décrire 32 en 2 h. 8'. L'angle formé par le Méridien de Paris & par celui du vaiffeau, ou, ce qui revient au même, la différence de Longitude de Paris & du Vaiffeau eft donc de 32d, les Vaiffeaux étant à l'Occident de Paris.

On voit par-là que l'exactitude de cette détermination dépend, 1°. de la précision des inftrumens dont on s'eft fervi pour obferver la Lune & de l'adreffe de l'Obfervateur; 2°. de la bonté des Tables de la Lune: celles-ci ont été portées à un grand degré de perfection, depuis que la Théorie de Newton ayant été généralement admife, les Géomètres ont foumis au calcul les irrégularités du mouvement de la Lune. Les Tables de M. Mayer & celles de M. Clairaut, calculées d'après cette Théorie, font d'une jufteffe qui laiffe peu de chofe à defirer.

On fent facilement que l'avantage des obfervations de la Lune pour déterminer les Longitudes, tient à ce que le mouvement de ce Satellite dans fon orbite eft affez rapide, ce qui rend l'effet des erreurs des obfervations fur la Longitude beaucoup moins confidérable; car fi l'on s'eft trompé, par exemple, d'une minute de degré, en obfervant la pofition de la Lune; l'inftant

que l'on compte à Paris, au moment de l'observation faite fur le Vaiffeau, ne fera pas exactement 6 h. 25', ce fera 6 h. 25′ plus ou moins le tems que la Lune emploie à parcourir une minute dans fon orbite. Ce tems eft d'environ 2' enforte que l'on ne fe trompe que de 2' de tems à-peu-près fur l'heure que l'on compte à Paris tandis qu'il eft 4 h. 17' fur le vaiffeau; ce qui produit 30' de degré d'erreur fur la Longitude.

Mais fi la Lune, au lieu d'employer 2 minutes de tems pour parcourir une minute de degré dans fon orbite, en employoit treize fois davantage comme le Soleil; alors l'erreur dans la Longi-' tude, au lieu d'être de 30', feroit treize fois plus grande. D'où il fuit que les obfervations du Soleil & des Planètes ne font nullement propres à la détermination des Longitudes; & que fi la Terre avoit un Satellite qui fût plus voifin d'elle, & qui tournât par conféquent avec plus de rapidité, les obfervations de ce Satellite feroient plus avantageufes que celles de la Lune, en raifon de ce que fon mouvement feroit plus rapide. C'eft un avantage qu'a fur nous la Planète de Jupiter, puifque fon premier Satellite fait fa révolution en 1 j. 18 h. 29'.

ARTICLE X.

Du mouvement des Planètes vues de la Terre.

LES Planètes vues du Soleil, nous paroîtroient décrire des orbites régulières en fe mouvant toujours dans le même fens, conformé ment aux Loix de Képler; mais vues de la Terre, elles paroiffent avoir des mouvemens très-bifarres. Tantôt elles font rétrogrades, tantôt ftationnaires, & tantôt directes. C'est ce que je vais tâcher de faire entendre en peu de mots. Confidérons pour cet effet une Planète fupérieure, c'est-à-dire, dont l'orbite embraffe celle de la Terre, telle, par exemple, que Jupiter. Soit S(fig. 26) le Soleil; T la Terre, TRu fon orbite; J Jupiter, JLq fon orbite. Suppofons

d'abord que la Terre T fe trouve directement entre le Soleil S & Jupiter J; enforte qu'elle rapporte Jupiter au point N du Ciel. Il eft vifible que la viteffe de la Terre étant plus grande que celle de Jupiter, comme je l'ai dit dans le premier Chapitre, l'arc TR qu'elle décrit fera plus grand que l'arc JL que Jupiter décrira dans le même tems, enforte que les rayons vifuels TJ & RL, menés de la Terre à Jupiter, fe croifent dans un point Z. La Terre, arrivée au point R, rapportera Jupiter au point M du ciel. Cette dernière Planète paroîtra donc à la Terre s'être mue de N en M, c'eft-à-dire contre l'ordre des Signes du Zodiaque, tandis qu'elle fe fera mue de J en L fuivant l'ordre de ces Signes. Son mouvement apparent fera donc alors rétrograde. Mais la Terre & Jupiter en avançant dans leurs orbites, parviendront à une pofition telle que les arcs correfpondans tr & il, quoiqu'inégaux entr'eux, feront cependant compris entre deux Parallèles ti & rl, à caufe de la plus grande obliquité de l'arc r fur ces parallèles. Les extrémités P & O de ces Parallèles fembleront fe confondre dans le Ciel, à cause de leur exceffive longueur, ainfi que les derniers arbres d'une longue avenue paroiffent fe toucher. Jupiter paroîtra donc alors n'avoir pas changé de place, ou être ftationnaire.

,

Enfin la Terre & Jupiter, en continuant toujours de s'avancer dans leurs orbites, & les arcs décrits par la Terre, devenant de plus en plus obliques fur le rayon vifuel de Jupiter, l'arc su qu'elle décrit, quoique plus grand que l'arc correfpondant pq décrit par Jupiter, fera cepen

dant compris par les rayons vifuels divergens spQ & u q K. Jupiter paroîtra, dans cette pofition, s'être mu de Q en K, c'est-à-dire, fuivant l'ordre des Signes du Zodiaque. Son mouvement fera par conféquent direct.

Puifque les rayons vifuels menés de Jupiter á la Terre, ont d'abord un mouvement rétrograde, font enfuite stationnaires, & enfin ont un mouvement direct; il eft clair qu'un Obfervateur placé fur Jupiter, verra d'abord la Terre, retrograde, puis ftationnaire, enfin directe. Or les apparences du mouvement de la Terre, par rapport à cet Obfervateur, font évidemment les mêmes que celles des Planètes inférieures, telles que Vénus & Mercure, dont les orbites font embraffées par celle de la Terre, relativement à un Obfervateur placé fur la Terre. Ces deux Planètes doivent donc nous paroître rétrogrades, puis ftationnaires, & enfuite directes.

Il n'eft pas besoin de faire obferver que les Comètes font fujettes aux mêmes apparences que les Planètes, & que leur mouvement obfervé de la Terre, doit quelquefois paroître avoir une direction contraire à celle qu'il a dans l'efpace.

On voit par-là avec quelle facilité les stations & les rétrogradations des Planètes, qui avoient G fort embarraffé les Aftronomes avant Copernic, s'expliquent par le mouvement de la Terre. Cette explication n'eft point vague & arbitraire. En calculant d'après elle, les différentes pofitions des Planètes, relativement à la Terre, on trouve entre les réfultats du calcul & les obfervations, le plus parfait accord. Lorfque Copernic propofa fes nouvelles idées fur le Systême du

Monde, la fimplicité de fon explication des stations & des rétrogradations des Planètes, comparée à la prodigieufe multiplicité d'épicycles dont on avoit avant lui embarraffé leurs mouvemens pour rendre raifon de ces phénomènes fut ce qui frappa le plus les Aftronômes. Et véritablement pour qui la confidérera avec l'attention convenable, ce fera une des preuves les plus convaincantes du mouvement de la Terre autour du Soleil.

ARTICLE XI.

De la Parallaxe annuelle.

ON a vu précédemment ce que l'on entend par la Parallaxe du Soleil, de la Lune, &c. Pour comprendre ce que l'on nomme Parallaxe annuelle, fuppofons que TRBKT (fig. 27) foit l'orbite de la Terre, dont le Soleil S occupe le foyer. Si un Spectateur placé en O fur la Terre T, obferve la hauteur d'une Etoile E au-deffus de fon horizon OR, lorfqu'elle paffe au Méridien, & que fix mois après, lorfque la Terre eft à l'autre extrémité В du diamètre TSB de fon orbite, il obferve cette même hauteur; elle ne fera plus rigoureufement la même que dans la première observation. Il eft facile de démontrer que la différence des deux hauteurs de l'Etoile eft égale à l'angle formé en E par les deux droites TE & BE, menées de la Terre à l'Etoile. Cet angle eft ce que l'on nomme Parallaxe annuelle, ou Parallaxe du grand orbe;

c'eft