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pour tous les pays de la Terre ; 3^o une méthode pour déduire la parallaxe du Soleil de trois observations d’un même passage faites dans trois endroits différents, indépendamment de la connaissance du mouvement de la planète ; 4^o enfin \thetan y trouvera l’application de notre théorie au passage de Vénus qui doit arriver le 3 juin 1769 au soir, avec quelques remarques relatives au choix des lieux où il pourra être observé avec le plus de fruit.

§ I. — De la parallaxe de distance des astres en général.

1. Soient $\mathrm {T}$ le centre de la Terre (fig. 1), $\mathrm {TAC}$ le plan de l’équateur, $\mathrm {TA}$ une ligne qui passe par le premier méridien pris à volonté, $\mathrm {S}$ un

Fig. 1.

astre quelconque, $\mathrm {SC}$ une perpendiculaire au plan de l’équateur, $\mathrm {CB}$ une perpendiculaire à la ligne $\mathrm {TA,\ TS}$ une ligne qui joigne les deux points $\mathrm {T}$ et $\mathrm {S} ,$ et $\mathrm {TC}$ une autre ligne qui passe par les points $\mathrm {T}$ et $\mathrm {C} \,;$ soient nommées ensuite

$\mathrm {TB}$

$l\qquad$

$\mathrm {BC}$

$m\qquad$

$\mathrm {CS}$

$n\qquad$

La distance $\mathrm {TS}$ de l’astre $\mathrm {S}$ au centre de la Terre.

$r\qquad$

L’angle $\mathrm {STC} ,$ qui exprime la déclinaison de l’astre $\mathrm {S}$

$p\qquad$

L’angle $\mathrm {CTA} ,$ qui représente la distance du même astre au premier méridien de la Terre ( cette distance n’est autre chose que l’angle horaire de l’astre par rapport au méridien donné) $\ldots \ldots \ldots \ \ q$