IV. sat

Les durées des révolutions synodiques des satellites , ou les intervalles des retours de leurs conjonctions moyennes à Jupiter , sont faciles à conclure des durées de leurs révolutions sidérales , et de celle de la révolution de Jupiter. En comparant leurs moyennes distances, aux durées de leurs révolutions ; on observe entre ces quantités , le beau rapport que nous avons vu exister entre les durées des révolutions des planètes et leurs moyennes distances au soleil ,• c'est-à-dire que les carrés des temps des révolutions sidérales des satellites , sont entre eux comme les cubes de leurs moyennes distances au centre de Jupiter.

i3o EXPOSITION

Les fréquentes éclipses des satellites ont fourni aux astronomes , le moyen de suivre leurs mouvemens, avec une précision que l'on ne peut pas attendre de l'observation de leur distance angulaire à Jupiter. Elles ont fait connaître les résultats suivans :

L'ellipticité de l'orbe du premier satellite est insensible : son plan coïncide à très peu près avec celui de l'équateur de Jupiter, dont l'inclinaison à l'orbe de cette planète est de 4°,4552.

L'ellipticité de l'orbe du second satellite est pareillement insensible : son inclinaison sur l'orbe de Jupiter est variable , ainsi que la position de ses nœuds. Toutes ces variations sont représentées à peu près, en supposant l'orbe du satellite , incliné d'environ 5 162" à l'équateur de Jupiter , et en donnant à ses nœuds sur ce plan , un mouvement rétrograde dont la période est de trente années juliennes.

On observe une petite ellipticité dans l'orbe du troisième satellite : l'extrémité de son grand axe , la "plus voisine de Jupiter , et que l'on nomme pérîjoi>e^ avm moJuVemfent direct, mais variable ; l'excentricité de l'orbe est également assujettie à des variations très sensibles. Vers la fin du dernier siècle , l'équation du centre était à son maximum , et s'élevait à peu près à 2458" : elle a ensuite diminué, et vei's 1777, elle était à son minimum et d'environ 949". L'inclinaison de l'orbe de ce satellite sur celui de Jupiter , et la position de ses nœuds sont variables : on représente à peu près toutes ces variations , en supposant l'orbe incliné d'environ 2284" sur l'équateur de Jupiter, et en donnant à ses nœuds , un mouvement rétrograde sur le plan de cet équateur , dans une période de 142 ans. Cependant, les astronomes qui ont déterminé par les éclipses de ce satellite , l'inclinaison de l'équateur de Jupiter sur le plan de son orbite , l'ont trouvée constamment de neuf ou dix minutes, plus petite que par les éclipses du premier et du second satellite.

L'orbe du quatrième a une ellipticité très sensible : son périjove a Un mouvement annuel direct d'environ jÇ)5g". Cet orbe est incliné de '2°, 7 environ à l'orbe de Jupiter. C'est en vertu de cette inclinaison, que le quatrième satellite passe souvent derrière la planète , relativement au soleil, sans être éclipsé. Depuis la découverte des satellites, jusqu'en i yôo , l'inclinaison a paru constante , et le mouvement annuel des nœuds sur l'orbite de Jupiter , a été direct et de 788". Mais

DU SYSTEME DU MONDE. i5i

depuis 1 760 , riiicliiiaison a augmenté et le mouvemewt des noeuds a diminué , de quantités sensibles. Nous reviendrons sur toutes ces variations, quand nous en développerons la cause.

Indépendamment de ces variations , les satellites sont assujettis à des inégalités qui troublent leurs mouvemens elliptiques , et qui rendent leur théorie fort compliquée. Elles sont principalement sensibles dans les trois premiers satellites dont les mouvemens offrent des rapports très remarquables.

En comparant les temps de leurs révolutions , on voit que celui de la révolution du premier satellite , n'est qu'environ la moitié de la durée de la révolution du second , 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, le moyen mouvement du premier satellite , plus deux fois celui du troisième , serait rigoureusement égal à trois fois le mojen mouvement du second satellite. Mais cette égalité est incomparablement plus approchée que la progression elle-même ; en sorte que l'on est porté à la regarder comme rigom'euse, et à rejeter sur les erreurs des observations , les quantités très petites dont elle s'en écarte : on peut au moins affirmer qu'elle subsistera pendant une longue suite de siècles.

Un résultat non moins singulier, et que les observations donnent avec la même précision , est 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 ; car le mouvement synodique d'un satellite , n'étant que l'excès de son mouvement sidéral sur celui de la planète ; si l'on substitue dans les résultats précédens , les mouvemens synodiques , aux mouvemens sidéraux , le moyen mouvement de Jupiter disparait, et ces résultats restent les mêmes. Il suit de là que d'ici à un très grand nombre d'années au moins , les trois premiers satellites de Jupiter ne seront point éclipsés à la fois ; mais dans les éclipses simultanées du second et du troisième , le premier sera toujours en conjonction avec Jupiter : il sera toujours eii

opposition, dans les éclipses simultanées du soleil, produites sur Jupiter, par les deux autres satellites. . pioauues sur

Les périodes et les lois des principales inégalités de ces satellites sont les mêmes. L'inégalité du premier avance ou retarde seslt ' de 22y',5 en temps, dans son nu,xi,man. En comparant sa ma vv!

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DU SYSTEME DU MONDE. i35

qui, d'après les moyens mouvemens synodiques des deux satellites, est de 4371,6592 ; elle est ainsi déterminée avec une plus grande précision, que par l'observation directe.

L'inégalité du second satellite suit une loi semblable à celle du premier , avec cette difiérence , qu'elle est constamment de signe contraire. Elle avance ou retarde les éclipses, de io5g",2 en temps, dans son maximum. En la comparant aux positions respectives des deux satellites j on observe qu'elle disparaît,^ lorsqu'ils sont à la fois, en opposition au soleil ; qu'elle retarde ensuite de plus en plus les éclipses du second, jusqu'à ce que les deux satellites soient éloignés entre eux de cent degrés , à l'instant de ces phénomènes ; que ce retard diminue et redevient nul , lorsque la distance mutuelle des deux satellites est de deux cents degrés; enfin, qu'au-delà de ce terme, les éclipses avancent de la même manière dont elles avaient précédemment retardé. On a conclu de ces observations , qu'il existe dans le mouvement du second satellite, une inégalité de 1 1920^,7 de degré dans son maximum, et qui est proportionnelle et affectée d'un signe contraire, au sinus de l'excès de la longitude moyenne du premier satellite, sur celle du second, excès égal à la différence des moyens mouvemens synodiques des deux satellites.

Si tous deux partent ensemble de leur opposition moyenne au soleil, le second sera dans son opposition moyenne, à chaque circonférence qu'il décrira en vertu de son moyen mouvement synodique. Si l'on conçoit , comme précédemment , un astre dont le mouvement angulaire soit égal à l'excès du moyen mouvement synodique du premier satellite , sur deux fois celui du second ; alors la différence des moyens mouvemens synodiques des deux satellites , sera dans les éclipses du second , égale à un multiple de la circonférence , plus au mouvement de l'astre fictif ; l'inégalité du second satellite sera donc dans ses éclipses, proportionnelle au sinus du mouvement de cet astre fictif. On voit ainsi la raison pour laquelle la période et la loi de cette inégalité sont les mêmes que celles de l'inégalité du premier satellite.

L'influence du premier satellite , sur l'inégalité du second est très vraisemblable. Mais si le troisième produit dans le mouvement du second , une inégalité pareille à celle que le second semble produire

i34 EXPOSITION

dans le mouvement du premier , c'est-à-dire proportionnelle au sinus du double de la différence des longitudes moyennes du second et du troisième satellite ; cette nouvelle inégalité se confondra avec celle qui est due au premier satellite ; car en vertu du rapport qu'ont entre elles , les longitudes moyennes des trois premiers satellites , et que nous avons exposé ci-dessus , la différence des longitudes moyennes des deux premiers satellites , est égale à la demi-circonférence plus au double de la différence des longitudes moyennes du second et du troisième satellite , en sorte que le sinus de la première différence , est le même que le sinus du double de la seconde différence, mais avec un signe contraire. L'inégalité produite par le troisième satellite, dans le mouvement du second , aurait ainsi le même signe et suivrait la même loi que l'inégalité observée dans ce mouvement ; il est donc fort probable que cette inégalité est le résultat de deux inégalités dépendantes du premier et du troisième satellite. Si par la suite des siècles , le rapport précédent entre les longitudes moyennes de ces trois satellites , cessait d'avoir lieu j ces deux inégalités maintenant confondues se sépareraient , et l'on pourrait déterminer par les observations , leur valeur respective. Mais on a vu que ce rapport doit subsister pendant très long-temps , et nous verrons dans le quatrième livre, qu'il est rigom-eux.

Enfin, l'inégalité relative au troisième satellite dans ses éclipses , comparée aux positions respectives du second et du troisième , offre les mêmes rapports que l'inégalité du second , comparée aux positions respectives des deux premiers satellites. Il existe donc dans le mouvement du troisième satellite, une inégalité proportionnelle au sinus de l'excès de la longitude moyenne du second sateUite , sur celle du troisième , inégalité qui dans son maximum est de 808" de degré. Si l'on conçoit un astre dont le mouvement angulaire soit égal à l'excès du moyen mouvement synodique du second satellite , sur le double du moyen mouvement synodique du troisième; l'inégalité du troisième satellite, sera dans ses éclipses, proportionnelle au sinus du mouvement de cet astre fictif; or, en vertu du rapport qui existe entre les longitudes moyennes des trois satellites , le sinus de ce mouvement est , au signe près , le même que celui du mouvement du premier astre fictif que nous avons considéré. Ainsi l'inégalité du troisième satellite dans ses

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éclipses , a la même période et stiit les mêmes lois, que les ine'galite's des deux premiers satellites. »

Telle est la marche des principales inégalités des trois premiers satellites de Jupiter, que Bradley avait entrevues , et que Vargentin a exposées^ ensuite dans un gi'and jour. Leur correspondance et celle des moyens mouvemens et des longitudes moyennes de ces satellites, semblent faire un système à part, de ces trois coi'ps animés selon toute apparence , par des forces communes , sources de leurs communs rapports.

Considérons présentement les satellites de Saturne. Si nous prenons pour unité, le demi-diamètre de l'équateur de cette planète, vu de sa moyenne distance au soleil, et supposé de 25"; les distances moyennes des satellites à son centre , et les durées de leurs révolutions sidérales sont :

Distances moyennes. Durées.

1 3,35i oi ,9427 1

II 4>5of^ ^ ,57024