais les données ne sont qu'approximatives. 
i2) MONTH. Not., vol. XXXV, p. 156. 
(5) The Distance of the Sun from the Eorth determined by the 
Theory of Gravity, Edimbourg, 1765. 
