CHAPITRE Vil

De Jupiter et de ses satellites.

JopiTBK se ment d'occident en orient , dans nne période de 4333J,6 A fort peu près : la durée de m rérolution syaodiqaeeat d'environ 399J. Il «st BMujetti à des inéga- Utéa Bemblables k celles de Mars. Avant l'opposition de U planÈte an soleil , et lorsqu'elle est à peu près ëloigaëe de cet aitre de cent vingt-hnit degrés , son monvemeot devient rétrograde : it augmente de vitesse jusifu'au moment de l'opposition, se ralentit ensnite^ devient nul , et reprend l'état direct lorsque la planète , en se rapprochant du soleil, n'en est plas distante que de cent vingt-hnit degrés. La durée de ce mouvement rétrograde est de cent vingt^un jours , et l'arc de rétrogradation est de onze degrés ; mais il y a des diflè'rences sensibles dans l'étendue et dans la durée des diverses rétrt^radations de Jupiter. Le mouvement de cette ]danète n'a pas exactement lieu dans le plan de l'édiptiqne; elle s'en écarte quelquefois de trots on quatre degrés.

On remarque à la surface de Jupiter plusieurs bandes obscures , sensiblement parallèles entre elles et â Técliptique : on y observe encore d'autres taches dont le mouvement a fait connaître la rotation de cette planète, d'occident en orient, sur un axe presque perpendiculaire À l'écliptique , et dans une période de oJ,4 1377. Les variations de quelques-unes de ces taches, et les dilTérences sensibles dans les durées de la rotation

conclue de leurs mouvemena , donnent lien de croire qu'elles ne sont point adhérentes à Jupiter: elles paraissent être autant de nuages que les vents transportent avec dilCfrentes vitesses dans une atmosphère très agitëe.

Jupiter est, après Y^nns, la plus brillante des planètes; quelquefois m£me il la surpasse en clarté'. Son diamètre apparent est le plus grand qu'il est possible , dans les oppositions où il s'élève à i4i".6; sa grandeur moyenne est de it3",4 dans le sens de l'ëqnatenr; mais il n'est pas ^gal dans tons les sens. La planète est sensiblement aplatie à ses p61es de rotation, et M. Arago a trouvé par des mesures très précises, que son diamètre dans le sens des pdies, est i celui de son Equateur , à fort peu près, dans le rapport de 167 i

On observe autour de Jnpiter quatre petits astres qui l'accompagnent sans cesse. Leur conâguratioa change jk tout moment : ils oscillent de chaque côt^ de la planète , et c'est par l'étendue entière des oscillations , que l'on détermine leur rang , en nomniant premier satellite celui dont l'oscillation est la moins étendue. On les voit quelquefois passer sur le dbqne de Jupiter , et y projeter leur ombre qui décrit alors une corde de ce disque; Jupiter et ses satellites sont donc des corps opaques, éclairés par le soleil. En s'tDterposant entre le soleil et Jupiter, les satellites forment, par leurs ombres sur cette planète , de véritables éclipses de soleil, parfaitement semblables  celles que la lune produit sor la terre.

L'ombre que Jupiter projette derrière lui relativement au soleil , donne l'esplîcatïoa d'nn autre phénomène que les aatellites nous présentent. On les voit soa-

vent diaperattre , c[aoîc[ae loin encore du disque de U planète : le troisième et le quatrième reparaîsseat qaelqDdbïs du même càté de ce dûque. Ces disparitions soot eiUièrement semblables aux éclipses de lune , et les circonstances qui les accompagnent ne laissent k cet égard aocnn doute. On voit toujours les satellites dî^>araltre du càté Au. disque de Jupiter, opposé an tdeû , et par conséquent du même cône d'ombre qu'il projette; ils s'e'clipaent plus près de ce disque , quand U planète est pins voisine de son opposition; enfin, U durée de leurs éclipdes répond exactemeat au temps qu'ils doivent employer à traverser le c6ne d'ombre de Ju^er. Ainsi lu satellites se meuvent, d'occident en orient, autour de cette planète.

L'obaervation de lenrs éclipses est le mc^ea le plus sâr pour détermina leurs mouvemens. On a d'une mani^ précise les durées de leurs révolutions sidérales et fljQodiqnes autour de Jupiter, en comparant des éclipses éloignées d'un grand intervalle, et observées près des oppositions de la planète. On trouve ainsi que le mouvement des satellites de Jupiter est presque circulaire et uniforme ; puisque cette hypotbèse satisfait d'une manière approchée aux éclipses dans lesquelles nous voyons cette planète , i la même position rdativement an soleil ; ou peut donc déterminer à tons les in- ■tans la position des sateltitea vus du centre de Jupiter.

De là résulte une méthode simple et assez exacte ponr comparer entre elles les dïstances'^e Jupiter et du soleil à la terre, niéthode qui manquait aux anciens astronomes ; car la parallaxe de Jupiter étant insensible i la prëcïAïon même des observations modernes, et lorsqu'il est lé plus près de nous , ils ne jugeaient de sa distance qne par la durée de sa révolution , en estimant

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pins ^loîgn^ les planètes dont la rëntlntion est plus

longue.

Supposons qne l'on sit obserrë la dnrëo entière dVlie ëclipw du troùième satellite. Au milieu de l'eclipse , le satellite vn dn centre de Jnpttw, était à très peu près ' en opposition «Tec le soleil ; sa position lidërale , telle qa'on l'eût observa de ce centre , et qu'il est &cile de conolare des monvauens de Jupiter et du satellite, était donc alors la m£me que celle du centre de Jupiter TU de celai dn soleil. L'<Aserr«tïon directe , ou le monvement connu du soleil , donne la position de la terre vue da centre de cet astre; ainsi, en coacerant nn trianj[{le formé par les droites qui joignent les. ceotres du soleil, de la terre et de Jupiter, on aura l'angle an soleil; l'observation directe donnera l^angle à la terre; OD anra donc à llostant du milieu de. l'ëdipse , lee distances rectilignes de Jupter , à la terre et au soleil , en parties de la distance du soleil à la terre. On trouve parce mo^n, que Jupiter est au moins cinq fois plus loin de nous que le soleil , quand son dminètre apparent est de 1 1 3 ",4- Le diamètre de la terre ne paraîtrait que sous nn angle de lo ",4 , â la même distance ; le volume de Jupiter est donc au moins mille fois plus grand que celui delà terre.

Le diamètre apparent de ses satellites étant insensible , on ne peut pas mesurer exactement leur grosseur. On a essaye' de l'apprécier par le temps qu'ils emploient  pénétrer dans l'ombre de la planète ; mais les observations offrent à cet égard de grandes variétés que ytoduisent les dlITéi'eDCes dans la force des Inaettes , dans la vue dei observateurs , dans l'état de l'atmosphère , dans la hauteur des satellites sur l'horizon et dans leur distance apparente & Jupiter, enfin dans le changement

DD SYSTÈME DU MONDE. 5i

des hémisphèrea qu'ils nom présentent. La comparaison de Nciât des satellites est indépendante des <putre premières causes qui ne font qu'altérer proportionnellement leur lumière ; elle peut donc nous éclairer sur le retour des tacbes que le mouTemeat de rotation de ces corps doit oSxîr successivement à la terre , et par conséqaent anr ce mouvement lui-même. Herschell, qni s'est occupé de cette recherche délicate, a observé qu'ils se snrpanent alternativement en clarté , circonstance très propre 1 iaire juger du maximum et dn miminuaa de leur lumière ; et en comparant ces maxùna et mimma ans positions mutuelles de ces astres, il a reconim qu'ils tooment sur eux-mêmes comme la lune , dans on temps égal i la durée de leur révolution autonr de Jnpiter; résultat que Maraldi avait déji conclu pour le quatrième satellite, des retours d'une m£me tache obsôr^e sur son disque , dans ses passages sur la planète. Le grand éloignement des corps célestes aSâîblit les phénomènes que leurs snrfaces présentent, an point de les réduire i de très légères variétés de lumière qui échappent è la première vue, et qu'un long exercice dans ce genre d'observations rend sensibles. Mais on né doit employer ce moyen , sur lequel l'imagination a tant d'empire , qu'avec une circonspection extrême, pour ne pas se tromper sur l'existence de ces variétés , ni j ^égarer sur tes causes dont on les fait dépendre. I

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