II

réyolutiôn est connu avec assez de précision poiir que l*on puisse calculer avec une gi*ande exactitude les intervalles de ses éclipses, c'est-à-dire les intervalles qui séparent soit deui immersions, soit deux émérsions consécutives. Or Tobservation. a fait voir à |{œôier et à tous lad observateurs qui s^t venus après lui, que les durées de ces intervalles ne sont pas constantes ; qu'elles semblent se raccourcir à mesure que la Terre se rapproche de Jupiter, pour s'agrandir au contraire à mesure qu'elle «'en éloigne, tandis qu'elles restent sensiblement égales aux deux époques où la distancé de la Terre à Jupiter varie peu, c'^t^iHdire $oit vers la conjonction, soit vers l'opposition. Si donc on calcule, d'après la durée moyenne des intervalles séparant' deux immersions successives, l'époque d'une future immersion, et que l'on compare le résultat du calcul avec celui donné par l'obsefvatiôn, on trouvera que le phénomène semble en relard si- la Terre s'est éloignée de Jupiter, qu*il parait au . contraire en avance si elle s'ea est rapprochée. De plus, le retard où Tavancê se trouve toujours en proportion exacte avec l'augmentation ou avec la diminution de distance des deux planètes.

Il n'est donc pas douteux que la différence entre le résultat du calcul et celui de l'observation ne provienne du temps que met la lumière à parcourir les distances inégales dont nous venons de parler.

Delambre, par la discussion de plus de 1000 éclipses des satellites de Jupiter, a trouvé que, de la conjonction à l'opposition ou de l'opposition à la conjonction, les accumulations successives de ces différences produisaient une avance ou un retard total d'environ 46 minutes 26^5^ Or les distances TJ, TJ'' surpassent la distance T'J' d'une même quantité, qui est précisément le diamètre de l'orbite terrestre. Il faut donc 16 minutes

i. Rœmer avait trouTé 11 minutes pour le temps que met la lumière à franchir le diamètre de Torbite terrestre. D'autres savants calculèrent des nombres encore plus forts : Duhamel 15*, Horrebow 14" 7% Gassini 14" 10*. Newton trouva T'SO*, et enfin Delambre» comme on l'a vu plus haut, arriva au chiffre de 8*13% ou plus exactement 495%943.

36 secondes à la lumière pour franchir la longueur de ce diamètre, ou 8 minutes 13 secondes (495%243) pour parcourir sa moitié, qui est la <lis tance du Soleil à la Terre.

Gela posé, si Ton divise le nombre qui mesure la distance moyenne de la Terre au Soleil par 493,245, on aura la vitesse de la lumière, c*est-à-dire le nombre de kilomètres qu'elle

franchit en une seconde de temps moyen : V = ~ .

Du temps de Rœmer, fa distance du Soleil n'avait pu encore être calculée qu'avec une approximation bien insuffisante, et on avu^ue le nombre t n'était pas non plus connu avec exactitude, ea sorte que la vitesse réelle de la lumière ne pouvait être que très grossièrement évaluée. Les travaux de Delambre ont fait connaître t avec une certaine précision qui n'a point été dépassée depuis; quant à la distance ou à la parallaxe du Soleil, les passages de Vénus de 1761 et de 1769 ont permis de la calculer avec une approximation bien supérieure aux évalua* lions antérieures. Nous donnerons plus loin les valeurs diverses qui résulteraient, pour la vitesse de la lumière déterminée d'après cette première méthode, de l'adoption de telle ou telle valeur deiaparallaxe solaire;

Ce qu'il faut retenir de la découverte de Roemer, c'est qu'elle a mis en pleine évidence le fait de la propagation successive de la lumière dans les espaces interplanétaires, et qu'elle a rendu possible, pour la première fois, la détermination numérique de la vitesse avec laquelle s'effectue cette propagation. Mais elle renferme diverses causes d'incertitude : l'une d'elles consiste dans la difficulté qu'ont les observateurs de noter avec précision l'instant oii a lieu la disparition du satellite. Cette disparition n'est pas instantanée, puisque c'est un corps de dimensions finies, un disque lumineux qui est peu à peu immergé dans le cône d'ombre, et, suivant qu'on observe le phénomène à l'aide de lunettes plus ou moins puissantes, la complète disparition du point lumineux se trouve plus ou moins retardée ; même remarque, en sens inverse, pour les observations des

émersions des satellites. Une seconde cause d'incertitude, cellelà plus imporlante, est celle qui provient de la valeur qu*on adopte pour la parallaxe solaire.