suffisent à la détermination de deux inconnues. On obtiendra donc, par la résolution des deux équations en question, la distance V de Vénus au Soleil et la distance T de la Terre à ce même astre. Ces deux distances seront connues avec d’autant plus d’exactitude que la distance itinéraire AB et la distance angulaire a b seront plus exactement déterminées. La distance AB, mesurable sur la Terre, s’obtient avec toute la précision désirable. Quant à la distance angulaire a b, elle peut être conclue de la considération suivante : Pendant un temps d’une durée limitée, Vénus paraît décrire une ligne droite ; b semblera donc parcourir sur le Soleil la ligne rectiligne c b d. Pour la station A, Vénus se mouvra en apparence suivant la corde e a f. Les durées comparatives des temps employés par la planète à parcourir c d, serviront à déterminer les positions de c d et de e f relativement au diamètre du Soleil, et par conséquent la distance angulaire a b avec une très-grande précision.
Si les stations A et B n’étaient pas situées sur le même méridien, le calcul des observations serait un peu plus compliqué, sans pour cela être devenu plus difficile.
Il est évident aussi que pour se conformer à la réalité des choses, il faudrait tenir compte du mouvement de rotation de la Terre, en tant que ce mouvement peut affecter la durée des passages de la planète sur le disque solaire. Mais ce sont des détails qui ne peuvent intéresser que les astronomes de profession, et ici nous nous sommes proposé seulement de faire connaître l’esprit de la méthode.
Un des caractères les plus précieux de la méthode pro-
