BIBLIOGRAPHIE. 
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trairement une certaine longueur pour représenter une quel- 
conque des dimensions du système planétaire, on pourrait 
construire, sur cette longueur prise comme base, une figure sem- 
blable , une sorte de carte très fidèle du système ; il ne manque- 
rait à cette carte qu’une seule chose : l'échelle à laquelle elle a 
été construite, ou, en d’autres termes. la connaissance du rapport 
de grandeur entre une quelconque des dimensions du système 
planétaire et la dimension correspondante de la carte. 
Or, quelles sont les distances les plus petites, et par suite les 
plus faciles à mesurer, que l’on puisse avoir à considérer entre la 
Terre et les divers corps dusystème solaire? Ce sont évidemment 
les distances de la Terre aux deux planètes dont les orbites enca- 
drent la sienne, c’est-à-dire la distance de la Terre à Vénus, 
lorsque Vénus est en conjonction inférieure, et la distance de la 
Terre à Mars, lorsque cette planète est en opposition. Ces distan- 
ces sont notablement plus petites que la distance du Soleil à la 
Terre; on comprend dès lors la possibilité et l’avantage de sub- 
stituer la recherche de la parallaxe de Mars ou de Vénus, dans 
ces circonstances spéciales, à la recherche directe de la parallaxe 
du Soleil. On sait que ces considérations sont applicables à un 
certain nombre de petites planètes. 
Le P. Cappelletti ne dit rien de l'observation de Mars ou des 
petites planètes en opposition; et il expose sans préambule la 
méthode de Halley pour l'observation des passages de Vénus, 
méthode encore une fois toute différente, et dont il eût fallu 
faire ressortir davantage le caractère propre. 
C’est par distraction sans doute qu’après avoir donné 8", 83 
pour la valeur de la parallaxe solaire, il ajoute : “ Telle est la 
parallaxe que l’on adopte actuellement, et qui résulte des obser- 
vations les plus récentes faites à l’occasion des derniers passages 
de Mercure et de Vénus sur le disque du Soleil. „ Sans doute 
tout ce que l'on dit relativement aux passages de Vénus et au parti 
que l’on peut en tirer pour la détermination de la parallaxe 
solaire peut théoriquement se répéter pour les passages de 
Mercure. Mais cette planète, se trouvant beaucoup plus près du 
Soleil que Vénus, a, lors de ses passages, une parallaxe relative 
beaucoup plus petite que celle de Vénus, trop petite pour être 
réellement plus facile à déterminer que celle du Soleil. IL en 
résulte que l’observation des passages de Mercure ne pourrait 
guère conduire à des résultats satisfaisants. Aussi ne cite-t-on 
qu’un seul essai dans cette voie, celui de Halley en 1677. Le 
nombre qu’il obtint pour la parallaxe solaire, 2 5 ", fut inutile à 
