LA MESURE DE LA DISTANCE DE LA TERRE AU SOLEIL. 4ç3 
avoir la distance du Soleil indépendamment de toute con- 
naissance des dimensions de la Terre. 
Pratiquement, l’approximation n’est guère suffisante 
car la détermination du moment précis des éclipses des 
satellites de Jupiter constitue à elle seule un problème 
presque insurmontable, et d’autre part toute la méthode 
repose sur cette hypothèse que la lumière voyage dans 
l’espace interplanétaire avec la même vitesse que dans nos 
expériences terrestres, après avoir tenu compte du retard 
connu dû à la réfraction de l’air. Quoi qu’il en soit, le 
même principe permit d’aborder le problème sous une 
autre face. 
Le rayon lumineux émané d’une étoile compose sa 
vitesse avec celle de la Terre sur son orbite ei la direction 
dans laquelle nous apercevons l’étoile n’est que la résul- 
tante de ces deux mouvements. Ce phénomène est connu 
sous le nom d’aberration et fut découvert par Bradley en 
1727. Le rapport des vitesses composantes peut grossiè- 
rement être évalué de 10 à 10.000 environ, mais il est sus- 
ceptible de recevoir une détermination précise. La con- 
stante de l’aberration déduite de l’observation des étoiles 
est connue avec une exactitude beaucoup plus grande que 
l’équation de la lumière et peut être représentée par le 
chiffre de 20", 47 ; dans notre parallélogramme des 
vitesses nous connaissons donc la résultante donnée par 
la constante de l’aberration, l’une des composantes qui 
n’est autre que la vitesse de la lumière obtenue expéri- 
mentalement ; la deuxième composante (vitesse de la Terre 
par seconde sur son orbite! s’en déduira immédiate- 
ment (1). 
Il nous sera dès lors facile d’obtenir la grandeur de 
l’orbite terrestre et son rayon moyen. Cette méthode 
( 1) Soient les directions OX et OE sur lesquelles nous prendrons : OA égale 
à la vitesse de la Terre sur son orbite et OB égale à la vitesse de la lumière. 
La diagonale OD sera la direction de la vitesse relative de la lumière et 
l’observateur verra l’étoile E dans la direction Oe. (Voir la suite p. 494). 
