LA MESURE DE LA DISTANCE DE LA TERRE AU SOLEIL. 489 
Traité de mécanique céleste (1) qui fut publié de 1799 a 
1825, aborda le problème avec toute l’ampleur désirable. 
Sa méthode était fondée sur l 'inégalité parallactique 
lunaire : c’est le nom donné à une irrégularité de mouve- 
ment dépendant de ce fait que l’action perturbatrice du 
Soleil sur la Lune diffère sensiblement de ce qu’elle serait 
si la distance de l’astre central était infiniment grande au 
lieu d’être réduite à quatre cents fois environ la distance 
de la Lune à la Terre. Il est difficile d’entrer ici dans les 
détails de la méthode ; qu’il nous suffise de faire remarquer 
que, grâce à l’attraction solaire, l’intervalle entre la nou- 
velle Lune et le premier Quartier est de 8 minutes plus long 
que l’intervalle, entre le premier Quartier et la pleine Lune. 
Or, cette différence dépendant du rapport des distances 
respectives de la Terre à la Lune et au Soleil, il suffira 
d’observer exactement cette différence pour connaître ce 
rapport. Mais, d’autre part, la distance de la Lune étant 
connue avec une grande approximation, nous aurons faci- 
lement la distance du Soleil. Malheureusement, la théorie 
qu’on pourrait appliquer si la Lune était un simple point, 
se heurte à plus d’une difficulté dans la pratique et com- 
porte des sources d’erreurs, bien que la méthode soit en 
elle-même très parfaite. 
Chose assez étrange, par un hasard malencontreux, 
Laplace avait employé des données imparfaites qui l’avaient 
conduit au résultat admis par Encke à la suite de la dis- 
cussion des passages de Vénus. 
Cette courte digression nous aidera à comprendre plus 
facilement quels troubles les travaux de Hansen appor- 
tèrent ^ux esprits endormis dans la quiétude d’une solu- 
tion quasi officielle. 
Ce fut bientôt au tour de Leverrier d’entrer dans la 
lice. En 1849, Leverrier avait commencé à reprendre les 
(I) Œuvres de Laplace , t. 111, p. 526. 
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