PAR LES ÉGI.IPSES DES SATELLITES DE JUPITER

Les Anciens ne croyaient pas qne la lumière mette un temps quelconque, si petit qu'il soit, à se transmettre de la source au corps qu'elle éclaire, du point lumineux à l'œil. Cette transmission était, pour eux, instantanée.

Bacon est le premier, parmi les modernes, qui ait émis rhypothùse que la vitesse de propagation de la lumière n'est pas infinie, et Galilée le premier qui ail essayé de déterminer celte vitesse par l'expérience.

Voici comment ce dernier opé- ^ (c cJb

l'ail : Deux observateurs, munis l^^îi —

chacun d'une lampe, se pos- '"

taienl la nuit à une distance de Fijr. 19. -Expériences de Galilée. Prcmi^^

essui (le mesure de la vitesse de la

2000 mètres environ. 11 était lumière.

convenu que l'un d'eux masquerait sa lumière par un écran, que l'autre en ferait autant pour la sienne, au moment précis où il verrait la première lumière disparaître (fig. 19). Il est clair que si le premier obser\ateur avait pu noter un intervalle de temps mesurable entre l'instant où il couvrait sa lampe et l'instant où il s'apercevait de la disparition de la seconde, cet intervalle eût été double du temps que la lumière met à parcourir la distance qui

séparait en ligne droite les deux stations. Or il ne leur fut pas possible de reconnaître, de saisir aucune différence de temps entre les deux phénomènes : les deux lumières parurent toujours s'éteindre au môme instant. Répétées par des physiciens de l'Académie del Cimento pour des distances triples de la première, les expériences imaginées par Galilée restèrent infructueuses.

Descartes, qui avait, sur la nature de la lumière, des idées toutes particulières, pensait que sa transmission est absolument instantanée. Considérant les sources lumineuses comme le siège d'une agitation qui se transmettait à distance par l'intermédiaire de corpuscules durs et contigus, il comparait le mouvement de la lumière à celui d'un bâton dont l'une des extrémités se meut au même moment que l'on pousse ou que l'on tire l'autre*. Pour lui, la vitesse de la lumière était donc infinie. Il croyait trouver la confirmation de ses idées à ce sujet dans un phénomène astronomique où rinflucnce de la propagation successive de la lumière aurait dû se faire sentir si elle était réelle. Ce phénomène est celui des éclipses de Lune.

On sait qu'il y a éclii)sc de Lune, lorsciuc, à l'époque de l'opposition ou de la pleine Lune, les centres des trois astres se trouvent en ligne droite. En d'autres termes, les longitudes du Soleil et de la Lune doivent à ce moment différer de 180 degrés, comme l'indique la figure 20. Mais si la lumière met un temps t à franchir la distance TL, l'observateur ne verra la Lune en opposition que t secondes après son passage véritable en L. Elle sera donc déjà en L\ et Uescartes en concluait que, de la Terre, on verrait la Lune éclipsée en un point du ciel qui ne serait plus diamétralement opposé au Soleil. Comme l'observation ne permettait de constater rien de pareil, il en concluait que la lumière a une vitesse infinie ou se transmet instantanément.

i. n est bon de faire remarquer que le fait même de Tinstantanéité du mouvement du bâton à l'un et h l'autre de ses bouts, fait qui sert U Descaries de terme de comparaison^ n'est point exact. Dès que le corps solide qu'on soumet à une pression ou à une traction, a une longueur suffisante, on constate que le mouvement met un temps fort appréciable k se propager d'une extrémité à l'autre.

Uuygens répondit à cet argument de Descartes en faisant remarquer que la distance de la Lune à la Terre est trop petite pour que le relard du commencement ou de la fin d'une éclipse soit appréciable avec nos moyens d'observation. Mais il faut ajouter, a?ec tout le respect dû à de grands noms et aux savants qui ont reproduit l'objection et la réponse, que ni l'une ni l'autre ne sont fondées. En effet, dans le phénomène des éclipses, comme dans tous les autres phénomènes lunaires, la transmission successive de la lumière n'intervient pas, comme le pensait Descaries; elle est cause seulement d'un relard (conslanl pour une même dislance) dans l'observation du phénomène; mais ce dernier apparaît toujours dans la direction vraie oii il a eu lieu, si Ton considère la Terre comme immobile; et si elle est mobile, la dévialion (qui est l'aberration) dépend de la vitesse de la Terre, non de la distaïicc de l'objet observé. *

• . '1 '4 n f^'e-20. — Positions relatives du Soleil, de la Terre

La question en était la et de la Lune au moment d'une éclipse.

encore , c'esl-à-dire indécise, en 1675, quand un astronome danois Rœmer, appelé à l'Observatoire de Paris par Picard, eut l'occasion de comparer entre elles de nombreuses observations des salclliles de Jupiter. Il fiil frappé, en examinant et en discutant les écli|)ses du premier satellite, c'esl-à-dire du plus rapproché de la planète, de trouver des différences entre les intervalles séparant ces éclipses successives, différences qui étaient tantôt dans un sens, tantôt dans un autre, et ne pouvaient s'expliquer d'ailleurs par aucune inégalité du mouvement du satellite. Rœmer Til aussitôt que la cause de ces apparentes anomalies provenait du changement de dislance entre la Terre et Jupiter, et du temps que la lumière mettait à parcourir ces dislances inégales* Voici en quels termes la découverte de Tastro-

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nome danois est racontée dans VHistoire de VAcadémie de 1676 :

a Les révolutions du premier satellite de Jupiter étant très exactement calculées, et en très grand nombre, et par conséquent toutes ses éclipses causées par Tombre de Jupiter, il se trouvait toujours qu'en certains temps il sortait de Tombre quelques minutes plus tard, et dans d'autres plus tôt qu'il n'aurait dû faire, et Ton ne voyait aucun principe de celle variation. En comparant ces temps les uns aux autres, M. Roemer vit que le salellilc sortait plus tard de l'ombre justement quand la Terre par son mouvement annuel s'éloignait de Jupiter, et plus tôt quand elle s'en approchait. De là M. Rœmer commença à former celte conjecture ingénieuse que la lumière pouvait employer quelque temps à se répandre. Cela supposé, si le satellite sortait })lus lard de l'ombre quand nous étions plus éloignés de lui, ce n'était pas qu'il en sortît effectivement plus tard ; mais sa lumière était plus de temps à venir jusqu'à nous, parce que, pour ainsi dire, nous avions fui devant elle. Au contraire, quand nous allions à sa rencontre, le séjour du satellite dans l'ombre nous devait paraître |)lus court.

« Pour é])rouver la vérité de celle pensée, il calcula quelle différence dans les sorties de l'ombre, ou émei-sions du satellite, répondait aux divers éloignemenls de la Terre, et il trouva que la lumière retardait de onze minutes pour une différence d'éloignemenl égale à la dislance de la Terre au Soleil. »

Nous dirons tout à l'heure quelle valeur résulte, pour la vitesse de la lumière, delà méthode que la découverte de Rœmer a inaugurée, lorsqu'on introduit dans les données du problème les éléments plus précis de l'aslrononn'e contemporaine. Auparavant, revenons sur la méthode même avec quelque détail, et essayons d'en faire chnremeut com|)rendre le principe.

Imaginons qu'un phénomène lumineux, l'inflammation d'un las de poudre par exemple, se reproduise périodiquement à des intervalles de temps parfaitement égaux, de 10 en 10 minutes. Quelle que soit la distance de l'observateur à l'endroit où a

lieu le phénomène, il est évident qu'à partir de la première explosion toutes les autres se succéderont pour lui à des intervalles successifs de 10 minutes, que la vitesse de la lumière soit faible, considérable ou infinie, pourvu que l'observateur reste à une distance constante du point où se font les explosions.

Mais si l'observateur s'éloigne à partir de l'instant où il a vu la première explosion, il est évident qu'il constatera un relard à chacune des explosions suivantes, retard qui ira en augmentant et qui sera dû au temps que la lumière mel à i)arcourir le chemin marquant l'accroissement de la dislance. A la douzième explosion, par exemple, s'il s'esl éloigné de 20 kilomèlres, cl qu'il ait constaté un retard de 2 secondes, ne devrait-il pas en conclure que la lumière franchil 10 kilomètres par seconde? La même conséquence devrait êlre tirée d'une ex|)érience analogue, si, au lieu de l'apparition d'un point lumineux, c'élail la disparition périodique d'une lumière qui fût l'objet de l'observalion.

Or un phénomène de ce dernier genre a lieu dans le ciel. La planète Jupiter est accompagnée, dans son mouvement de translation autour du Soleil, de qualre satelliles qui circulent autoiu* d'elle dans des périodes régulières. Les plans dnns lesquels s'elfecluent les mouvemenls de ces pelits corps coïncident, à peu de chose près, a\ec le {)lan de l'orbite de Jii|)iler. Or, Jupiter étant opaque, piojelle deriièrc lui, c'esl-à-dire à l'opposé du Soleil, un cône d'ombre dont l'axe est couché sur le plan de son orbite. Il en résulle que, dans leurs révolutions successives autour de la planète centrale, les satellites viennent traverser ce cône à l'époque de leurs oppositions. Pendant toute la durée du trajet dans l'ombre, la lumière que ces corps recevaient du Soleil est interceptée : ils subissent une éclipse.

Les éclipses des satellites de Jupiter, surtout celles des trois satellites les plus voisins de la planète, sont très fréquentes; et, de la Terre, il est aisé d'observer leurs émersions et leurs immersions en s'aidanl d'une lunette de moyenne puissance. Quand le point lumineux, entraîné par son mouvement de révolution autour de la planète, vient à pénétrer dans le cône

d'ombre, sa lumière s'éteinl : c'est l'instant d'une immersion. 11 continue alors sa course dans l'ombre jusqu'au moment oIj, sortant du cône, sa lumière reparaît : c'est le moment de Vémersion. Ces deux phénomènes ne sont pas visibles de la Terre,

Pig. SI. — Mesura de la Tileue de la lumière par les éclipses des salcllites de Jupiter.

pendant la même éclipse ; pour les deux satellites les plus voisins de Jupiter, ces satellites se trouvant masqués par le corps opaque de la planète tantôt au moment de leur immersion, tantôt au moment de leur émersion. De plus, on ne peut les observer d'aucune façon à l'époque de la conjonction ou à celle

de Topposition, le cône d'ombre se trouvant alors entièrement caché par le disque de la planète, ainsi qu'on peut aisément s'en rendre compte à l'aide de la figure 21 . 11 est tout aussi facile de voir pourquoi ce sont les immersions qui sont visibles pour nous, depuis l'époque de la conjonction jusqu'à l'opposition suivante, tandis que les émersions au contraire sont visibles de l'opposition à la conjonction.

Jupiter, en effet, se meut dans le même sens que la Terre, mais beaucoup plus lentement qu'elle dans son orbite. Quand la Terre est en T et que Jupiter est en J, sur le prolongement du rayon vecteur TS, c'est l'époque de la conjonction. A partir de cet instant, la Terre décrivant un certain arc sur son orbite, et Jupiter un arc de moindre amplitude sur la sienne, l'observateur se trouve porlé à la droite du cône d'ombre de Jupiter et dès lors peut voir les immersions des satellites. Les mêmes circonstances ont lieu jusqu'à l'instant oii, la Terre étant en T', Jupiter est en J', toujours sur le prolongement du rayon, mais à l'opposé du Soleil, c'est-à-dire jusqu'à l'opposition. Alors, par le fait des mouvements simultanés de la Terre et de Jupiter, la première de ces planètes se porte à gauche du cône d'ombre projeté par la seconde, et ce sont les émersions des satellites qui sont visibles, jusqu'à la nouvelle conjonction T"J".

Ces préliminaires bien compris, nous allons pouvoir facilement expliquer comment les astronomes ont pu déduire la vitesse de la lumière des observations des éclipses dont nous venons de parler.

Considérons, par exemple, le premier satellite de Jupiter, c'est-à-dire le plus voisin de la planète \ Son mouvement de

1. n y a plusieurs raisons qui ont fait choisir de préférence le premier satellite. Les éléments de son orbite, qui est presque circulaire, sont connus avec plus de précision : le plan coïncide à peu de chose près avec le plan de Torbite de Jupiter, de sorte que les éclipses ont lieu à chaque révolution ; elles sont donc très fréquentes, puisque la durée de la révolution du satellite n*est guère que de 1 jour 5/4. Sa moyenne distance au centre de Jupiter est égale ^ six fois seulement le rayon de la planète : à cette distance la pénombre qui accompagne le cône d*ombre est presque insensible, de sorte que Téclipse du point lumineux se fait plus brusquement, avec plus de netteté, et qu*ainsi Fobservation de l'instant de la dispantion ou de réniersion est elle-même plus précise.