Vénus. Après §, c'est Mars qui a, de toutes les grandes 
planètes l’orbite la plus excentrique; c’est donc, apres § , 
Mars une l’on connaît le plus exactement le perihehe, que l on 
pourrait par conséquent avec le moins d’incertitude dire si le 
périhélie est en mouvement ou non. Les“^^ U cle ! 
nour le périhélie de Mars une avance d environ 9 par siecie, 
d’après la théorie de M. Einstein, ce perihehe ne doit avanceij 
que de I " à 2" par siècle; comme les‘ ‘/vv^s“ècS n^- 
mi an es avant Tycho Brahe et Gaulle (XVI1 siecie) ai 
teignent pas la précision voulue, la question n a pas encore 
PU On e voit m que’ la probabilité de l’exactitude de ce genre 
d’observations dépend de deux facteurs essentiels qui sont 
1 ) l’excentricité numérique de 1 ellipse, soit e , 2) la vitesse ai 
mouvement du périhélie, soit J. Pour juger du degré de 
r-nnfîance à accorder aux résultats de ces observations, il faut, 
d’après Newcomb, faire le produit de ces deux facteurs et le 
omnarer à son erreur probable. Pour les quatre premières 
planètes, ces indications se trouvent resumees dans le tableau 
que voici : 
PLANÈTES 
d™ 
e ’Jt 
Mercure § 
8,48 + 0,43 1 
Vénus Ç 
— 0,05 + 0,25 I 
Terre 6 
0,10 ± 0,13 
Mai*s ' cT 
0,75 + 0,35 
On constate que, abstraction faite de Mercure 1 ( ‘ 1 ' l ''-''' 1 . l 11 '’' 
bable est du même ordre de grandeur que le pioduit (le 
Newcomb (pour Vénus, l’erreur probable est meme supérieure 
à la grandeur envisagée). Conclusion : un mouvement du pen_ 
hélie n’est irréfutablement démontré jusqu ici que po 
cure (pour Mercure, le produit de Newcomb est vingt fois plu 
o-rand nue son erreur probable). Ainsi, dans la question d 
mouvement du périhélie, pour Mercure c’est 1 observation q 
a devancé la théorie ; pour les autres P'îo'e es e poui es 
mètes, ce sera la théorie qui aura devance l obsei vat - (| 
Encore quelques remarques sur les orbites planet ■■■ R 
résulte des considérations precedentes que si le Soleil et S 
