respondra à une seconde étoile, ce qui procurera une seconde position héliocentrique.
Une troisième opposition nous donnera la position de la planète pour un observateur qui serait situé dans le Soleil, et ainsi de suite.
Si l’on a réuni un très-grand nombre d’observations de cette nature, on pourra par interpolation déterminer le temps que la planète, vue du Soleil, emploie à revenir à la même étoile, c’est-à-dire le temps de sa révolution complète.
En observant les mêmes planètes lorsqu’elles parviennent à leurs conjonctions, on trouve de même le moment où vues du Soleil elles correspondent à d’autres étoiles du firmament, ce qui fournit de nouvelles déterminations des temps qu’elles emploient à faire leurs révolutions complètes.
Admettons maintenant, ce qui est complétement justifié par les faibles valeurs que nous avons trouvées pour les parallaxes des étoiles (liv. ix, chap. xxxii, t. i, p. 427), que les constellations aient la même grandeur pour un observateur situé sur la Terre et pour celui qui occuperait le centre du Soleil ; en d’autres termes, supposons que la distance angulaire de deux étoiles quelconques soit à peu près la même pour les deux observateurs. Les oppositions et les conjonctions nous ont montré à quelles étoiles, soit pour un observateur situé sur la Terre, soit pour un observateur situé sur le Soleil, correspondaient les planètes à des époques déterminées. Les angles sous-tendus par ces étoiles ayant la même valeur dans les deux positions des observateurs, nous pourrons,
