CHAPITRE VII

De Jupiter et de ses satellites.

J upiTER se meut d'occident en orient, dans une période de 4552j,6 à fort peu près : la durée de sa révolution sjnodique est d'environ SggJ. 11 est assujéti à des inégalités semblables à celles de Mars. Avant l'opposition de la planète au soleil , et lorsqu'elle est à peu près éloignée de cet astre de cent vingt-huit degrés, son mouvement devient rétrograde : il augmente de vitesse jusqu'au moment de l'opposition, se ralentit ensuite, devient nul, et reprend l'état direct lorsque la planète, en se rapprochant du soleil , n'en est plus distante que de cent vingthuit degrés. La durée de ce mouvement rétrograde est de cent vingtun jours, et l'arc de rétrogradation est de onze degrés; mais il y a des différences sensibles dans l'étendue et dans la durée des diverses rétrogradations de Jupiter. Le mouvement de cette planète n'a pas exactement lieu dans le plan de l'écliptique ; elle s'en écarte quelquefois de trois ou quatre degrés.

On remarque à la surface de Jupiter plusieurs bandes obscures, sensiblement parallèles entre elles et à l'écliptique : 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 01,41577. Les variations de quelques-unes de ces taches , et les différences sensibles dans les dui^ées de la rotation conclue de leurs mouvemens, donnent lieu de croire qu'elles ne sont point adhérentes à Jupiter : elles paraissent être autant de nuages que les vents transportent avec différentes vitesses dans une atmosphère très agitée.

Jupiter est, après Vénus, la plus brillante des planètes; quelquefois

même 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 ii5'',4 dans le sens de l'équateur; mais il n'est pas égal dans tous les sens. La planète est sensiblement aplatie à ses pôles de rotation, et M. Arago a trouvé par des mesures très précises, que son diamètre dans le sens des pôles, est à celui de son équateur, à fort peu près, dans le rapport de 167 à 177.

On observe autour de Jupiter quatre petits astres qui l'accompagnent sans cesse. Leur configuration change à tout moment : ils oscillent de chaque côté de la planète , et c'est par l'étendue entière des oscillations , que l'on détermine leur rang, en nommant /^rem/er satellite celui dont l'oscillation est la moins étendue. On les voit quelquefois passer sur le disque 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'interposant entre le soleil et Jupiter, les satellites forment , par leurs ombres sur cette planète , de véritables éclipses de soleil, parfaitement semblables à celles que la lune produit sur la terre.

L'ombre que Jupiter projette derrière lui relativement au soleil, donne l'explication d'un autre phénomène que les satellites nous présentent. On les voit souvent disparaître , quoique loin encore du disque de la planète : le troisième et le quatrième reparaissent quelquefois du même côté de ce disque. Ces disparitions sont entièrement semblables aux éclipses de lune, et les circonstances qui les accompagnent ne laissent à cet égard aucun doute. On voit toujours les satellites disparaître du côté du disque de Jupiter, opposé au soleil, et par conséquent du mêm3 côté que le cône d'ombre qu'il projette; ils s'éclipsent plus près de ce disque , quand la planète est plus voisine de son opposition ; enfin, la durée de leurs éclipses répond exactement au temps qu'ils doivent employer à traverser le cône d'ombre de Jupiter. Ainsi les satellites se meuvent, d'occident en orient, autour de cette planète.

L'observation de leurs éclipses est le moyen le plus sûr pour déterminer leurs mouvemens. On a d'une manière précise les durées de leurs révolutions sidérales et sjnodiques 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 hypothèse satisfait d'une manière approchée aux éclipses dans lesquelles nous voyons cette planète, à la même position relativement au soleil; oî. peut donc déterminer à tous les instans la position des satellites vus du centre de Jupiter.

De là résulte une méthode simple et assez exacte pour comparer entre elles les distances de Jupiter et du soleil à la terre, méthode qui manquait aux anciens astronomes; caria parallaxe de Jupiter étant insensible a la précision même des observations modernes, et lorsqu'il est le plus près de nous; ils ne jugeaient de sa distance que par la durée de sa révolution, en estimant plus éloignées les planètes dont la révolution est plus longue.

Supposons que l'on ait obsei^vé la durée entière d'une éclipse du troisième satellite . Au milieu de l'éclipsé, le satellite vu du centre de Jupiter, était à très peu près en opposition avec le soleil; sa position sidérale, telle qu'on l'eût observée de ce centre, et qu'il est facile de conclure des mouvemens de Jupiter et du satellite, était donc alors la même que celle du centre de Jupiter vu de celui du soleil. L'observation directe, ou le mouvement connu du soleil, donne la position de la terre vue du centre de cet astre; ainsi, en concevant un triangle foimé par les droites qui joignent les centres du soleil, de la terre et de Jupiter, on aura l'angle au soleil; l'observation directe donnera l'angle à la terre; on aura donc à l'instant du milieu de l'éclipsé, les distances rectilignes de Jupiter, à la terre et au soleil, en parties de la distance du soleil à la terre. On trouve par ce moyen, que Jupiter est au moins cinq fois plus loin de nous que le soleil, quand son diamètre apparent est de 1 1 5",4- Le diamètre de la terre ne paraîtrait que sous un angle de io",4> à la même distance; le volume de Jupiter est donc au moins mille fois plus grand que celui de la terre.

Le diamètre apparent de ses satellites étant insensible , on ne peut pas mesurer exactement leur grosseur. On a essayé de l'apprécierpar le temps qu'ils emploient à pénétrer dans l'ombre de la planète ; mais les observations offrent à cet égard de grandes variétés que produisent les différences dans la force des lunettes , dans la vue des observateurs, dans l'état de l'atmosphère, dans la hauteur des satellites sur l'horizon et dans leur distance apparente à Jupiter, enfin dans le changement des hémisphères

4o EXPOSITION

qu'ils nous présentent. La comparaison de l'éclat des satellites est indépendante des quatre premières causes qui ne font qu'altérer proporoiinellement leur lumière; elle peut donc nous éclairer sur le retour des taches que le mouvement de rotation de ces corps doit offrir successivement à la terre, et par conséquent sur ce mouvement lui-même. Herschell , qui s'est occupé de cette recherche délicate , a observé qu'ils se surpassent alternativement en clarté , circonstance très propre à faire jueer du maximum et du minimum de leur lumière; et en comparant ces maxima et miîiima aux positions mutuelles de ces astres , il a reconnu qu'ils tournent sur eux-mêmes comme la lune, dans un temps égal à la durée de leur révolution autour de Jupiter; résultat que Maraldi avait déjà conclu pour le quatrième satellite, des retours d'une même tache observée sur son disque, dans ses passages sur la planète. Le grand éloignement des corps célestes affaiblit les phénomènes que leurs surfaces présentent , au point de les réduire à de très légères variétés de lumière qui échappent à la première vue, et qu'un long exercice dans ce genre d'observations rend sensibles. Mais on ne 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 s'égarer sur les causes dont on les fait dépendre.

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