PAR LES ÉCLIPSES DES SATELLITES DE JUPITER

Les Anciens ne croyaient pas que 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 rhypothcse que la vitesse de propagation de la lumière n'est pas infinie, et Galilée le premier qui ait essayé de déterminer cette vitesse par l'expérience.

Voici comment ce dernier opé- ^ |c ®1b

l'ait : Deux observateurs, munis ^ ^^ chacun d'une lampe, se pos- ^*

taient la nuit à une distance de Fig. 19. -Expériences de Galilëe. Premier

essai de mesure de la vitesse de la

2000 mètres environ. Il 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 oii il verrait la première lumière disparaître (fig. 19). Il est clair que si le premier observateur 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 difierence de temps entre les deux phénomènes : les deux lumières parurent toujours s'éteindre au même instant. Répétées par des physiciens de l'Académie del Cimente 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 inlinie. Il croyait trouver la confirmation de ses idées à ce sujet dans un phénomène astronomique où l'influence 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 éclipse de Lune, lorsque, 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 Descartes 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 lumièiX3 a une vitesse infinie ou se transmet instantanément.

1. n cat bon do faire remarquer que lo fait même de Tinstantanéité du mouTement du bâton )l run et II Taiitre de ses bouts, fait qui sert k Descartes de terme de comparaison, nVst point exact. Dès que le cor|>s solide qu*on soumet à une pression ou à une traction, a une longtieur suflisante* on constate que le mouTement met un temps fort appréciable à se propagor d*uno extrémité à rautre.

lluygens répondit à cet argument de Descartes en faisant remarquer que la dislance de la Lune à la Terre est trop petite pour que le retard du commencement ou de la fin d'une éclipse soit appréciable avec nos moyens d'observation. Mais il faut ajouter, avec 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 Descartes; elle est cause seulement d'un retard (constant pour une même distance) dans l'observation du phénomène; mais ce dernier apparaît toujours dans la direction vraie oii il a eu ^- ''

lieu, si Ton considère la cÇj

Terre comme immobile ; et

si elle est mobile, la dévia- t .je) t i

tion (qui est l'aberration) ^P^ ^* IMt) S

dépend de la vitesse de la ^**' "\ ^ ^^ ^-<-

Terre, non de la distance de

l'objet observé. \

j . '4 "a 1^ Fig. 20. — Positions relatives du Soleil, de la Terre

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

encore , c'est-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 satellites de Jupiter. Il fut frappé, en examinant et en discutant les éclipses du premier satellite, c'est-à-dire du plus rapproché de la planète, de trouver des différences enlre 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 vit aussitôt que la cause de ces apparentes anomalies provenait du changement de distance 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-

nome danois est racontée dans VHistoire de VAcadémi$ de 4676 :

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 Pombre de Jupiter, il se trouvait toujours qu*en certains temps il sortait de l'ombre quelques minutes plus tard, et dans d'autres plus tôt qu*il n'aurait dû faire, et Ton ne voyait aucun principe de cette variation. En comparant ces temps les uns aux autres, M. Robmer vit que le satellite sortait plus tard de Tombre 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 cette conjecture ingénieuse que la lumière pouvait employer quelque temps à se répandre. Cela supposé, si le satellite sortait plus tard de l'ombre quand nous étions plus éloignés de lui, ce n'était pas qu'il eu 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 plus court.

« Pour éprouver la vérité de cette pensée, il calcula quelle différence dans les sorties de l'ombre, ou émersions du satellite, répondait aux divers éloignements de la Terre, et il trouva que la lumière retardait de onze minutes pour une différence d'éloignement égale à la distance 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, 4orsqu'on introduit dans les données du problème les éléments plus précis de l'astronomie contemporaine. Auparavant, revenons sur la méthode même avec quelque détail, et essayons d'en faire clairement comprendre le principe.

Imaginons qu'un phénomène lumineux, l'inflammation d'un tas 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 retard à chacune des explosions suivantes, retard qui ira en augmentant et qui sera dû au temps que la lumière met à parcourir le chemin marquant l'accroissement de la distance. A la douzième explosion, par exemple, s'il s'est éloigné de 20 kilomètres, et qu'il ait constaté un retard de 2 secondes, ne devrait-il pas en conclure que la lumière franchit 10 kilomètres par seconde? La même conséquence devrait être tirée d'une expérience analogue, si, au lieu de l'apparition d'un point lumineux, c'était la disparition périodique d'une lumière qui fût l'objet de l'observation.

Or un phénomène de ce dernier genre a lieu dans le ciel. I^ planète Jupiter est accompagnée, dans son mouvement de translation autour du Soleil, de quatre satellites qui circulent autour d'elle dans des périodes régulières. I^es plans dans lesquels s'effectuent les mouvements de ces petits corps coïncident, à peu de chose près, a',ec le plan de l'orbite de Jupiter. Or, Jupiter étant opaque, projette derrière lui, c'est-à-dire à l'opposé du Soleil, un cône d'ombre dont l'axe est couché sur le plan de son orbite. Il en résulte 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 saidanl 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

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

Fig. SI . — Mesure de h TilesM de I4 lumière par les édipses des ratelliles 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 laide de la flgure 21 . Il 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 porté 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 lo 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 à six fois seulement le rayon de la planète : à celte distance la pénombre qui accompagne le cône d'ombre est presque insensible, de sorte que Téclipse du point lumineui se fait plus brusquement, avec plus de netteté, et qu'ainsi TobscrTation de l'instant de la disparition ou de l'émersion est elle-même plus précise.