sition par les observations faites dans un seul et même lieu. Il est évident que si la distance de la planète à la Terre est sensible, son mouvement diurne apparent ne doit pas se faire comme celui d’une étoile supposée dans un éloignement beaucoup plus grand, de sorte que si la distance en ascension droite d’une étoile à la planète au moment du passage au méridien, a une certaine valeur, on a dû lui trouver des valeurs différentes quelques heures avant et quelques heures après l’instant de la culmination.
Cassini, aidé de Roëmer et de Sédileau, en suivant cette méthode, donnait à la parallaxe de Mars en opposition une valeur comprise entre 24 et 27″, d’où il déduisait pour la parallaxe solaire 9″,8, ce qui correspond à une distance du Soleil à la Terre égale à 21 048 rayons terrestres.
Flamsteed, ayant fait des observations analogues à Derby, en tira, pour la parallaxe de Mars en opposition, une valeur inférieure à 25″, d’où l’on obtenait, pour la parallaxe solaire, un nombre moindre que 10″.
Maraldi, en suivant la même méthode d’observation, en 1704 et 1719, trouva pour Mars en opposition une parallaxe de 23″, et en déduisit pour la parallaxe solaire une valeur de 10″, correspondant à une distance du Soleil à la Terre égale à 20 626 rayons terrestres.
Pound et Bradley, en 1719, obtinrent également pour les limites de la parallaxe solaire, déduite de celle de Mars, les nombres 12″ et 9″.
Lacaille ayant fait, en 1751, des observations de Mars au cap de Bonne-Espérance, les compara à un grand nombre d’observations effectuées en Europe ; il trouva
