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REVUE DES QUESTIONS SCIENTIFIQUES. 
distance moyenne du Soleil à la Terre pour imilé, il sera très 
facile de déterminer en fonclion de cetle unité, toutes les dis- 
tances du système solaire. Mais il n’en est plus de même lors- 
qu’il s’agit de rapporter ces mêmes distances à une unité 
connue, au kilomètre, par exemple, ou au rayon terrestre dont 
la mesure nous est fournie par la Géodésie. Pour y parvenir 
il faut rapporter une de ces distances planétaires à cette unité 
déterminée, et c’est à quoi tend la solution du problème de la 
parallaxe solaire. On a employé à le résoudre plusieurs moyens. 
Nous ne les énumérerons pas ici. Nous nous contenterons 
de rappeler celui qui utilise l’observation des planètes les plus 
voisines de la Terre. Le plus ordinairement, pour ne pas dire tou- 
jours, on cherche l’angle sous lequel un observateur placé sur 
une planète verrait de face le l’ayon de la Terre ou une longueur 
qui lui est directement rattachée. On en déduit l’angle sons 
lequel placé sur le Soleil on verrait de face le rayon de notre 
globe. C’est à cet angle que l’on donne le nom de “ parallaxe 
solaire „, et le calcul permet d’en tirer la distance kilométrique 
du Soleil à la Terre. On conçoit que deux observateurs placés à 
une distance connue en fonction du rayon de la Terre verront 
une même planète suffisamment rapprochée de nous se proje- 
ter sur la sphère céleste en deux points différents. La mesure 
de l’arc de grand cercle qui sépare ces points donnera l’angle 
sous lequel un observateur placé sur l’astre verrait de face la 
base d’opération qui sépare les deux observateurs. T'ne méthode 
analogue a été appliquée aux conjonctions de Vénus (pii ont 
amené en 1761, 176g, 1874 et 1882, son passage sur le disipie 
du Soleil, qui sert alors de fond de tableau. On l’a appliquée 
aussi à mesurer la parallaxe de Mars, lors des oppositions au 
siècle dernier, et dans ce siècle, surtout à l'opposition de iFba, 
les étoiles fixes fournissant les points de repère. Mais la méthode 
fut loin de donner ce qu’on en attendait. Ce n’est pas le lieu 
ici d’en exposer toutes les causes. Disons seulement que dans 
plusieurs cas la planète était trop éloignée de nous, ou que son 
jiointé était rendu difficile par le fail (pie le diamèfre apparent 
de la planète soutendait un angle plus grand que celui (pie l’on 
cherchait à mesurer. 
C’est ce dernier inconvénient (pii poussa, en 1873, M. Galle 
directeur de l’Observatoire de Hroslaii, à demander aux astro- 
nomes d’emploj’cr tous leurs soins à relever les positions des 
petites planètes dont la distance à la Terre peut devenir moindre 
(jue 1,1. D’un certain nombre d’observations faites sur la planète 
