aux observations qu’un astronome autrichien, le père Hell, était allé faire à Wardhus en Laponie, donnèrent pour la distance du Soleil le résultat qui depuis a figuré dans tous les traités d’astronomie et de navigation.
Aucun gouvernement n’hésita à fournir aux Académies les moyens, quelque dispendieux qu’ils fussent, d’établir convenablement leurs observateurs dans les régions les plus éloignées. Nous l’avons déjà remarqué, la détermination de distance projetée, paraissait exiger impérieusement une grande base ; de petites bases n’auraient point suffi. Eh bien, Laplace a résolu numériquement le problème, sans base d’aucune sorte ; il a déduit la distance du Soleil, d’observations de la Lune faites dans un seul et même lieu !
Le Soleil est pour notre satellite la cause de perturbations qui, évidemment, dépendent de la distance de l’immense globe enflammé à la Terre. Qui ne voit que ces perturbations diminueraient si la distance augmentait ; qu’elles augmenteraient, au contraire, si la distance diminuait ; que la distance enfin en règle la grandeur ?
L’observation donne la valeur numérique de ces perturbations ; la théorie, d’autre part, dévoile la relation générale mathématique qui les lie à la distance solaire et à d’autres éléments connus. Quand on est parvenu à ce terme, la détermination du rayon moyen de l’orbite terrestre devient une des opérations les plus simples de l’algèbre. Telle est la combinaison heureuse à l’aide de laquelle Laplace a résolu le grand, le célèbre problème de la parallaxe ; c’est ainsi que l’ingénieux géomètre a trouvé pour la distance moyenne du Soleil à la Terre,
