MASSES

INCLIN. I surl’équat. | de Jupiter. 1

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On a pris pour unité de distance le demi-diamètre de Jupiter, et pour unité de masse, la masse de ceite même planète. L’observation a fait recon naître , à l’égard des satellites , les deux résultats suivans. En comparant les temps des révolutions , e n voit que la durée de la révolution du premier satellite est environ la moitié de celle du deuxième , qui n’est elle-même qu’environ la moitié de celle de la révolution du troisième satellite. Ainsi , les moyens mouvemens angulaires de ces trois satellites suivent à-peu-près une progression sous-double. S’ils la suivaient exactement, comme l’observe M. De Laplace, le moyen mouvement du premier satellite , plus deux fois celui du troisième , serait rigoureuse-

meut égal à trois fois le moyen mouvement du du second satellite. On a remarqué aussi que depuis la découverte des satellites, la longitude moyenne du premier , moins trois fois celle du second , plus deux fois celle du troisième , n’a jamais différé de deux angles droits que de quantités presque insensibles. Ces deux résultats subsistent également entre les moyens mouvemens et les longitudes moyennes synodiques. On peut conclure du second, que , dans les éclipses simultanées du second et du troisième satellites , le premier sera toujours en conjonction avec Jupiter : il sera toujours en opposition dans les éclipses simultanées du Soleil , produites sur Jupiter par les deux autres satellites.

La durée d une éclipse , pour le premier satellite , est d’environ 2 heures et i5 minutes. Une éclipse du deuxième satellite est plus longue de près de 36’ , et celle du troisième , de 18’. Les éclipses les plus longues sont celles du quatrième satellite; elles durent près de 4h;r. L’inégalité de la durée des éclipses provient de l’inégalité du mouvement des satellites, lequel est d’autant plus rapide que la distance à l’astre central est moins grande. On retrouve encore ici la confirmation des lois de Kepler.

L’observation des éclipses des satellites de Jupiter , qui se reproduisent très-fréquemment, est de la plus grande utilité pour la détermina-

tion des longitudes en mer. Les époques de ces éclipses sont calculées pour un lieu donné ; par exemple , pour Paris ( voy- la Connaissance des Temps y Or , si en voyageant, on se trouve sous le méridien de Paris , on observera l'éclipse à l’heure calculée pour cette ville. Si F on se trouve, au contraire , sous un autre méridien , on observera le phénomène à une autre heure , et Fou connaîtra la différence en longitude en comptant i5° par heure. Les éclipses du premier satellite se reproduisent après 42\4$ ; celles du second, après 85K,3 ; et celle des troisième et quatrième, après 7! 41* et 17L

L’observation des éclipses du premier satellite de Jupiter a fait connaître la vitesse de la I lumière : c'est à Rœmer , astronome danois , que l’on doit cette importante découverte. On peut calculer d’avance , comme nous l’avons vu , l’époque de ces éclipses; or, Rœmer observa que le phénomène arrivait toujours environ 16’ 26” plus tard quand Jupiter était en conjonction de l’autre côté de l’écliptique que lorsqu’il était de notre côté en opposition ; il conclut de là que la lumière employait ce temps à traverser F orbite de la Terre , c’est-à-dire , environ 79 millions de lieues. La vitesse de la lumière a expliqué d’une manière très-satisfaisante le phénomène connu sous le nom à’ aberration. Voici en quoi il consiste : les étoiles situées vers le pôle de l’é-

cliptique, semblent décrire annuellement des cercles de 2 o”, 2 5 de rayon, plus les astres se rapprochent de l’écliptique, plus ces petits cercles se rétrécissent dans un sens ; de sorte que ceux qui sont dans l’écliptique même, semblent osciller autour de leur véritable position le long d’une droite , et les plus grands écarts sont aussi de 2<y72 5. Si la lumière nous arrivait instantanément des étoiles , un pareil phénomène ne s’observerait pas, ou bien encore si la Terre était en repos. Mais la lumière parcourt le rayon de l’écliptique en 8T3”, et pendant ce temps la Terre a parcouru un petit arc de 20”, 2 5. Or , pendant que nous avançons ainsi dans l’espace, pour ainsi dire à notre insu , nous recevons des rayons de lumière partis depuis long-temps de l’étoile qui les a émis : d’où il résulte que nous jugeons cette étoile dans une autre position que celle qu’elle a véritablement. Pour nous rendre compte de ceci, supposons que a t représente le rayon de Fécliptique-, et t tJ un arc de 2o”^25 {fig* i4). Ces deux droites représenteront le mouvement de la lumière, et celui de la Terre dans le même temps; mais le mouvement de la lumière qui paraîtra avoir effectivement lieu , sera indiqué par la diagonale a t du parallélogramme att9 a , comme l’enseignent les principes de mécanique. On voit que l’angle ata , dont le rayon lumineux paraît dévié , est de 20”, 2 5 ; nous avons eu l’avantage

de pouvoir calculer cet angle sur l’orbite même de la Terre. M. Franc œur emploie une comparaison qui rend l’effet de la composition de ces deux mouvemens très-sensible. Si l’on est dans une voiture en repos , dit-il , et ouverte par devant seulement , on sera abrité de la pluie qui tomberait verticalement : mais si la voiture court, elle se présentera au-dessous de la pluie avant que l’eau ait pu atteindre à terre : on recevra donc la pluie, qui semblera tomber obliquement vers nous. La correction de l’aberration de la lumière doit être rangée parmi les aulres corrections que nous avons déjà indiquées. Sa valeur est positive ou négative, selon la direction du mouvement de la Terre par rapport à l’astre.

Les éclipses des satellites de Jupiter ont encore permis d’apprécier la distance de cette planète au Soleil, à défaut de parallaxe ; car, vu de Jupiter, le diamètre de notre Terre serait difficilement appréciable. Concevons un triangle qui ait ses trois sommets aux centres du Soleil, de la Terre et de Jupiter ; on peut connaître, dans ce triangle , un côté et les deux angles adjacens ; c’est-à-dire, la distance de la Terre au Soleil, qu’on suppose déjà calculée , l’angle sous lequel on aperçoit de la Terre Jupiter et le Soleil, angle que donne l’observation , et enfin l’angle sous lequel on aperçoit du dernier astre les deux autres. Or, ce dernier angle s’obtient de la manière sui-

ASTROIX.

io

vante. Un satellite, au milieu d’une éclipse, est sur le côté du triangle qui passe par le centre du Soleil et celui de Jupiter; mais la direction de ce côté peut s’estimer facilement par le mouvement du satellite ; le triangle se trouve donc entièrement déterminé. Lors même qu’on ne connaîtrait pas la distance de la Terre au Soleil, on pourrait, par cette méthode, apprécier les distances relatives des trois astres, à-peu-près comme le faisait Aristarque pour la Lune , le Soleil et la Terre.

Yu d’un de ses satellites, le disque de Jupiter doit présenter un spectacle bien imposant. Si nous pouvions nous transporter sur le premier satellite , par exemple , nous serions éloignés de Jupiter, à-peu-près comme le serait un sélénite de notre Terre; nous apercevrions à peine Mars, la Terre, Vénus et les autres planètes inférieures; le disque du Soleil nous paraîtrait vingt-sept fois plus petit que nous ne le voyons ordinairement, mais le disque de Jupiter, toujours suspendu au même endroit du Ciel, tant que nous ne changerions pas de place, nous offrirait une surface environ quinze cents fois plus grande que celle que nous voyons au disque lunaire ou solaire ; conséquemment le disque de cet astre paraîtrait occuper une grande partie du Ciel.

DE SATURNE. t)

ï*lacé à plus de 829 millions de lieues du Soleil, Saturne se présente accompagné de sept satellites et offre un spectacle unique dans l’univers. Cette planète est enveloppée d’un corps circulaire, qui a la forme d’un double anneau large , plat et fort mince. La largeur de ce double anneau vaut à-peu-près 7 rayons de la Terre, et son diamètre entier environ 4-3. L’astronome hollandais Huyghens , parvint le premier à expliquer la nature d’un corps qui offrait des phases si singulières. Cet anneau est incliné de 28° 4o’ au plan de l’écliptique, et ne se présente jamais qu’obliquement à la Terre, sous la forme d’une ellipse. Tantôt nous voyons une face , tantôt l’autre ; quelquefois l’anneau disparaît, lorsque nous nous trouvons dans son plan , dont l’épaisseur est trop mince pour être aperçue; il disparaît encore, quand c’est le Soleil qui se trouve dans son plan et n’en éclaire que l’épaisseur ; il continue alors à être invisible tant que le Soleil et la Terre ne se trouvent pas du même côté que l’anneau. Herschel, au moyen de son grand télescope, a continué à voir l’anneau par le bord, lorsqu’il avait disparu pour les autres observateurs. Il a reconnu aussi, par l’observation de quelques points brillans, qu’il tourne d’occident en orient dans l’espace de 0^437 , autour d’un axe perpendiculaire

à son plan, et passant par le centre de Saturne , tandis que cette planète tourne autour du même axe et dans le même sens , dans la période de 0*4-28. On doit encore au même astronome Inobservation de cinq bandes à la surface de Saturne, à-peu-près parallèles à son équateur. On a reconnu aussi que Saturne n’était pas parfaitement sphérique ; et que le diamètre perpendiculaire au plan de l’anneau, était au diamatre situé dans ce plan, comme io est à n. Les phases de l’anneau et l’ombre projetée sur le disque de la planète, prouvent suffisamment que ces deux corps sont opaques.

L’inclinaison de Panneau sur l’écliptique se mesure assez facilement par la plus grande ouverture de l’ellipse qu’il nous présente. Quant à la position de la ligne des nœuds, on peut la déterminer par la situation apparente de la planète au moment où l’anneau disparaît, parce que la Terre se trouve alors sur cette ligne même. La disparition de Panneau, quand c’est le Soleil qui se trouve dans son plan, donne le moyen d’estimer la distance de Saturne, à.peu-près comme nous Pavons indiqué pour Jupiter. Supposons en effet un triangle S T s qui ait ses trois sommets aux centres du Soleil, de la Terre et de Saturne (fig. i5). La distance de la Terre au Soleil est censée connue ; on peut observer l’angle ST s au centre de la Terre ; on a aussi l’angle T S s au centre du So-

leil, parce que l’on a la position des nœuds au moment où Panneau devient invisible. On trouve ainsi, en prenant pour unité la distance moyenne ST de la Terre au Soleil, que la distance moyenne de Saturne S s est 9,53g. Le diamètre de la même planète vaut 9,6 1 , celui de la Terre servant d’unité ; d’où résulte que ce globe vaut environ 888 fois le volume du nôtre. Malgré la grandeur de Saturne, sa lumière est pâle et plombée ; ce qui provient de son grand éloignement. De sa surface, on ne doit guères apercevoir que Jupiter et le Soleil , dont le diamètre apparent doit y avoir à-peu-près 3’. Si ce corps planétaire n’est échauffé que par le Soleil , le froid doit y être excessif. La lumière doit aussi y être trèsfaible, et les saisons aussi longues que les jours y sont courts* Les habitans , s’il en existe , doivent sans doute voir avec étonnement Panneau qui entoure leur planète et qui n’est éloigné d’eux que de près de 7 rayons de notre Terre, ou bien environ gooo lieues. Le double anneau paraît aussi avoir environ 9000 lieues de largeur : l’espace séparant les deux anneaux est évalué à 900 lieues, la largeur de Panneau intérieur à 6000 lieues, et celle de l’extérieur à 2800 lieues, tandis que l’épaisseur de Pun et de l’autre paraît trèsfaible , mais hérissée de plusieurs forlespnontagnes. M. de la Place regarde comme vraisemblable que les anneaux de Saturne sont des zônes

condensées, abandonnées par l’atmosphère de la planète.

L’orbite de Saturne est faiblement inclinée sur l’écliptique, et ne forme avec ce plan qu’un angle de 2° et demi. L’excentricité est de o,o562 du demi-grand axe. La planète emploie 29 ans et demi, ou plus exactement 107583,97 à faire sa révolution sidérale, et environ 12 jours de moins pour la révolution tropique. La durée de la révolution synodique est de 378 jours. On voit Saturne se déplacer lentement et parcourir un degré par mois, ou un signe seulement dans l’espace de deux ans et demi. La durée de sa rétrogradation est de près de 189 jours , et l’étendue de l’arc de 6° |.

Les orbes des six premiers satellites de Saturne paraissent être dans le plan de l’anneau, tandis que l’orbe du septième s’en écarte sensiblement. L’observation de ces petits corps devient très-difficile à cause de leur grand éloignement, et il a fallu d’excellens instrumens d’optique pour parvenir à les reconnaître. On voit encore se confirmer ici les importantes lois de Kepler ; en prenant pour unité le rayon de l’équateur de la planète , on trouve , pour les distances moyennes des satellites, et pour le temps de leurs révolutions, les valeurs suivantes :