L’orbe solaire se rapproche sensiblement de l’équateur : on peut évaluer à 148″ la diminution séculaire de son obliquité sur le plan de ce grand cercle.
Le mouvement elliptique du Soleil ne représente pas encore exactement les observations modernes ; leur grande précision a fait apercevoir de petites inégalités, dont il eût été presque impossible, par les seules observations, de reconnaître les lois. Ces inégalités sont ainsi du ressort de cette branche de l’Astronomie qui redescend des causes aux phénomènes, et qui sera l’objet du Livre IV.
La distance du Soleil à la Terre a intéressé dans tous les temps les observateurs ; ils ont essayé de la déterminer par tous les moyens que l’Astronomie a successivement indiqués. Le plus naturel et le plus simple est celui que les géomètres emploient pour mesurer la distance des objets terrestres. Des deux extrémités d’une base connue, on observe les angles que forment avec elle les rayons visuels de l’objet, et en retranchant leur somme de deux angles droits, on a l’angle formé par ces rayons à leur concours : cet angle est ce que l’on nomme parallaxe de l’objet, dont il est facile ensuite d’avoir la distance aux extrémités de la base. En transportant cette méthode au Soleil, il faut choisir la base la plus étendue que l’on puisse avoir sur la Terre. Imaginons deux observateurs placés sous le même méridien et observant à midi la distance du centre du Soleil au pôle boréal : la différence des deux distances observées sera l’angle sous lequel on verrait de ce centre la droite qui joint les observateurs ; la différence des hauteurs du pôle donne cette droite en parties du rayon terrestre ; il sera donc facile d’en conclure l’angle sous lequel on verrait du centre du Soleil le demi-diamètre de la Terre. Cet angle est la parallaxe horizontale du Soleil ; mais il est trop petit pour être déterminé avec précision par cette méthode, qui peut seulement nous faire juger que cet astre est au moins éloigné de neuf mille diamètres terrestres. Nous verrons dans la suite les découvertes astronomiques fournir des moyens beaucoup plus précis pour avoir sa parallaxe, que l’on sait maintenant être, à fort peu près, de 26″,54 dans sa moyenne distance
