Maraldi fur Saturne, il l'a fait enfuite fur Jupiter & fur Mars. Ayant entre les mains un grand nombre d'obfervations exactes, dont les plus anciennes appartenoient à M. Caffini feul, & les plus nouvelles à Mrs Caffini & à lui, & fe voyant en état de trouver toûjours dans ce grand nombre celles que demanderoient les differens befoins, il a examiné par rapport à Jupiter & à Mars les Tables aftronomiques que Kepler a données. Les legers changemens que M. Maraldi juge qu'il y faut faire fur certains points, font fort glorieux à ce grand Aftronome. Ce détail ne nous regarde pas, non-plus que celui de plufieurs déterminations nouvelles que M. Maraldi tire de fes obferva. tions. Nous nous arrêterons feulement à la parallaxe de Mars, parcequ'elle eft importante pour le fistême général de l'Aftronomie.

P. 118.

Par la fameuse Regle de Kepler, que de nouveaux Af tres ont confirmée, ainfi qu'il a été dit dans l'Hift. de 1705*, on a les rapports des distances de toutes les Planetes principales au Soleil, on fçait, par exemple, que Jupi- & fuiv. ter en eft plus de 5 fois plus éloigné que la Terre, Saturne un peu moins de 10 fois; mais pour changer ces rapports en grandeurs abfoluës, il faudroit avoir en lieuës la diftance de quelqu'une des Planetes au Soleil ou à la Terre. On a voulu parvenir à cette connoiffance par l'angle de la parallaxe que quelque Planete principale peut faire à l'égard de la Terre.

Une Planete étant fuppofée à l'horison, on imagine deux lignes tirées à fon centre, dont l'une part du centre de la Terre, l'autre d'un point quelconque de fa furface où eft un Observateur. Ilfe forme donc un Triangle rectangle, dont un des angles aigus eft au centre de la Planete, & a pour bafe le demi-diametre de la Terre que l'on connoît. Cet angle eft la parallaxe, ou la difference optique qui eft entre une Planete vûë du centre de la Terre, ou de fa furface. Si cet angle eft connu, tout le triangle l'eft par les regles de la Trigonometrie, & par confe, quent celui de fes côtés qui eft la distance du centre de la 1706,

N

Terre à la Planete. Il eft bon de remarquer ici que cet angle n'est jamais plus grand qu'à l'Horifon, & que delà il va toûjours en diminuant jufqu'au Meridien, où il s'anéantit entierement. Auffi la plus grande parallaxe eft toûjours l'horisontale, mais il n'eft pas neceffaire de l'avoir immediatement, on la conclut fans peine de celle qu'on aura trouvée dans quelque autre point du Ciel. Il faut remarquer auffi que la ligne tirée de la furface de la Terre à la Planete, & qui eft celle de nôtre rayon visuel, rapporte toûjours la Planete à un point du Ciel plus bas, que celle qui eft tirée du centre de la Terre, c'eft à dire, que la parallaxe fait toujours baiffer l'Aftre.

Afin qu'une Planete puiffe avoir une parallaxe, il est neceffaire que dans ce Triangle que nous venons d'imaginer, le demi-diametre de la Terre ait quelque rapport fenfible aux deux autres côtés qui font la diftance de la Planete au centre de la Terre, ou à sa surface. Si ce rapport eft trop petit, il eft nul à nôtre égard, & la parallaxe ceffe abfolument. C'est ce qui arrive aux Planetes de Saturne & de Jupiter, dont les distances font infinies, par rapport au demi-diametre de la Terre qui n'eft que de 1500 lieuës. Mais on n'a pas defefperé de la parallaxe de Mars, qui eft plus proche de nous, pourvu cependant qu'on le prêt dans le temps où il en eft le plus proche, & où fa diftance qui peut être de 13 ne fût que de 2.

Outre les distances abfoluës des Planetes au Soleil, & entre elles, que l'on auroit par la parallaxe de Mars, on auroit auffi la parallaxe du Soleil que l'on ne peut avoir par obfervation à caufe du grand éloignement de cet As tre, & qui eft cependant neceffaire pour la précision d'une infinité de calculs. Car les parallaxes étant proportio nelles aux distances, la parallaxe de Mars donneroit celle du Soleil, puifque l'on fçait quel eft le rapport des diftances de Mars & du Soleil à la Terre.

Toutes ces connoiffances que l'on peut tirer de la parallaxe de Mars, & qui ne peuvent guere venir par d'autres voïes, la rendent donc fort précieufe aux Aftronomes.

Auffi lorfqu'en 1672 M. Richer fut envoyé par l'Academie en l'Ile de Cayenne, fur les côtes de l'Amerique, pour y faire des obfervations, il fut chargé de s'attacher particulierement à la parallaxe de Mars, qui devoit être alors dans fon perigée. Etant arrivé à Cayenne, il comparoit Mars à une Etoile fixe la plus proche, & mefuroit exactement leur distance. Pendant ce même temps, & souvent aux mêmes jours, M. Caffini mefuroit à l'Obfervatoire la distance de Mars & de la même fixe. Quand M. Richer fut de retour en 1673, on compara les obfervations. Si Paris & Cayenne qui a environ 5 degrés de latitude Septentrionale, avoient eu la même longitude, & que Mars vû dans le même moment de l'un & de l'autre licu, n'eût pas paru à la même distance de la fixe, il est certain que la difference eût dû être entierement rapportée au grand éloignement des deux lieux des obfervations, & par confequent on auroit eu une parallaxe partiale de Mars; je dis partiale, car elle eût été moindre que fi Cayenne eût été fous l'Equateur & Paris fous le Pole, ce qui auroit donné fa parallaxe totale, ou horisontale. Mais on avoit égard à la difference de longitude entre Paris & Cayenne, qui étoit de 3 heures 39', & à la quantité dont Mars pendant ce temps-là devoit s'approcher ou s'éloigner de la fixe par fon mouvement particu lier, & cette réduction faite toute la difference de diftance entre la fixe & Mars vû de Paris ou de Cayenne appartenoit certainement à la parallaxe partiale de Mars. Par cette voïe on la trouva de 15", la totale ou horizontale de 25", celle du Soleil de 9′′, la distance de Mars perigée à la Terre de 11 ou 12 millions de lieuës, celle du Soleil de 33 millions, fon globe un million de fois plus gros que la Terre, &c. Il paroît étonnant d'abord que 15 fecondes de parallaxe découvertes dans Mars, qui font une grandeur prefque imperceptible aux yeux & aux inftrumens, donnent toutes ces grandeurs énormes, & pref. que immenfes, cependant rien n'eft plus facile que de le voir, & les Mathematiciens ne daignent prefque pas s'y arrêter.

Nij

Comme il est rare que l'on ait de bonnes obfervations, faites en des lieux fort éloignés, telles que celles de M. Richer, on ne laiffe pas de chercher & de déterminer fans ce fecours la parallaxe de Mars, toûjours lorsqu'il eft perigée. On prend quelques nuits de fuite à fon paffage au Meridien, c'est à dire alors à minuit ou à peu prés, fa difference d'ascension droite avec une étoile fixe la plus proche, & comme l'étoile n'a point de mouvement en afcenfion droite, on voit précisément quel eft celui de Mars par la variation de fa distance à cette étoile. Alors Mars n'a point de parallaxe, puifqu'il eft au Meridien, & toute la distance entre la fixe & lui eft, pour ainfi dire, réelle. On prend enfuite cette même distance à quelque autre heure la plus éloignée de minuit qu'il fe puiffe, & fi, comme il arrive effectivement, on la trouve differente de ce qu'elle doit être par le feul mouvement propre de Mars, qu'on fuppofe tres-exactement établi, cette difference appartient à la parallaxe que Mars fait alors, & qui en le baiffant vers l'Horifon l'approche ou l'éloigne de l'étoile, felon qu'elle eft pofée à son égard. M. Čaffini, inventeur de cette methode, la pratiquoit en 1672 pendant que M. Richer étoit à Cayenne, & trouvoit la parallaxe de Mars indépendamment de la comparaifon qu'il devoit faire enfuite de ses observations avec celles de M. Richer. La même détermination faite par deux differentes voïes, en devoit être plus fûre.

Cette derniere methode demande une faifon où les nuits foient longues, parceque plus l'heure qui doit donner la parallaxe de Mars fera éloignée de minuit, plus la parallaxe fera fenfible, & elle ne peut jamais l'être tant, qu'elle ne foit encore bien délicate. Par cette même rai fon, il ne fuffit pas tout à fait que Mars foit dans fon perigée, il eft bon qu'il foit encore dans fon perihelie ou aux environs, car il eft vifible que la Terre étant entre le Soleil & lui, il fera encore plus proche de la Terre, s'il est dans la partie la plus baffe de fon Orbe par rapport au

Soleil.

Depuis l'année 1672, toutes ces circonstances, prefque absolument neceffaires, à cause de la grande fubtilité de cette détermination, ne fe retrouverent qu'aux mois de Septembre & d'Octobre 1704. Auffi M. Maraldi ne manqua-t-il pas cette occafion. Il détermina la parallaxe horifontale de Mars de 24", plus petite d'une feconde que celle qui avoit été déterminée par M. Caffini en 1672. Cette legere difference pafferoit pour un accord furprenant dans de semblables recherches; mais il y a plus, cette difference n'en eft pas une, Mars étoit un peu plus éloigné de fon perihelie & par conféquent de la Terre en 1704 qu'en 1672. Voila donc les 25′′ de la Parallaxe de Mars confirmées, & toute cette multitude de consequences qui

s'en enfuivent.

M. Maraldi observa auffi dans le même temps les Taches de Mars, & verifia par là fa révolution autour de fon axe en 24 heures 40', découverte par M. Caffini. Elle eft difficile à déterminer, parce que les Taches de Mars changent beaucoup, non-feulement d'un perigée à l'autre, qui font les feuls temps où l'on puiffe les obferver, mais même d'un mois à l'autre. Elles ont cela de commun avec les Taches de Jupiter, dont nous avons parlé dans l'Hift. de 1699*, & la reflexion que nous fîmès alors en * p. 78 devient plus étendue. Il faut que les grandes parties de la furface de nôtre Globe terreftre, differentes entre elles, comme les Mers & les Continents, foient bien en repos les unes à l'égard des autres, & bien exemptes de changement, en comparaifon de celles qui leur répon dent dans les Globes de Jupiter & de Mars.

SUR LES REFRACTIONS.

Onfieur Caffini, & le P. Laval Jefuite, l'un de fes v. les M.

MCorrespondants fur l'Aftronomie, & Profeffeur p. 73,

d'Hidrographie à Marseille, ont traité dans leur com