RKVUE DES RECUEILS PÉRIODIQUES. 
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il cin ive qii’Éros Iravorse le plan mené par la droite (jni joint la 
Terreau Soleil, perpeiulicnlairement an plan de l’orbite terrestre. 
Si à ce inoinent le Soleil est entre Eros et nous, on dit (|iie la 
planète est en conjonction ; si an contraire la Terre e.st entre 
Eros et le Soleil, on dit (jne la planète est en opposition. On 
comprend cpie c’est anx èpocjnes des oppositions (jne les deux 
planètes se rapprochent le pins l’nne de l’antre. Seulement, 
suivant les positions (pie les deux planètes occupent alors sur 
leurs orbites respectives, positions <|ni les raiiprocbent pins on 
moins l’nne et l’antre dn Soleil et rendent pins on moins aign 
l’angle (pii a pour sommet la petite planète et pour cAtès les 
droites cpii ta joignent an Soleil et à la Terre, les deux planètes, 
dans les dilTèrentes oppositions, seront pins on moins voisines 
l’nne de l’antre. Ajoutons ipie ces oppositions successives se 
produisent après une durée variable (pii reste voisine de 2 ans 1/3. 
Eue des oppositions on la planète Eros se rapproche beaucoup 
de lions est celle qui vient de se produire dn 15 octobre igoo an 
15 mars 1901. Pendant tout ce temps, la distance de la planète à 
la Terre, demeura inférieure à 0,5 de la distance moyenne dn 
Soleil à la Terre. C’est le 30 octobre qn’ent lien l’opposition, 
mais ce fut le 26 décembre (pie la distance passa par sa pins 
petite valeur : elle se réduisit ce jonr-là à 0,3148. .Insipi’en 1917 
la distance entre les deux astres ne deviendra pas pins petite ; 
et il faudra attendre jnsqn’en 1924, pour rencontrer des circon- 
stances pins favorables. 
Mesure de la parallaxe solaire au moyen de la planète 
Éros. — Arrêtons-nous an problème fondamental que l’astro- 
nomie espère résoudre par les observations de la planète Eros, 
grâce anx propriétés de son mouvement dans le ciel. On connaît 
la troisième loi de Képler : les cubes des demi-grands axes des 
orbites de deux planètes quelconques sont proportionnels aux 
carrés des temps que ces planètes emploient à parcourir leurs 
orbites. Or ces temps de révolution sont facilement déterminés. 
Il en résulte que nous connaissons les rapports, deux à deux, 
des distances des planètes an Soleil. Dès lors, pour fixer tontes 
les distances absolues des planètes au Soleil et des planètes 
entre elles, il suffirait de connaître la valeur kilométrique d’une 
seule de ces distances, n’importe laquelle. En d’autres termes 
la troisième loi de Képler, jointe à la connaissance des périodes 
de révolution, nous renseignent sur les grandeurs relatives des 
orbites des planètes, en sorte que si l’on prend, par exemple, la 
