DE JUPITER % ET SES SATELLITES

Jupiter se présente sous l’apparence d’une étoile de première grandeur, dont l’éclat brillant efface quelquefois celui de Vénus. Les phases de cette planète ne sont guère sensibles, par les raisons que nous avons exposées en parlant de Mars. A mesure que la distance au Soleil devient plus grande, les phases d’une planète sont moins apparentes, de sorte qu’elles sont à-peu-près nulles pour Saturne et Uranus.

Au moyen du télescope, on reconnaît à la surface de Jupiter des taches d’une forme souvent variable , ainsi que des bandes obscures , parallèles eatr’elles. Cette observation a permis d’estimer que Jupiter a un mouvement de rotation diurne, d’occident en orient, qui s’accomplit dans une période de 01,4*377, et autour d’un axe faisant avec l'écliptique un angle de 86° 47 1 6. Puisque Péquateur de Jupiter se confond à-peu-près

avec le plan de F écliptique, il en résulte que l’inégalité des jours et des saisons doit y être peu appréciable , comme sur la Lune. Il paraît que Jupiter est enveloppé d’une atmosphère , et que c’est aux mouvemens divers des nuages qui s’y trouvent suspendus , que l’on doit attribuer les variations de quelques-unes des taches qu’on observe souvent sur le disque de la planète.

Jupiter se déplace lentement dans le Ciel, et n’avance guères que d’un degré de l’occident vers l’orient dans l’espace de 12 jours ; de sorte qu’il emploie un an à passer d’un signe dans un autre, et près de douze ans, ou bien 4-332Î,5g6, à accomplir sa révolution sidérale. Le temps d’une révolution synodique est de 3ggi , après lesquels il reprend à-peu-près sa même position à l’égard du Soleil , mais sa longitude est augmentée de 3o degrés. La révolution sidérale est plus longue de deux jours que la révolution tropique.

On pourrait encore calculer ici la distance de Jupiter, d’après la loi de Kepler, dont nous nous sommes déjà servi ; mais on peut employer une autre méthode , dont nous parlerons plus loin. On trouve ainsi que la distance du Soleil à la planète, vaut 5,2o3, en prenant pour unité la distance de la Terre, c’est-à-dire, environ igo millions de lieues. L’orbite de Jupiter est inclinée sur l’écliptique sous un angle de i°igV’,

et ie rapport de l’excentricité au demi-grand axe est de o,o4-8.

Connaissant le nomLre de lieues que le centre de Jupiter parcourt dans l’espace de 43321,596, on trouve que sa vitesse est de 178 lieues environ par minute. Si l’on pouvait se transporter sur cet astre , Mars , la Terre , Vénus et Mercure seraient à peine visibles, et sembleraient continuellement osciller autour du Soleil , en faisant de petites excursions. Quant au disque solaire , il paraîtrait 27 à 28 fois moins étendu que lorsqu’il est vu de la surface de notre Terre.

Jupiter, comme les autres planètes, présente le phénomène des rétrogradations. Après avoir eu pendant long-temps un mouvement direct , il semble rétrograder à l’opposition pendant 12 1 jours, en décrivant un arc de 9°54’ : il paraît aussi deux fois stationnaire pendant une révolution synodique. La grandeur moyenne du diamètre apparent de cette planète est de 36” ; et , vers l’opposition , le diamètre apparent , à son maximum, a pour valeur environ 45”. M. Ârago a trouvé que le diamètre de cette planète , dans le sens des pôles , est à celui de son équateur àpeu-près dans le rapport de 167 à 177. Le diamètre de Jupiter , en prenant pour unité celui de la Terre, vaut n,56; conséquemment le volume de cette planète vaut plus de 1470 fois celui de notre globe. Jupiter est même telle-

ment grand, qu’à lui seul il surpasse en volume tous les autres corps planétaires qui circulent autour du Soleil. Quelques savans ont émis l’hypothèse que c’était un corps incandescent qui se refroidit peu-à-peu , mais qui n’est point encore parvenu au terme de pouvoir être habitable.

Au moyen d’instrumens d’optiques d’une force assez médiocre , on aperçoit , dans le voisinage de Jupiter , quatre satellites ou petites lunes qui circulent autour de cette planète dans des ellipses très-peu excentriques. Les éclipses auxquelles iis donnent lieu , ont fait juger que c’étaient des corps opaques, ainsi que l’astre central de l’équateur duquel elles s’écartent très-peu. On doit la découverte des satellites de Jupiter aux observations du célèbre Galilée. Le premier et le quatrième paraissent être à-peu-près grands comme Mercure , et le second et le troisième , comme notre Lune. On a donné à ces satellites les noms d’Hébé, de Ganimède, de Thémis et de Métis, qui sont peu usités aujourd’hui.

Le mouvement d.e tous les satellites connus , se fait , comme nous l’avons déjà remarqué , dans le même sens que celui des planètes , c’est-à-dire, d’occident en orient. On a reconnu, à quelquesuns d’entre eux, un mouvement de rotation diurne qui se fait dans le même sens et dont la durée égale celle des révolutions de ces corps.

Voici une méthode assez simple pour déter-

miner la durée de la révolution d’un satellite autour de Jupiter. Supposons que de la Terre t on aperçoive le satellite s en conjonction avec Jupiter y, dans la direction d’une étoile e ; et que la Terre se transporte en t 7 pour l’époque de la conjonction suivante. Dans cet intervalle , Jupiter se portera en y ’ et le satellite aura décrit une circonférence entière , plus Parc s77 s\ quand il reviendra à la seconde conjonction; mais l’arc 5’ s” ou l’angle t7 j 7 s 7 est égal à l’angle j7 17 e , parce qu’à cause de l’éloignement immense des étoiles, on peut regarder les rayons vecteurs s7 e7 ^ se et t7 e comme sensiblement parallèles. Ainsi le satellite a parcouru une circonférence, et l’arc connu s9 s" dans le même temps que la Terre s’est transportée de t en t \ Avec ces deux données , 011 estime , par une simple proportion, le temps employé par un satellite à faire une révolution sidérale. Il est bon d’observer que l’angle j7 17 e est formé par les rayons vecteurs menés de la Terre dans sa seconde position vers le satellite en conjonction , et vers l’étoile aperçue d’abord dans la direction tse (j£g. i3).

En comparant l’angle des plus grands écarts s 7 t7 j7 d’un satellite à l’angle sous lequel on voit le rayon apparent de Jupiter , on détermine assez bien la distance moyenne d’un satellite à Jupiter , en prenant pour unité le rayon de cette dernière planète. Voici un tableau où se trouvent

réunis ces principaux élémens , ainsi que les masses des satellites qui ont été calculés d’après des principes que nous exposerons dans le livre suivant.

ier Satellite.

DISTA NCE

moyenne