qu’entre les mains d’observateurs exceptionnellement habiles. Au reste, il sera bon que cette méthode soit admise à faire ses preuves comme les autres.
Le second passage de Vénus sur le soleil, qui aura lieu le 6 décembre 1882, sera visible en France, en Angleterre, dans toute l’Europe. Toutefois à Paris on ne verra que l’entrée de la planète, qui aura lieu à 2 heures de l’après-midi, tandis que la sortie n’arrivera qu’à 8 heures, quand le soleil sera couché depuis longtemps. Dans neuf ans, Paris verra donc Vénus entrer sur le soleil ; le 8 juin de l’an 2004, on y verra un passage complet ; puis le 6 juin 2012 une sortie seulement, 2 heures après le lever du soleil. Au point de vue de la détermination de la parallaxe par les contacts, le passage de 1882 sera moins avantageux que celui de 1874 : les différences seront moins considérables d’une station à l’autre ; — mais, si l’on a recours aux procédés micrométriques, les deux passages se valent. C’est ce que M. Puiseux vient de mettre en évidence par une discussion approfondie des conditions des deux phénomènes.
Quelles que soient les méthodes employées, pourvu que, selon le vœu de Halley, « les scrutateurs curieux des astres ne soient pas privés de ce spectacle ardemment désiré par l’importune obscurité d’un ciel nuageux, » on peut espérer que le passage du mois de décembre prochain donnera des résultats d’une importance proportionnée au progrès des moyens d’observation. Les mécomptes de 1769 renferment pour la génération présente une féconde leçon dont elle tirera son profit.
Si d’ailleurs, par impossible, les observations échouaient plus ou moins complétement en 1874, nous aurions, pour nous consoler, la certitude de pouvoir désormais déterminer tous les élémens du système solaire avec une précision toujours croissante par la seule théorie. En effet les astronomes d’aujourd’hui ont, s’il est permis d’employer une expression un peu triviale, plus d’une corde à leur arc. M. Le Verrier a fait remarquer récemment que, grâce aux longues séries d’observations méridiennes, accumulées depuis l’époque de Bradley, c’est-à-dire depuis cent vingt ans, nous pouvons aujourd’hui déterminer d’une manière très rigoureuse les inégalités que l’influence de la terre produit dans les mouvemens des planètes Vénus et Mars. Pour Mars, on a même une triple observation concordante faite en 1672 par Richer à Cayenne, par Picard près de Beaufort et par Rœmer à Paris, ce qui porte à deux siècles l’intervalle dont on dispose pour cette planète. On peut ainsi se servir des inégalités en question pour calculer la masse de la terre, et une formule empruntée à Newton permet d’en déduire directement la parallaxe cherchée. Or M. Le Verrier arrive ainsi par trois chemins différens à
