LIVRE IV

Ecole de Dominique Cassini.

Maraldi I.

Jacqves Philippb M uiAr.ru naquit le ai août i665 , dans le comte de Nice de Fra nçois Maraldi et d'Angela Cassini, soeur de Dominique. En 168^ son oucle l'ayant appelé à Paris, il y conçut presque aussitôt le dessein d'un nouveau catalogue d'étoiles , qui n'a jamais été achevé, mais dont un extrait a paru dans les Epliémérides de Mnufredi. Il aida son oncle dans la prolongation de la méridienne jusqu'à Bourges. Dans un voyage qu'il fit à Rome, il fut consulté par le pape Clément XI, sur quelques question* relatives au calendrier. 11 coopéra avec Bianchini à la construction de la méridienne des Chartreux.

Eu 1718, il «ut part à b prolongation de la méridienne depuis Amiens jusqu'à. Duakerque. Pour achever son catalogue, il ne lui niauquait plus que quelques étoiles, vers le zénit et vers le pôle. Pour les observer, il venait de placer un quart de cercle sur la terrasse de l'Observatoire, où rien ne pouvait gêner la vue; mais il tomba malade et mourut le l« décembre 1729. On peut ClK étonné de ruidiflerencc que tous ses parens et ses confrères a l'Académie ont témoignée pour le travail qu'il laissait imparfait, et auquel il ne manquait plus que quelques étoiles circompolaircs. Maraldi n'imprima rien séparément, et les mémoires de l'Académie seront notre seule ressource pour donner une idée de ses travaux.

Dans le deuxième volume de ce recueil, on voit que Maraldi s'était occupé spécialement des étoiles changeantes et de celles qui ont disparu. Au nombre de ces dernières, il range a et fi du Navire dont nous avons parlé dans !<• livre précèdent.

Ou voit, page 374, qu'il avait laissé un manuscrit des tables des sateHites de Jupiter r une uranomotrie, on description des étoiles avec leors longitudes et leur» lalifcudss, et le catalogue «M publié par Manfredi.

Dans W volume de 170», on le voit paraître, comme coopérâtes de son

»4» ASTRONOMIE AU DlX-HUHiÈME SIÈCLE,

oncle, dans toutes le» observation», et probablement comme principal auteur des calculs de tous le» mémoires présentés par D. Cassini. Il est inutile que nous rappelions ici ces divers écrits, dont nous avons ci-dessus extrait tout ce qu'ils peuvent avoir d'intéressant.

Dans celui de 1703, nous voyons des baùteurs de montagnes, mesurées par le baromètre, en Auvergne et dans les Pyrénées. Elles différent sensiblement des déterminations plus modernes obtenues par differen tes métbodes. Eu 170J, par des observations faites à Clermont et au Mont-d'Or, comparées à celles qu'il avait faites les mêmes jours à l'Observatoire de Paris, Maraldi calcule la différence de pression barométrique entre Clermont , le Mont-d'Or et la mer. On trouve d'autres comparaisons de ce geure en 1706, page 12.

De 1730 a 1735, l'aiguille aimantée parut stationnait^ à i3°i5' de déclinaison. En 1 726 , elle était à i3"45'.

En 1704, il observe le retour d'une tache du Soleil. Il ne doute pas de l'identité, quoique la déclinaison différât de a°. En 1 706 , il expose ses recherches sur les élémens des orbites de Jupiter et de Mars, et particulièrement sur la parallaxe de Mars. Il rapporte des observations de Mars faites au réticule de ^5», dont une moitié était pleine, pour qu'on n'eût aucun besoin d'éclairer les fils. 11 trouve pour la parallaxe de Mars ia"et 34", et, par un milieu, 18"; ou bien s3" pour le temps de l'opposition j ce qui, noas dit-il, saocorde avec les observations de Cassini (qui n'ont jamais paru). Mais ou voit quelle confiance on peut accorder aux observations de ce genre. Plus loin , il trouve 37" pour Mars, et 1 o" pour le Soleil.

11 trouve ensuite a4* '9' pour la rotation deMars, à 1' près, comme Cassini.

11 retrouve une étoile de l'Hydre qui avaitjdisparu; il a soin de déterminer la période de ses variations.

Nous omettons des éclipses de Lune, de Soleil, d'étoiles ou de satellites, qui ne sont accompagnées d'aucun calcul, ou qui n'offrent que de ces remarques qui se trouvent partout; et même un passage de Mercure (1723), duquel il conclut l'inclinaison 7% et le lieu du nœud, iJ"i5'4'j des observations de comètes assez peu précises pour la plupart , que l'on porte sur un glol>e, pour eu déduire les élémens de l'orbite.

En 1707, page a5, il cherche si la découverte de Roëmcr peut s'accorder avec les observations des satellites. Il établit d'une manière exacte les conséquences qui résulteraient du mouvement progressif* 11 avoue que l'hypothèse est ingénieuse, et voici ce qu'il y oppose : a 11 peraU que les hypothèses , qui » ne supposent point cette nouvelle équation , s'accordent précisément avec

MARALDI L 24 r

» les observations, au lieu qu'en introduisant l'équation de la lumière, le » calcul anticiperait de plus de 3'f l'observation m, vers le périhélie et l'aphélie. 11 objecte encore que cette équation devrait être commune à tous les satellites; « mais cette hypothèse n'est pas conforme à un très grand nombre d'observations des autres satellites. » 11 en rapporte quelques-unes. 11 a examiné plusieurs observations du premier et du second satellite, faites les mêmes jours, et il a toujours trouvé leur seconde inégalité fort différente. « 11 paraît donc qu'il y a un grand nombre d'observations qui ne peuvent » s'expliquer par le mouvement de la lumière, quoiqu'il y eu ait quclques- » uni s qui lui paraissent favorables ; et , par conséquent , cette hypothèse » n'est pas sujfisante pour expliquer la seconde inégalité des satellites. AGn » qu'une hypothèse soit bonne, ce n'est pas assez qu'elle s'accorde avec » quelques observations, il faut qu'elle ne répugne pas évidemment aux » autres phénomènes. » Celte vérité est incontestable, mais il faudrait que ia répugnance lut mieux établie. Personne jamais n'a prétendu que l'inégalité de la lumière et l'équation du centre de Jupiter fussent suflisanlcs pour expliquer toutes les irrégularités qu'on observe dans la marche des satellites. Or, toutes les éclipses dont parle Maraldi, ont été employées par nous dans la construction de nos tables; dans toutes, l'équation de la lumière a paru d'une nécessité indispensable. L'incompatibilité était donc chimérique; et si elle a été apparente, c'est qu'elle tenait à d'autres inégalités également réelles, quoique ignorées; elle tenait en partie à une équation empirique, dont la période était de treize mois, et qui, en certains cas, tenait lieu de l'équation de la lumière , qu'elle rendait alors inutile; mais cette compensation ne pouvait toujours durer.

Maraldi se montre ici un peu trop complaisant pour les idées de son oncle, qui parait avoir voulu d'abord être de moitié dans la découverte de Roémer ; mais depuis, il avait obstinément rejeté cette explication , contraire à ses idées et au système Cartésien sur la lumière. Du reste, Maraldi a Pair de se prêter de bonne grâce à une discussion qu'on pourrait tout au plus lui reprocher de n'avoir pas assez approfondie , ou de n'avoir pas su conduire de la manière convenable.

L'historien de l'Académie est plus hardi et plus tranchant. 11 nous dit, page 78, que Cassini ne demeura pas long-temps dans la pensée que lu propagation de la lumière produisit la seconde inégalité; et, au contraire, Roëmer s'attacha à cette hypothèse, et la soutint avec tant de force et de subtilité, qu'il se Ut rendit propre au point qu un grand nombre de philosophes Jstr. au 18' siècle. 3i

a4a ASTRONOMIE AU DIX-HUITIEME SIECLE.

Vont prise de lui. Il en résulte que l'idée reste en propriété à Roè'mer , quand même Cassini aurait eu quelque part à l'invention, puisque loin de l'établir solidement, il la combattit ensuite de toute sa force.

Maraldi avoue que la partie de cette équation, qui dépend du rayon de la Terre, s'accorde assez bien avec les phénomènes ; mais il faudrait qu'il en fût de même de la partie qui dépend de l'excentricité de Jupiter. On peut répondre que la partie qui va bien est quatre fois plus grande que l'autre, laquelle a pu se confondre avec d'autres inégalités encore inconnues. Or, jusque-là , on supposait les orbites circulaires ; on ne leur donnait donc aucune équation du centre. On avait sous les yeux l'exemple dè notre Lune ; et quand on n'aurait voulu donner aux satellites rien qui ressemblât à l'êvection qui suppose une orbite elliptique et une apside, ne pouvait-on pas au moins supposer une inégalité de même genre que la variation, puisque la variation est indépendante de toute apside et de toute excentricité, et que si notre Lune a une variation, chacune des Lunes de Jupiter pourrait en avoir trois. C'était donc une prétention au moins singulière que d'ériger en axiome que les satellites ne pouvaient avoir qu'une inégalité qui leur fût propre, puisque la première ne dépendait que de l'ellipticité de Jupiter.

Dans l'état des choses, la probabilité était encore assez grande en feveur deRoé'mcr; et, en rejetant une équation qui allait bien en nombre d'occurrences, on se mettait dans l'impossibilité de la démêler d'avec les autres inégalités avec lesquelles elle était parfois confondue. C'est d'après les observations dans l'aphélie et le péribélic de Jupiter, que Maraldi veut prouver que l'on gâterait les tables si l'on voulait y introduire l'équation de la lumière.

Lue objection beaucoup plus forte était que l'équation entière devait être commune aux quatre satellites. Or, Maraldi les trouve différentes; on lui répondrait encore qu'elles paraissent différentes , parce qu'il s'y mêle d'autres inégalités inconnues; et , en effet, la théorie des autres satellites était beaucoup moins avancée et moins simple que celle du premier. 11 n'y avait donc qu'un seul moyen d'examiner la question , avec les connaissances que l'on avait alors ; c'était d'admettre hypothétiquement l'équation de la lumière composée de deux termes, l'un dépendant du rayon de la Terre, l'autre de l'excentricité de Jupiter ; il eût même été nécessaire d'y ajouter un troisième terme, proportionnel aux erreurs avérées des élémens elliptiques de Jupiter j car la conjonction vraie du satellite dépend évidemment des lieux jovicentriques du Soleil et du satellite. Mais laissant de côté ce terme peu conuu, il restait à voir si les deux premiers étant employés, on né pourrait pas démêler d'autres inégalités propres aux satellites. Ce parti aurait exigé d'assez

MARALD1 1. aj3 touques reclierclies que, dans ses préventions, Maraldi se sentait peu disposé à entreprendre.

ce II parait donc, nous dit Fontenelle, qu'il faut renoncer, quoique peut" » être à regret, à l'ingénieuse et séduisante hypothèse de la propagation » successive de la lumière, ou du moins à l'unique preuve certaine que l'on » crût en avoir; air une preuve manquée rte rendpas une chose impossible... » A quoi tient-il que nous ne tombions dans de grandes erreurs? Si Jupiter » n'eût eu qu'un satellite, et si son excentricité à l'égard du Soleil eût été » moindre, et ces deux choses étaient fort possibles* , nous nous serions tenus » sûrs que la lumière traversait en i<f l'orbe annuel de la Terre. »

Fontenelle a vécu asscr. pour être à même de réformer ce jugement précipité: mais comme il ne s'occupait d'Astronomie qu'à l'occasion des mémoires dont il avait à rendre compte, et que jamais il n'a fait la moindre attention aux travaux de Newton et dcHalley sur les comètes; qu'il s'en est toujours tenu au grand cercle queCassini prenait pour l'orbite véritable à l'exemple de Tycho et de Mœsllin; il aura négligé de même la découverte de l'aberration , qui confirmait d'une manière si étonnante la découverte de Roëmer. Si souvent il se montre trop français dans son admiration pour Descartes, il aurait pu se permettre de même quelque partialité en faveur d'une idée qui avait pris naissance au sein de l'Académie, dont alors Roémer était membre. 11 est vrai que cette découverte était fortement combattue par l'académicien le plus en crédit.

En 1707, dans une explication des tables du 1" satellite de D. Cassini, il combat cucore le mouvement progressif de la lumière , et donne quelques détails sur la manière suivant laquelle l'auteur avait déterminé son équation empirique. Une remarque plus intéressante était celle qu'il avait faite en 1 707, d'une tache du 1V« satellite. Celte tache se vit sur Jupiter tant que le salcl • lite resta sur cette planète; elle sortit du disque au même endroit où l'on rit f-orlir le satellite; et, quelques minutes après, on revit le satellite hors de Jupiter; maÏB alors, on ne distinguait plus la tache, qui ne faisait que diminuer le diamètre apparent du satellite.

11 vit une tache pareille sur le IIP. Le diamètre de ce satellite employa i3' a sortir du disque, H est fort rare de pouvoir distinguer les satellites sur le diéqnê, parce que leur lumière se confond avec celle de la planète. Les taches ♦les satellites ne peuvent pas toujours s'observer; car il est possible que F hémisphère oà elles se trouvent, ne soit pas alors tourné vers la Terre, et les satellites ne paraissent pas assez grands pour pouvoir distinguer sur leur disque les parties qui sont tachées de celles qui sont lumineuses.

a44 ASTRONOMIE AU DIX-HUITIEME SIÈCLE.

En mai 1 707 , il nous pnrle d'un passage de Mercure qui devait être visible à Paris le 5 mai, suivant Kepler; mais, suivant Halley, il devait finir avant le lever du Soleil; il ne dit rien de ce que donnaient les tables de Cassini. Le temps fut peu favorable; on vit pourtant assez souvent le Soleil, mais sans y rien remarquer , ni le 5 au soir, ni le 6 au matin.

A l'occasion d'un passage de Mars -par la nébuleuse du Cancer, passage qui dura deux jours, on trouve quelques lieux de cette planète, relativement à plusieurs petites étoiles dont l'une est la 40* de Flamsleed. Une conjonction pareille avait été observée i5 ans 11 jours, moins trois beurra et demie auparavant. Pendant l'intervalle Mars avait fait bût révolutions. Ce Mémoire est terminé par une carte où l'on a placé une vingtaine d'étoiles, déterminées à une lunette parallactique. On voit encore que la comète de 1707 suivait h peu près un cercle de latitude. Pour la détermination des élcmens, c'est toujours le même moyen, l'usage du globe.

Maraldi, comme le prouve l'extrait précédent, fut un aide laborieux et très utile pour son oncle, dont il avait adopté tous les principes et toute la doctrine avec une confiance trop entière. 11 observait et calculait tous les pbénomencs qui se présentaient, sans eu tirer jamais de conséquences bien importantes. S'il n'a pas donné plus de suite à son travail sur les étoiles et leurs positions, on peut en inférer que l'oncle ne portait pas un intérêt bien vif à cette branche fondamentale de l'Astronomie, qui ne l'avait jamais occupé lui-môme. L'art des observations , non plus que la science du calcul ne sont redevables à Maraldi d'aucun progrès, du moins qui nous soit connu. Dans ses raisonnemens sur le mouvement de la lumière, on serait tenté de voir le défenseur et l'avocat de son oncle bien plus que le pbilosopbc qui eberebe la vérité.

Maraldi 11 (Jean Dominique).

L'n autre Maraldi, neveu du précédent, était entré à l'Académie en 1731. Son oncle l'avait fait venir à Paris en 1737. Il débuta dans les Mémoires de 1733, par des recbcrcbcs sur le IV* satelUle de Jupiter. 11 remarqua line inégalité qui faisait arriver les éclipses plus tôt que les tables de Cassini : la différence s'élevait à i*5o' ; ce qui nous prouve ce que ces tables étaient alors. 11 trouva , dans la durée des éclipses de ce satellite, des inégalités dont il rapporte des exemples, mais dont il n'a pu démêler la cause. 11 soupçonne uue excentricité, mais si petite qu'elle ne pourrait produire dans la durée de différence au-dessus de 3'. Il croit les nœuds, ou totale-

MARALDI H (Jeas Domiwique). a45

ment immobiles, ou sujets seulement à des oscillations fort petites et fort irrégulières. 11 parait pencher vers un changement dans l'inclinaison ; il se détermine à donner au IV* satellite une équatiou de 55' en temps; mais il croyait l'apside du satellite toujours parallèle à celle de Jupiter, en sorte que l'équation du centre, au moins dans les éclipses , pouvait se réunir à celle de Jupiter. 11 insinue en finissant, que l'excentricité du I" est égale à celle du IV*. L'effet en temps en serait environ 8 ou 9 fois moindre. Il se trompait en ce point : le 1** satellite n'a point d'iuégalité propre qui •<>it si considérable, et malgré toutes mes recherches, je n'ai pu découvrir le moindre vestige d'ellipticité; en sorte que, sensiblement au moins, l'orbite du I" satellite est circulaire, ce qui est peut-être une chose unique dans le système du monde. Bradley , dit-on , avait découvert l'équation du IV* dès l'an 1717, mais il ne la publia qu'en 1749, et la faisait de 5o' seulement. Maraldi avait donc mieux rencontre, puisque selon nos tables , cette équation est de 55' 38". Il annonce dans un autre Mémoire qu'il a trouvé quelques variations dans l'inclinaison du 111* satellite, dont il suppose les nœuds fixes.

En 1734, il trouve que le diamètre du 111* satellite est ^ de celui de Jupiter, les autres en sont à peu près 1,„. 11 a déterminé ces nombres par le temps qu'ils emploient à entrer sur le disque de Jupiter. Il en conclut que les diamètres des satellites sont au moins la moitié du diamètre de la Terre. ISous savons aujourd'hui que le diamètre de la Terre vue du Soleil sous-tend un angle de 1 7",a. Un satellite gros comme la Terre serait vu de nous sous un angle de 3* environ, la moitié serait i",5; tel serait donc à peu près, suivant lui, le diamètre dessatellites vus de la Terre. On croit généralement qu'ils ne passent guères 1". On n'en a peut-être pas de preuve bien sûre.

Par les éclipses des satellites, il trouve la différence des méridiens entre Paris et Greenwich de ç/a3", par un milieu entre les immersions et les émersions; ce qui est un hasard assez remarquable, car en 1786, Maskelync qui pouvait disposer d'un nombre bien plus considérable d'observations de ce genre s'arrêtait à g'3o" comme au résultat le plus probable. Les éclipses de Soleil et d'étoiles ont donné de 18 ou 19 à ai", et les mesures géodésiques 9' a 1" et peut-être une demie.

En 174° 1 U donne un Mémoire sur la durée des éclipses du IIe et IIIe satellite près des limites. 11 y trouvait des variations dont il ne put reconnaître la loi, peut-être parce que dans ces recherches, sa méthode ainsi que celle de ses contemporains , était de considérer chaque inégalité indépendamment de toutes les autres qui peuvent s'y confondre et la modifier : il

M<5 - ASTRONOMIE AU DL\-HLitîÈm SIÈCLE, est \ rai qu'on ne peut guère démêler plusieurs iuégahtés quand on en ignore les périodes diverses, ou ce qui revient au même, les argumens dont elles dépendent. A la fin de ce Mémoire, il parait admettre l'équation de la lumière, contre laquelle toute sa famille était liguée depuis soixante ans. Voilà du moins un caractère indépendant et doué de l'esprit de recherches.

En 1745, il détermine l'inclinaison du 111' satellite par une durée de i*4o'j 2"> la plus courte qu'on eût encore observée et qu'il compare à une durée de 3*35' a". 11 trouve une inclinaison «le 3*i7'9"; il croit qu'elle va en augmentant; car elle surpasse de aa' celle des tables de Cassini. 11 faudrait examiner s'il n'y aurait pas ici quelque reste de préjugé de ranuUe, car on se rappelle que D. Cassini ne donnait guère que a^55'à ces incliuaisons.

En 1750, dans une éclipse du IV» satellite, il trouve les tables de Wargentiu en erreur de 89*. L'erreur de ses propres. tables n'était que i7'3o", parce qu'elles faisaient la durée plus grande. Au reste on sait combien auprès des limites les observations sont incertaines : dans ces recherches on ne voit encore aucune méthode bien sure, puisqu'on ignorait alors l'usage des équations de condition, imaginées vers ce temps par Majer, et qui permettent de corriger plusieurs élémens à la fois.

En 1758, il publia un Mémoire sur les noeuds de ce même satellite. Newton et liradley donnaient à ces nœuds un mouvement annuel de 5', rétrograde comme celui de tons les nœuds connus. Maraldi crut voir que ce nœud avait un mouvement direct. Wargentin avait eu de son côté la môme idée , irtais ne l'avait pas rendue tout-à-fait publique. Maraldi ne trouvait pas d'autre moyen pour concilier les durées des éclipses de ce satellite observées eh divers temps. 11 lo trouve de 5'33" par an, c'est-à-dire presque double dè celui que supposait Wargentin dans ses tables. Par un milieu entre sept déterminations, il trouve l'inclinaison %*3ff&' et s'arrête à a" 56'. Four appuyer ces résultats, il rapporte 6a demi-durées observées des éclipses du IVe satellite. Les erreurs qui passent a' sont— a^i3" — 3'a6"-t-afi3"-f-a'6" -M'a" + a'36" -f- 4/8" + a'5a* — > V— a's3"-f a'3a" — a'aS"-f- 3'4o".

En 1761 , une éclipse dtt IV satellite lui fait craindre que le mouvement qu'il donne aux nœuds ne sôit trOp fort. Il remarque cependant que le satellite était alors dans son apojove, ce qui diminuerait l'erreur de ses élémens. Apparemment que le rayon vecteur du satellite n'entrait pour rien dans sa règle pour les demi-durées. Eu 176a, une autre éclipse le confirme dans l'idée qu'il faut avoir égard aa rayon recteur variable du satellite pour calculer la demi-durée 5 cette notion ne devait pas avoir pour lui la moindre incertitude, puisque l'orbite est elliptique etqu'il eh avaitlui-mènie déterminé

MARALDI II (Jean Domimqce). ifr

l'excen Incité. Eu 1763, il pense que l'inclinaison du III* satellite n'est que de 3° a5' tout au plus, et n'a jamais été de 3*36. 11 donne en preuve l'éclipse du a5 Janvier 1 ^63 qu'il vient d'observer.

Far une observation complète d'une éclipse du II* satellite, en suivant d'ailleurs les élémens de Wargentin, il trouve l'inclinaison a°47'n" : on aurait 30a4'5" par une observation qu'il avait faite en 1740. On avait remarqué depuis long-temps que celte inclinaison est variable. Wargentin loi donnait pour limites 3*47' et 2*39'. H avait reconnu le premier que la variation avait une période qu'il faisait de 3i ans, Maraldi croit qu'il est diûicile d'en bien déterminer la loi (1765). Les observations complètes sont trop rares. Celles de 1714 et 1715 et celles de 1750 et 1751 lui ont fait apercevoir une difiërence qui ne peut être attribuée à la variation périodique. Il trouve une variation de 30' en i3 mois. Par les éclipses de 17 \t\ et 1710, il la trouvait de ao' en 11 mois. De ces remarques qu'il accotn pagne de diverses réflexions, il conclut une libration de io° i3'48" dans le lieu du nœud en trente ans , et une variation de 31*7" dans l'inclinaison.

A la suite de ce mémoire, on en trouve un de Bailly, qui faisait de son côté des recherches pareilles. Bailly s'attache à prouver que l'inclinaison est constante, et que la variation apparente qu'on a conclue des observations, tient au mouvement du nœud. 11 croit que la libration est de 1 a*, et la période de 3o à 3i ans- On ne croyait pas que la théorie pût donner aux nœuds un mouvement direct. Bailly nomme Lalande comme le premier auteur de la remarque; il ajoute que Maraldi est le seul qui ait eu l'idée ingénieuse de concilier les observations , en donnant au nœud un mouvement de io*. H se félicite de s'être rencontré avec son confrère. Quel que soit le premier auteur de cette idée, dont tin Ait honneur à Maraldi d'un commun accord, il est certain que la remarque est une des plus curieuses qu'on ait faites dans cette théorie, sans le secours de L'analyse; et nous dirons que La place . dans sa Théorie des Satellites, a pria cette libration et sa période, comme l'une des données propre* à contribuer à la détermination des nombreuses constantes de cette analyse.

En 1768 , Maraldi a donné un grand mémoire sur le même sujet. On n'y trouve aucune découverte nouvelle, mais les résultats d'un travail immense, entrepris pour avoir les dcmi-duréesplus exactes des éclipses du 11* satellite. Ce mémoire est encore précieux par la totalité des éclipses qu'on a pu se procurer de ce satellite. Elles montent a plus de mille. Celles dans lesquelles an a pu observer l'entrée et la sortie, sont assez rares. 11 est plus rare encore que l'on puisse compter également sur l'immersion et Pémersion , parce que l'une des deux

248 ASTRONOMIE AU DlX-HlttlÈME SIÈCLE.

observations a été faite trop près du disque de Jupiter. Wargentiu a cru qu'il valait mieux combiner les dernières immersions avec les premières émersions. Maraldi reconnaît la bonté du précepte, mais il y met des restrictions qui ne sont plus nécessaires avec la méthode des équations de condition, qui permet de fondre ensemble les résultats d'un grand nombre d'observations dans des circonstances encore suffisamment favorables. Parmi toutes les durées, il ne s'en trouve qu'une seule où l'erreur ait été de 3'5o". Elle est de Bologne en 1668. Aucune autre erreur ne monte à 2' : on n'en voit que 8 où elle ait été au-dessus de i'j le nombre total est de 1 27.

Dans cette liste on ne trouve pas les éclipses d'Hodieroa, quoique Maraldi les ail toutes calculées. 11 croit qu'il peut s'y trouver des fautes d'impression ; mais il serait bien singulier qu'aucune de ces éclipses n'eût été publiée un peu correctement. 11 paraît plus naturel de croire que la lunette était mauvaise, ou que le temps vrai n'avait pas été déterminé avec assez de soin. Après avoir calculé nous-même toutes ces éclipses, pour nos dernières tables, nous avons fini par les rejeter toutes sans aucune exception.

En 1769., on trouve un dernier Mémoire sur rincliuaison de l'orbile du 111* satellite. Suivant la théorie de Bailly , cette inclinaison aurait dù augmenter; au contraire elle a diminué, de sorte que la moitié de la période des variations serait de 66 ans et la période entière de i3a ans.

INous avons omis des observations et des remarques beaucoup moins importantes ou moins sûres. Ainsi , en 1 733, il faisait deux astronomes distincts d'Hipparque Bithynien, qui, dans son commentaire sur Ara tus, ignorait encore le mouvement de précession , et d'Hipparque Rhodien , qui le premier reconnut ce mouvement. Il admet la bonté des observations d'Eudoxe, qui n'a rien observé, et les suppose de l'an 1200 avant notre ère.

En 1736, il propose une méthode pour trouver la hauteur du pôle et la déclinaison de l'étoile tout-à-la-fois et indépendamment de la réfraction. Le moyen est fort simple au moins en théorie. (Fig. 38)

Choisissez une étoile qui passe au zénit Z, et notez l'instant du passage. Quelques heures après, quand elle sera descendue en S, observez exactement l'azimut PZS = PSZ , puisque PS = PZ. Le temps de l'observation donnera l'angle P. Avec les trois angles, vous aurez les trois côtés : PZ et PS donneront la hauteur du pôle et la déclinaison de l'étoile. La réfraction diminuera ZS , mais n'altérera en rien l'azimut Z. Si vous avez de plus observé ZS , vous aurez la réfraction qui convient à la distance apparente observée ZS.

La difficulté est de trouver une étoile qui passe exactement au zénit et

MARALDI II ( jean domimqve). a-fo <jui soit assez brillante pour être observée commodément la nuit, en éclairant Jes fils II demande qu'elle soit au moins de troisième grandeur. Si vous n'en trouvez pas qui réunisse ces deux conditions, choisissez une belle étoile E, mesurez la distance zénitale ZE, avancez dans la direction ZE, jusqu'à ce que l'étoile passe à votre zénit. Alors il n'y aura plus de difficulté, que celle de convertir l'arc ZE en degrés, minutes et secondes, qu'il faudrait ajouter à la latitude du point E, pour avoir celle du point Z. Maraldi n'explique que très vaguement ce moyen ; il prescris simplement de se transporter en un endroit qui ait une belle étoile au zénit. Sa méthode est géométriquement fort exacte; mais elle est plus curieuse qu'utile, et je ne connais aucun astronome qui l'ait employée, pas même l'auteur.

Pour la remplacer , il choisit une étoile qui passe entre le pôle et le zénit. On l'observera dans ses deux digressions; on mesurera l'azimut bien exactement ; le temps donnera l'angle horaire ; l'angle à l'astre sera droit; on aura donc les trois angles, et l'on en déduira la latitude et k déclinaison.

Ou bien encore, on observera du même côté du méridien l'étoile à ses deux passages par le même vertical; on aura un triangle isoscèle, dont on connaîtra l'angle au sommet. On prendra la moitié de cet angle; on l'ajoutera à l'angle horaire de la première observation , ou on le retranchera de l'angle horaire delà seconde; on aura un triangle rectangle, dont on connaîtra les deux angles obliques ; on calculera l'hypoténuse, qui sera le complément de la latitude, et l'on aura ensuite la déclinaison par l'un des deux triangles acutangles. L'auteur avoue qu'on ne pourra guère mesurer l'angle azimutal mieux qu'à 5" près , qui produiront une erreur de ao" sur la hauteur du pôle. 11 reconnaît que la méthode, quoique fort juste en théorie , pourrait être fort défectueuse dans la pratique.

Dans le même volume, il rapporte un passage de Mercure; c'était le huitième qu'on eût observé , et toutes les circonstances étaient favorables. On voyait sur le Soleil plusieurs taches plus grosses que Mercure , mais aucune ne parut aussi noire ni aussi régulièrement ronde. Mercure passa au méridien avec le centre du Soleil. La distance au bord septentrional était de 55". Les méthodes de calcul n'ont rien de remarquable; les observations sont données dans le plusgrand détail. Le diamètre apparent était de 9" 50'", quise réduisent à 6" 4o"' pour la distance moyenne. La parallaxe du Soleil est supposée de 10".

En 1737, la déclinaison de l'aiguille aimantée était de i^'iS'K O.; en i739,dei5°3o'; en 1741, de i5°35' ou 40'.

Au passage de Vénus, en 1761 , Maraldi vit le disque de Vénus 6ur le Soleil, entouré d'une lumière qui finissait insensiblement en jaune. Il attribue Astr. au 18» siècle. 3a

a5o ASTRONOMIE AU DIX-HUITIÈME SIÈCLE.

cette apparence à la fatigue de ses yeux ; car, quelques jours après , il avait

\ u les mêmes couleurs autour de Jupiter, après avoir essayé divers objectifs.

Marakti fat un des premiers en France qui calcula les orbites des comètes suivanlkvéntablesystème.llenfitleprem^essaisurlacomètede ^a^en 1743. Sa parabole donnait des erreurs de 3 à 4'> <T»i variaient assez brusquement , et dont il attribue la moitié aux erreurs de l'observation. Il calcula la comète de 1759 dans l'ellipse, suivant la méthode de La. Caille, son ami. En 1748, la comète avait été deux fois en conjonction avec le Soleil. 11 en détermine la parabole sans nous expliquer sa méthode. Les erreurs vont à 5', et tiennent probablement à Finoertitode des observations.

Quand Godin partit pour le Pérou, il laissa le soin de calculer la Connaissance des Temps à Maraldi, qui en publia vingt-cinq années. Devenu pensionnaire à son tour, il eut pour successeur Lalande, qui donna une forme nouvelle et plus de célébrité à cette éphcmcride. Vers 1770, Maraldi se retira à Périnaldo, heu de sa naissance , et consentit à devenir pensionnaire vétéran, et sa pension fut donnée à Lalande, qui paraît avoir pris avec lui des arrangemens particuliers , pour lui en laisser le revenu.

On a vu que Maraldi fut un astronome laborieux et estimable. Observateur assidu de tous les phénomènes, il ne se contentait pas de les calculer, il cherchaità les faire servir à perfectionner les théories, et son nom sera tonjours cité avec honneur parmi ceux des astronomes qui ont amélioré les tables des satellites.

11 prit grande part avec La Caille et Cassiui aux opérations fondamentales de la carte de F:~.ice; et, dans sa retraite de Périqaldo, il ne cessa d'observer au moins les satellites de Jupiter , qui avaient fait l'occupation favorite de toute sa vie.

A la mort de La Caille, il se cliargea de l'impression du Cetlmn australe, qu'il Ct précéder d'une notice sur la vie et les travaux du grand astronome dont il avait été le confrère et le meilleur ami. Il mourut en novembre 1 788.

Maraldi III (Jacques Philippe).

Un troisième Maraldi nous a donné quelques observations de satellites , faites à Périnaldo , et il avait envoyé son fils à Paris en 1 797 , pour suivre les leçons de Lalande et se former aux observations. Vojr. Bibliographie, page 786.

Cassini 11 (Jacques).

J. Cassini , maître des comptes, élève, coope râleur et successeur de D. Cassini , était né à Paris le 1 8 février 1677. U entra à l'Académie en 1694 ,

CASSlM II (jACQLEs). 3DI

âgé seulement de dix-sept ans. Il est connu princi|>aleinent par son livre de la Grandeur et de la Figure de la Terre, dont on verra dans le volume suivant un extrait très détaillé ; et par ses É le mens cT Astronomie, a la suite desquels il fit paraître les tables, qui, sauf quelques améliorations peutêtre, semblent celles que sou père avait si long-temps promises, et qui n'avaient pas encore paru.

L'auteur de son éloge nous dit qu'il inséra cent cinquante mémoires dans le recueil de l'Académie. Sans avoir vérifié le fait , nous pouvons attester au moins que ces mémoires sont nombreux ; niais plusieurs ne présentent que des observations isolées, sans aucun calcul et sans aucun résultat, et ne sont par conséquent susceptibles d'aucun extrait. En 1697 et 1698, il fit imprimer des observations qu'il avait faites en Flandre, en Hollande et en Angleterre. On y voit une mention du réticule de 45% plus détaillée de beaucoup que celle qui se rencontre dans l'un des ouvrages de son père.

Les remarques publiées par Picard dans son voyage d'Uranibourg, sur les variations annuelles de la Polaire, avaient attiré l'attention des astronomes. Flamsteed s'en était occupé de 1669 à 1697, dans la vue de constater le mouvement annuel de la Terre en déterminant la parallaxe. Dans une lettre, qui se trouve la dernière du tome III des (Buvres de Wallis , il avait en effet annoncé des variations lnen plus considérables et moins exactes que celles de Picard, puisqu'il en conclut une parallaxe de 40" et peut-être de 45". L'idée de parallaxe était en effet la première qui dût se présenter à l'esprit d'un astronome. Picard en avait eu d'abord le soupçon. Il songea ensuite aux variations de l'atmosphère; mais, sans entrer dans plus < l'explication s, il nous déclare qu'il n'a rien trouvé dont il fut satisfait. Par le calcul trigonométrique, J. Cassini prouva très bien en 1699, que la parallaxe produirait des effets très différens. 11 n'eut pas le mérite de trouver l'explication véritable; c'était déjà pourtant quelque ebose que d'avoir à son débnt démontré l'erreur d'un astronome exercé, dont l'assertion aurait pu être adoptée quelque temps sans examen. Il est assex singulier que Flamsteed se soit occupé sept années de cette question , sans jamais la soumettre à un calcul rigoureux.

J. Cassini avait rapporté de Londres des observations de réfractions dans l'air ; en les comparant, en 1 700, avec celles que son père avait faites en Italie, et avec d'autres faites en Suède , il trouva que la puissance réfiractive de l'air, dans Ces trois heux fort différens en latitude , croissait comme les nombres 1,000284 , i,ooo36o, et i,ooo45o; d'où il concluait que plus on approchait du pôle, plus les réfractions devenaient considérables. La conclusion n'était pas tout-à-fàit dépourvue de vraisemblance, mais l'accroissement pouvait

?5a ASTRONOMIE AU DIX-HUITIÈME SIÈCLE.

]>araitre bien rapide. Le voyage au cercle polaire, en 1736, prouva que les réfractions n'y différaient guère de celle de Paris ; et il fut prouvé que l'astronome suédois s'était trompé dans ses observations, et probablement aussi dans ses calculs. Dans le volume de 1 7 1 4, J. Gassini nous dit avoir trouvé à Paris jusqu'à 49' 48" de réfraction horizontale. A 1 7' de hauteur, la réfraction était encore en excès de cj sur celle des tables; cet excès allait diminuant jusqu'à 1 a° de hauteur; après quoi les réfractions étaient moindres que celles des tables. Il y a probablement encore ici quelque erreur.

En 1 70 1 , 1 702 et 1 703 , il observa quelques taches du Soleil ; il en déduisit le heu du pôle en 8S8'-, l'inclinaison, 7«±, et la révolution, 27' 12*21'; mais, pour ces déterminations, il se contentait d'un moyen graphique, qui ne pouvait lui donner au plus que des demi-degrés. 11 soupçonne pourtant que l'inclinaison pourrait être de 8', ce qui est sûrement beaucoup trop; il n'est pas même probable que cet angle soit tout-à-fàitde7#±. C'est encore par la même opération graphique qu'il enseigne à prédire les phénomènes, et la route des taches dans toutes les positions de la Terre ; ce qui peut au moins s'excuser; mais la même opération lui sert à déterminer les élémens de la rotation lunaire; aussi ne donne-t-il encore que des demi-degrés.

Les éclipses de Lune, qu'il rapporte en assez grand nombre, ne présentent que des observations ordinaires , ou tout au plus quelques différences de méridiens qu'il en conclut. On remarque dans l'une de ces éclipses, que le bord de la Lune était si faible , qu'il fut impossible d'en observer le passage au méridien. Quelquefois ces éclipses, comme celles des satellites, lui étaient envoyées de divers pays par les correspoudans de l'Académie, tels que Feuillée, etc.

Dans une éclipse de Lune , il remarque une montagne dont la hauteur est de plus de trois lieues.

Les éclipses de Soleil, de planètes ou d'étoiles, pouvaient servir plus utilement encore aux progrès de la Géographie ; mais chacun de ces phénomènes eût exigé des calculs assez longs.

J. Cassini, au lieu de suivre l'exemple donné par Kepler, emploie constamment la projection orthographique, imaginée aussi par Kepler dans la vue d'abréger les annonces générales qu'il insérait dans ses Ephémérides, pour en déduire la différence des méridiens. 11 est fort douteux que l'opération graphique, qui exige la description et la division de plusieurs ellipses, abrège en effet l'opération ; il est au moins démontré qu'elle ne saurait jamais donner la même exactitude. Pour étendre l'usage de sa méthode aux étoiles et aux planètes, J. Cassini a été obligé d'ajouter quelques dévelop-

CASSUN1 II (Jacqdes). a53 pemens à Ceux qu'il tenait de Dominique. Parmi les éclipses de Soleil sur lesquelles J. Cassini s'est exercé, il s'en trouve une qui était considérable, mais dont les nuages avaient empêché de voir le commencement et la lin. Cassini se sert du petit nombre d'observations qu'il avait pu faire, pour en déduire toutes les autres circonstances. 11 aurait peut-être mieux fait d'en conclure l'instant de la conjonction apparente. Quoi qu'il en soit , c'était là un développement nouveau d'une méthode qui du moins est ingénieuse.

Souvent J. Cassini nous entretient de mesures, soit trigonométriques , soit barométriques , de la hauteur des montagnes. 11 répéta l'expérience de Pascal sur le Puy-de-Dôme. On a depuis traité ce problème d'une manière plus commode et plus rigoureuse. Souvent aussi il est question des marées observées dans plusieurs de nos ports. C'était un soin utile. On est fâché qu'il y mêle trop souvent des idées cartésiennes qui commençaient à être bien surannées, et que parfois même l'auteur ne trouve pas bien parfaitement d'accord avec les phénomènes. Mais les observations restent et pourront servir à des calculs plus certains. 11 remarque pourtant qu'à Brest, pendant une année entière, on s'était réglé sur un cadran solaire qui avançait de 1 7 minutes.

11 est encore un objet important et qui tient de plus près à l'Astronomie proprement dite , et sur lequel l'auteur rev ient plus d'une fois. Les comètes rétrogrades paraissent former une objection bien forte contre le système des tourbillons. 11 semblait assez difficile de concevoir comment un même tourbillon pouvait entraîner, de l'occident à l'orient, Yénus et Mars, et en même temps entraîner une comète dans un sens absolument contraire. Cassini donne une espèce de solution de celle difficulté. Par les deux observations extrêmes du cours de la comète , il mène de la Terre à la comète deux rayons visuels qui se croisent nécessairement , quel que soit le sens dans lequel a paru se mouvoir la comète. Il est toujours possible de lui donner réellement un mouvement direct autour du centre ; il ne s'agit que de porter la route au-dessus ou au-dessous du point d'intersection. Alors le mouvement réel et le mouvement observé se feront dans des sens contraires ou dans le même sens. Il n'y a qu'un inconvénient. Descartes plaçait toutes les comètes au-delà de l'orbe deSaturne ; et pour sauver les apparences, Cassini est oblige souvent de les placer entre le Soleil et la Terre. Cassini renonce par le fait à l'un des principes de Descartes. Il se met encore à son aise en se bornaut à de simples aperçus; il ne calcule pas si, dans les observations intermédiaires, la comète a décrit bien précisément, soit des portions de ligne droite , soit des aires exactement proportionnelles aux temps; souvent il parait supposer uue route recliligne, souvent il suppose une courbe, mais

a54 ASTRONOMIE AU DIX-HUTIÈME SIÈCLE,

jamais il ne dit où est le centre on k ibyer autour duquel s'accomplit le mouvement Une fois cependant il le place dans le Soleil ; quelquefois il le suppose dan» une planète éloignée et invisàbk dont la comète serait un satellite. Une seule fois il eu fait un satellite de fa Terre, parce que , dans tout son cours, la comète a paru parcourir un grand cercle. Ou serait tenté de croire qu'il n'a lu ni Halley ni Newton, s'il ne citait une comète pour laquelle ses principes l'ont conduit à une orbite qui s'accordait avec les observations aussibien que l'orbite rapportée dans les principes mathématiques. Il est vrai que les deux orbites présentaient des erreurs de 10 à ta minâtes.

Ces divers mémoires montrent bien le danger de ces préjugés de famille ou de secte, dont il serait pourtant si facile de se garantir dans les sciences, où l'on ne doit procéder que par des calculs rigoureux. Mais l'école de Cassini en général calcule très peu; eue ramène tout à des constructions graphiques, dont J. Cassiui s'est même dispensé le plus souvent, en traitant cette matière dans le seul but de ne point s'écarter des idées de Dominique et de soutenir le système de Descartes.

Une autre objection faite à ce système, c'est qu'il parait s'accorder mal avec les lois de Kepler. J. Cassini fait tous ses efforts pour écarter cette difficulté; il importe assez peu de savoir par quels moyens et avec quel succès.

Les mémoires de 1714 nous offrent des observations des satellites de Saturne à une lunette de 1 1 4 pieds. Ici J. Cassini se trouve sur son terrain , et nous pouvons nous en rapporter à lui quand il nous dit que la révolution de son premier satellite est de i/ai*i8'a7w; celle du second a^^ji'aa"; celle du troisième 4>ia*a5'ia"; celle du quatrième de i^aa^i'ia"; celle du cinquième de 70/7*47'' D remarque pour la première fois que l'inclinaison de ce satellite est fort différente de celles de l'anneau et des autres satellites.

Il dit aussi quelques mots sur les éclipses de ces satellites , que personne jusqu'ici n'a pu observer. Il donne des moyens trigonométriques pour déterminer la route apparente de ces astres, ce qui peut aider à les trouver et à les reconnaître. Au reste nous avons à présent des formules générales qui ne dépendent que de l'inclinaison et de la longitude du nœud.

Dans un essai, en 1 7 1 7, sur la distance des étoiles, il donne 5" de diamètre à Sirius et lui trouve 6' de parallaxe. Il en conclut que le diamètre de l'étoile est au moins cent fois grand comme celui du Soleil. Mais la conséquence est loin d'être prouvée. Le diamètre n'est pas d'une seconde, pas d'un quart peut-être; il se pourrait que Sirius ne fut pas plus grand que le Soleil. Dans un autre mémoire, en 1 718, il observe que dans une occultation, Aldébaratx a disparu instantanément; d'où il conclut que le diamètre n'est pas de t".

CASSAI 11 (JACQUES). 255 En 1730 1 dans une occultation de >«B, étoile double, il (ait la même remarque; il trouve par l'intervalle des deux immersions au bord obscur, que le diamètre apparent de claque étoile , dans la lunette et tout près de la Lune, était au moins 3o foi* le diamètre réel, qui est excessivement petit et d'une lumière extrêmement vive; il en conclut encore que la Lune n'a pas d'atmosphère sensible; cependant Dominique avait affirmé le contraire.

Dans une occultation de Mars, en 1736, il vit que le demi-diamètre eraployait la" à disparaître, il en conclut que le diamètre de Mars était de i5".

Dans l'éclipsé totale du Soleil eu 1734, on vit Vénus, Mercure, la Chèvre, et quelques étoiles, et autour du Soleil une espèce de couronne de lumière un peu alongée vers l'occident . L'obscurité dura a'16*.

En 1734» J- Cassini proposa un nouveau micromètre universel, composé de 13 Gis parallèles, tendus sur deux règles opposées d'un quadrilatère. On détenu nu; alors par des observa lions l'intervalle de ces fus, quand les angles du quadrilatère sont droits ; mais les angles peuvent varier à volonté. Si les deux angles opposés deviennent aigus , les deux autres sont obtus» l'intervalle entre ces fils devient I sin A; l étant l'intervalle, quand l'angle est droit. On place ce micromètre au foyer d'une lunette. Un quart de cercle extérieur donne l'angle A . Pour mesurer le diamètre d'une planète, on l'enferme entre deux fils parallèles , alors 1 sin A est le diamètre mesuré. Nous ignorons si l'on a trouvé quelque inconvénient à cette construction ; mais nul auteur n'en a parlé. U est possible qu'avec moins de simplicité on lui ait trouvé précisément les mêmes inconvéniens qu'au micromètre lïlairc.

En 1741, il proposait un pendule de compensation qui paraîtrait moins sûr que le compensateur qui est maintenant en usage.

Le livre de la Grandeur et de la Figure de la Terre avait essuyé quelques critiques. J. Cassini répond , eu 173a, à celles de Poleni; sa réplique est sage et modérée, mais elle ne détruit aucune des objections que nous avons faites et qu'on verra dans le volume suivant

En 1735, pour décider si la Terre est spbérique ou aplatie, il propose le moyen suivant : Choisissez uue montagne élevée de laquelle vous aperceviez l'horizon de la mer au nord ou au sud d'une part; et de l'autre dans le premier vertical. Prenez la distance zénitale de ces deux horizons; la Terre sera un sphéroïde, aplati au pôle si l'abaissement dans le plan du méridien est plus grand que dans le vertical, alongé, dans le cas contraire. L'auteur se fait à lui-même une objection fort raisonnable. L'idée serait bonne sans la réfraction terrestre qui peut élever inégalement ces deux horizons : il serait possible qu'à k longue, à force de répéter les observations, on décidât la

a5G ASTRONOMIE AU DIX-HUITIÈME SIÈCLE.

question de l'aplatissement} mais, quant à la quantité précise, il est plus que

probable qu'elle demeurera toujours incertaine.

En 1 73a , on voit que , dans sa prévention en faveur des gnomons, il veut en établir un dans la grande salle de l'Observatoire. Il y fait quelques observations, et donne, pour en déduire la distance du Soleil au zénit, des règles qui nous paraissent moins sûres que la formule qui se trouve dans notre Astronomie, tome I,p. 5a.

t3 et T sont les deux tangentes mesurées sur la méridienne, h la hauteur du centre du trou horizontal qui laisse passer l'image solaire, \ «P est le demi-diamètre solaire, et A la distance du centre au zénit.

Ce gnomon est abandonné depuis long-temps. J. Cassini y trouvait le changement d'obliquité apparente de 37" en 60 ans, ou 45" par siècle} mais dans l'intervalle la nutation avait varié de 9", il n'en reste donc que 18 pour Go ans , ou 5o"par siècle, comme l'a trouvé Ximénez au gnomon de Florence.

En 1734, il résout le problème facile en théorie de rapporter à l'équateur solaire les nœuds et les inclinaisons de toutes les orbites. Ce problème serait fort bon pour un habitant du Soleil, qui rapporterait toutes ses observations à cet équateur ; mais pour nous, il sera toujours inutile et impossible, puisque nous ne pouvons déterminer la position de cet équateur, ni son inclinaison sur notre écliptique, d'une manière assez exacte.

En 1738, il cherche la précession par Arcturus et la trouve de 4g" 49'"- Mais Arcturus a un mouvement propre qui est incontestable. On ne peut déterminer la précession moyenne que par un milieu entre un grand nombre d'étoiles qu'on a lieu de croire à peu près fixes.

Eu 1746 , à l'occasion d'une conjonction de Saturne avec Mars, à la suite d'une conjonction de ces deux planètes avec Jupiter, il fait voir que depuis plusieurs années les tables de Saturne sont en erreur de 10 à ia'. U signale un ralentissement dans le mouvement de cette planète et une accélération dans celui de Jupiter. 11 fait quelques tentatives pour rendre raison de ces dérangemens d'après les principes de Newton. Mais l'analyse de Newton même était insuffisante pour ce problème} on conçoit que celle de J. Cassini n'ait pas plus de succès.

bans cette revue des opuscules de J. Cassini, noua avons réservé pour le dernier un mémoire plus curieux que la plupart des précédens, et dont les résultats ont été confirmes de nos jours. 11 est dans le volume de 1 73a.

CASSINI II (jàcqces). a5;

Il h' agit de la rotation de Vénus. Il commence par le détail circonstancié des observations que Dominique avait faites en 1666 et 1667. On y voit une partie luisante qui se déplace , en suivant d'assez près le cercle terminateur du croissant. IiCai avril 1667, depuis le lever du Soleil jusqu'à l'instant où » hauteur fut de 7% elle avait avancé vers le nord d'une quantité que, d'après la figure, on trouve presque un cinquième du diamètre. Au reste, ou ne voit aucune mesure angulaire, rien de précis, tout est estimé à vue. 11 en est de même des quatre jours suivans. Dominique n'osa rien prononcer pour lors sur des phénomènes qu'on ne peut voir assez long-temps pour les bien constater. 11 crut seulement pouvoir ci dire qu'en moins d'un jour elle (la tache) achève son mouvement de manière qu'en a3 jours à peu près, elle revient environ à la même heure à la même situation sur le disque de Vénus, ce qui ne se fait pas néanmoins sans quelque irrégularité. r> Ce mouvement de la tache luisante sur le disque de Vénus se lait— il par une révolution entière ou seulement par une libration , c'est ce qu'il n'ose encore assurer.

En reprenant ces recherches, J. Cassini trouve, par deux observations, que du ao au ai avril la tache avait employé un peu plus de 2 heures à frire une révolution entière. Par une troisième observation , il trouve la révolution de 2 3 1 Dominique en avait conclu seulement qu'elle n'était pas d'un jour entier. Il ne revit plus depuis ce temps aucune tache assez apparente pour déterminer avec plus d'exactitude le temps de la rotation.

En 1 736 , Dianchini observant Vénus avec des verres de Campani de 70 et 100 palmes romaines, découvrit des taches dont il s'attacha à déterminer le mouvement. Ces taches, une grande et une petite, se voyaient, le 9 février , comme des segmens de cercle dont la corde se confondait avec le cercle terminateur de la partie éclairée. Ces taches se montrèrent les jours suivans avec quelques variations qui pouvaient laisser quelques doutes sur la parfaite identité. Le a6 février, il vit trois taches sous la forme de segmens circulaires ; celle du milieu était la plus grosse. Le 5 mars , U crut revoir les deux taches qu'il avait vues le 9 février. Elles semblèrent être revenues à la même situation j seulement elles étaient moins grandes. 11 en conclut une révolution de a4> 81 du septentrion vers le midi. 11 trouva de plus que le pôle de cette rotation répondait à io* ao», et qu'U était élevé de i5p sur l'écliptique. Enfin que l'axe conservait son parallélisme.

Pour appuyer cette hypothèse, Biancliini rapporte ses observations du a6 février faites avec un objectif de 88 palmes. Ayant dirigé sa lunette à Vénus , vers le coucher du Soleil à 5* a5', il l'observa jusqu'à 6* 1 5' que Vénus lui fut cachée par le palais Barberini. A 8*4°'> ayant transporté sa lunette dans Asir. au i& siècle. 33

Je palais, il observa les taches de Vernis jusqu'à 9* dans la même situation où il les avait vues à 5'i, sans qu'on pût y apercevoir aucun changement sensible. Or, 3* font le huitième de la révolution supposée par D.Cassini ; et leur déplacement aurait dû être d'environ 5o*. L'objection parait embarrassante. J. Cassini fait remarquer que l'observation avait été interrompue près de trous heures, et qu'ainsi l'identité n'est nullement prouvée. Ce qui la rend plus douteuse encore, ce sont les variations que les taches avaient présentées dans les observations des jours intermédiaires. 11 calcule ensuite que la révolution de 2Z1 j nécessaires pour expliquer les observations de D. Cassini , rend également raison des observations de Bianchini, au lieu que la période de a/r* 8* ne s'accorde qu'avec ces dernières. La réponse nous paraît satisfaisante ; elle n'est pourtant pas une démonstration rigoureuse. De part ni d'autre il n'existe aucune mesure assez précise, ni d'inslans fixés avec assez, d'exactitude pour qu'il ne reste aucun doute. D'ailleurs on peut être surpris que Bianchini n'ait fait aucune tentative pour trouver à Rome un emplacement assez libre pour suivre Vénus sans aucune interruption depuis le coucher du Soleil jusqu'à celui de la planète, qu'il aurait suivie sans la perdre un instant de vue pendant plus de 4*9 qui sont plus qu'un sixième de la révolution, ce qui lui aurait donné 60* de mouvement ou plus du tiers du disque apparent, dans l'idée de Cassini, au lieu de f£| = $£ = 2°j qu'il de\ ail avoir daus son hypothèse de af. Or, a°x sur moins de 1 8o« sont £ environ ; il n'eût pas été possible de confondre ^ avec j, l'extrême différence entre les deux hypothèses aurait dû rendre Bianchini moins confiant.

J. Cassini répond ensuite à quelques objections peu importantes du jésuite Melchior de Briga , et termine son mémoire en nous apprenant que malgré tous ses efforts et avec les plus grandes lunettes, il lui a été impossible à Paris de trouver sur le disque de Vénus aucun point assez remarquable pour décider la question ; mais il persiste, en attendant un plus mur examen, à croire que la rotation est de a3*ao'.

En 1788 et dans les années suivantes, Schroëter, avec des télescopes de diverses grandeurs, a suivi Vénus avec beaucoup de soin, sans avoir pu jamais découvrir les taches observées soit par D. Cassini, soit par Bianchini. Il donne les figures de toutes celles qu'il a pu découvrir; il ajoute la date d« ses observations, après quoi il copie les figures principales de Cassini et de Bianchini, et quoique les taches qu'il a vues lui-même fussent moins seusibles, il croit pouvoir en tirer des résultats qui se rapprochent beaucoup de ceux de Cassini. Il trouve ainsi, page 1 1, environ 24*; puis entre a3 et a4*, et en lin 23* :?8'. 11 se range donc sans hésiter à l'avis de J. Cassini.

CASSINI II (jacqcis). 3% En poursuivant ces recherches en 1789 avec un télescope de Herschel de sept pieds, qu'il faisait grossir jusqu'à 370 fois, il remarqua que la corne australe était obtuse et arrondie, et qu'un peu plus loin , dans la partie obscure on apercev ait au bord du disque vin petit point lumineux. Il le prit pour une montagne dont la bauteur doit être de i6oaiT suivant son calcul. Quelques jours après , les deux cornes parurent égales; bientôt la corne sud parut plus longue. D'observations de ce genre long-temps répétées, il conclut que le globe de Vénus, comme celui delà Lune, offre des montagnes etd'autres inégalités plus considérables que celles de la Terre : il arrive enfin , par les réapparitions de la montagne, à ce résultat , que le temps de la rotation de Vénus est de a3*2o'5<)",4 Par des intervalles très différens depuis 35 révolutions jusqu'à 747- 11 suppose donc a3*3i' en nombre rond , et celte quantité doit être censée suffisamment bien connue, mieux même qu'il n'était absolument nécessaire; car celte révolution n'est qu'une chose curieuse dont jamais l'Astronomie pratique ne fera le moindre usage.

Le même auteur nous a donné par des moyens analogues la rotation de Mercure de a4*a' à a4*4'> et en dernier lieu a4*5'3o". L'angle de l'axe avec l'écliptique i5° environ comme pour Vénus, l'almospbère à peu près de même.

Pour Mars, D. Cassini trouvait a4*4°'j Maraldi 34*39'; Herscltel 34l39 'a iM|; l'inclinaison de l'axe à l'écliptique 59°4a' et celle de l'équateur de 3o°i8' par conséquent.

Pour Jupiter, Cassini et Maraldi font la rotation de 9*5i' ou 56'; Herschel de 9*5i'46"; Schroëter 9*55'33". Ils faisaient l'inclinaison de l'équateur de a à 3*. Par les éclipses des satellites j'ai trouvé 3*ia'a4".

Pour Saturne, Herschcl a trouvé 10* et quelques minutes. Laplace a trouvé , par la théorie , la même chose à très peu près pour l'anneau.

On ignorera probablement toujours les temps des rotations d'Uranus, de Gérés, de Pallas, de Junon et de Vesta. L'analogie nous autorise à croire qu'elles tournent sur leur axe, comme les six autres planètes, comme le Soleil et comme la Lune.

Schroëter s'occupe avec la même constance des crépuscules de Vénus, qui n'offrent pas un intérêt plus direct. Il lui trouve une atmosphère plus sensible de beaucoup que celle de la Lune, et presque aussi forte que celle do la Terre, puisque la réfraction horizontale lui paraît de 5o'34". C'est encore un point assez indiflerent. L'atmosphère de Vénus pourrait se rendre sensible dans les occultations des étoiles par Vénus; mais ces phénomènes sont rares. Quelques astronomes ont cru l'entrevoir dans les passages sur le

Soleil ; Mcssicr a cru voir une fois celle de Mercure, mais l'existence de ces

deux atmosphères est encore assez incertaine.

L'ouvrage où Schroëter a donné ces recherches curieuses est intitulé Jphrodilographische. Fragmente (description de Vénus); Helmstadt, 1796.

Celui de Bianchiniestintitulé//< spt v it H Phosphorinovaphœnomena, 1728. Ce dernier ouvrage, assez prolixe et très peu substantiel, est curieux principalement par les figures des taches de Vénus et par celles des grandes luneltes de Campani.

Elémens d'Astronomie. Paria, imprimerie royale, 1740. a vol. in- if.

La préface commence par une histoire de l'Astronomie, où l'on retrouve plus d'un préjugé de famille; mais on y reconnaît enfin le mouvement de la lumière. Après quelques définitions, J. Cassini expose brièvement les trois systèmes sans se déclarer bien formellement pour aucun des trois; seulement il avoue les avantages du système de Copernic, amélioré par Répler. Il donne deux méthodes pour les réfractions; la première est celle des hauteurs et des angles horaires; la seconde est celle de Répler qui suppose deux hauteurs et deux réfractions. Il manquait à Kepler la connaissance du théorème de Snellius; mais avec ce secours, et en suivant du reste la marche de Kepler, D. Cassini était parvenu à donner une théorie plus satisfaisante et plus exacte , et qui le serait encore plus si en la composant il n'avait donné au Soleil une parallaxe beaucoup trop forte. Nous n'avons aucun renseignement sur la manière dont Cassini avait pu se procurer ses deux réfractions fondamentales. Son gnomon aurait pu lui donner celle de \ 5*, mais il n'a pu lui donner celle de io*, ni la réfraction horizontale. Quoi qu'il en soit, celte table, du moins la première des trois, et les moyens qu'il a donnés pour la construire, sont, à notre avis, un de ses plus beaux titres de gloire. Nous a\ons développé celte théorie au tome I, page 297, de notre Astronomie : J. Cassini n'en dit ici que quelques mois en passant.

11 donne de même deux méthodes pour la parallaxe. La première est celle qui suppose deux observateurs sous le même méridien, mais à des latitudes fui t différentes, et qui au même instant observent le même astre. La seconde est celle des ascensions droites indiquée pour la première fois par D. Cassini

Aprèsces détails préliminaires, l'auteur passe, Livrel, aux étoiles fixes. Par les hauteurs circompolaires, on détermine à la fois la hauteur du pôle, celle de l'équateur et la déclinaison; après quoi, les hauteurs méridiennes font connaître la déclinaison de chaque étoile en particulier ; les hauteurs correspond

CASS1NI II (jacques). 261 danlcs font connaître les passages au méridien, les différences d'ascension droite, et règlent la pendule. On reconnaît ici la méthode de Picard. On a ensuite les ascensions droites absolues par le Soleil. Tout cela était bien connu, mais ne pouvait être omis dans un traité élémentaire.

L'auteur passe aux constellations , aux divers catalogues d'étoiles , et à l'histoire de la précession. Il donne encore 5" de diamètre à Sirius, malgré les remarques judicieuses qu'il avait faites en 17 18 et 17210 sur les diamètres (l'Aldébaran et de y de la Vierge. 11 démontre les règles qu'il avait données pour les parallaxes de latitude, de déclinaison et d'ascension droite. Il renvoie, pour plus de détail, au Traité de Manfredi. On trouvera des formules plus faciles et plus générales au tomel de notre Astronomie, page 35a. 11 donne avec beaucoup de détail tout ce qu'on savait alors des étoiles nouvelles ou changeantes et des nébuleuses.

Livre II. du Soleil. L'auteur se montre Copernicien , mais timide et circonspect. 11 commence par les taches du Soleil, et prouve qu'elles sont adhérentes au corps de l'astre. Pour en déterminer les positions, il trace la figure du disque; il y place l'écliptique, l'équateur ou le parallèle du Soleil. Il prend au méridien ou au réticule de 45*, les différences d'ascension droite et de déclinaison entre la tache et les hords du Soleil. Dans toute cette doctrine , on ne voit que des opérations graphiques. On aura donc chaque jour la position de la tache sur le disque; pour déterminer la position de l'axe et son inclinaison, il distingue plusieurs cas. Si la route de la tache est recliligne, on ajoutera 3' à la longitude du Soleil, ou on les en retranchera , pour avoir la situation des deux pôles. Le parallèle de la tache donne l'inclinaison. Si la roule est elliptique , et que le diamètre soit dans le plan de l'écliptique, on aura les deux axes. Le premier sera ce diamètre, et le second lui sera perpendiculaire. Parallèlement au grand axe, on mènera une tangente à l'extrémité du petit axe. A partir des deux points où celte tangente coupera la circonférence du disque, on prendra des arcs de 90*. Par les extrémités de ces deux arcs, on mènera une corde qui marquera le heu du pôle sur le prolongement du petit axe. Le heu du pôle sera le même que celui du Soleil. L'autre pôle sera 6' plus loin.

Dans les autres cas , le problème se complique ; mais toujours on se borne à des opérations graphiques. Nous aurions supprimé ces détails, qui ne sont pas nouveaux, s'ils ne confirmaient l'idée où nous sommes que jamais D. Cassiui et son école n'ont employé que la règle et le compas pour tous les problèmes de ce genre. On ajoute à la vérité qu'on peut appliquer le calcul trigonomélrique à ces constructions; c'est par les mêmes procédés

qu'on prédit les phénomènes et qu'on trace en tout temps la route des taches, quoique dans tous les cas les formules trigonométriques donnent plus d'exactitude, jointe à plus de facilité.

On détermine ensuite le temps de la révolution apparente, en observant le retour d'une tache au même cercle de déclinaison. C'est ici que le calcul aurait un avantage incontestable ; car rien n'est plus rare que le retour d'une tache après une ou plusieurs révolutions, et alors même ce retour ne se détermine pas avec une extrême précision.

De la révolution apparente 37* 1 3*30', on tire par une règle de trois la révolution vraie ou le temps de la rotation s5> 14*8', quantité que nous croyons trop forte de plusieurs heures j mais nous avertirons que de plus de 3o taches différentes , dont nous avons fait le calcul rigoureux , jamais nous n'avons pu obtenir deux fois les mêmes élémens. Nous croyons le temps do la rotation de a5 jours et quelques minutes. J. Cassini nous donne en passant les deux nombres ci-dessus, sur lesquels jamais Dominique n'a varié, ce qui est pour nous une autre preuve qu'il n'y a jamais fait une attention bien sérieuse, et ce qui pourtant les a fait adopter si long-temps, avec une confiance que rien ne justifiait à la vérité, mais qui n'avait pas d'inconvénient bien réel.

Par les observations continuées pendant 66 ans à l'Observatoire de Paris , J. Cassini nous assure que la diminution d'obliquité a paru de 3o"; ce qui ferait 45" pour 100 ans, et n'est ps bien loin de la vérité. Par ces observations comparées à celles d'Eratosthène, on trouve plus loin 70". On rapporte les opinions des plus célèbres astronomes; on y trouve beaucoup d'incertitudes , qui tiennent à la grossièreté des observations. On remarquera que, dans ces recherclies, l'auteur ne fait pas la moindre mention des effets de la nutation.

Pour trouver le mouvement du Soleil , on emploie les déclinaisons observées chaque jour au méridiennes amplitudes ortives etoccases, l'heure du le\er et du coucher , les azimuts, et enfin , les différences d'ascension droite entre le Soleil et les étoiles. On se contente d'exposer les différentes méthodes , sans dire un seul mot qui en puisse fixer le degré d'exactitude. Le diamètre du Soleil se conclut des hauteurs méridiennes des deux bords, de la durée du passage au fil horaire , ou bien se mesure avec le micromètre filaire. Nous voyons qu'en 1733, on avait placé un quart de cercle de 6 pieds dans le cabinet de la tour orientale de l'Observatoire , où il se voyait encore il y a quelques années.

On fait le diamètre périgée. . . 3a' 37"4 ; suivant Louville. . . 3a' 37"4 , apogée. .. 3i.3a.4 3i .33.8.