M. RAPÏN. 
258 BULL. 
SEP. 6 
Si le soleil n’était pas si éloigné, on pourrait en calcu¬ 
ler la distance comme on le fait pour la lune, par la me¬ 
sure directe de la parallaxe, c’est-à-dire, nous le répé¬ 
tons, de l’angle que forment entre elles deux lignes droi¬ 
tes qui, partant de deux points terrestres qu’on prend 
aussi distants que possible l’un de l’autre, se rejoignent 
au centre de l’astre observé. Mais, pour le soleil, de telles 
lignes sont, à très peu près parallèles entre elles, et leur 
inclinaison réciproque est impossible à mesurer avec une 
précision suffisante. Il faut donc recourir à des méthodes 
indirectes. 
Il y en a plusieurs ; mais, obligés de nous restreindre, 
nous n’entrerons dans aucun détail à ce sujet et nous le 
regrettons d’autant moins que nous pouvons, avec un 
grand avantage, adresser le lecteur désireux de s’instruire 
là-dessus à l’excellent travail inséré par M. Delaunay dans 
l’Annuaire du Bureau des Longitudes pour l’année 1866, 
travail dans lequel ces méthodes sont exposées avec une 
remarquable clarté. Nous nous bornerons à mentionner 
l’observation faite par M. Leverrier dans les Comptes-ren¬ 
dus des séances de l’Académie des sciences, année 1873, 
que la considération des inégalités causées par la terre dans 
les mouvements de Vénus et de Mars offre une méthode qui, 
avec le temps, doit égaler en précision ce qu’on peut atten¬ 
dre de la mesure de la parallaxe et ultérieurement surpasser 
cette mesure. M. Leverrier paraît disposé à croire que ce 
temps est arrivé, et que, dès maintenant, il est plus profi¬ 
table de conclure la parallaxe de la masse de la terre que de 
faire l’inverse. <( La mesure par les passages conserve, 
dit-il, tout son intérêt, à la condition d’une extrême exac¬ 
titude, et pourvu que l’astronome puisse répondre de la 
valeur de la parallaxe à Yioo de seconde d’arc près, soit 
