LIVRE PREMIER

le cône d'ombre quil projette; ils s'éclipsent plus près de ce disque , quand la planète est plus voisine de son opposition ; en-* fin, la durée de leurs éclipses répond exactement au temps qu ils doivent employer à traverser le cône d'ombre de Jupiter. Ainsi les satellites se meuvent , d'occident en orient , autour de cette planète.

L'observation de leurs éclipses est le moyen le plus sûr pour déterminer leurs mouvements. On a d'une manière précise les durées de leurs révolutions sidérales et synodiques autour de Jupiter, en comparant des éclipses éloignées d'un grand intervalle, et observées près des oppositions de la planète. On trouve ainsi que le mouvement des satellites de Jupiter est presque circulaire et uniforme : puisque cette hypothèse satisfait d'une manière approchée aux éclipses, dans lesquelles nous voyons cette planète à la même position relativement au soleil, on peut donc déterminer à tous les instants la position des satellites vus du centre de Jupiter.

De là résulte une méthode simple et assez exacte pour comparer entre elles les distances de Jupiter et du soleil à la terre, méthode qui manquait aux anciens astronomes ; car la parallaxe de Jupiter étant insensible à la précision même des observations modernes, et lorsqu'il est le plus près de nous, ils ne jugeaient de sa distance que par la durée de sa révolution, en estimant plus éloignées les planètes dont la révolution est plus longue.

Supposons que l'on ait observé la durée entière d'une éclipse du troisième satellite. Au milieu de l'éclipsé, le satellite vu du centre de Jupiter était à très-peu près en opposition avec le soleil ; sa position sidérale, telle qu'on l'eût observée de ce centre, et qu'il est facile de conclure des mouvements de Jupiter et du satellite, était donc alors la même que celle du centre de Jupiter vu de celui du soleil. L'observation directe, ou le mouvement connu du soleil, donne la position de la terre vue du centre de

cet astre ; ainsi, en concevant un triangle formé par les droites qui joignent les centres du soleil, de la terre et de Jupiter, on aura Tangle au soleil ; l'observation directe donnera l'angle à la terre ; on aura donc, à l'instant du milieu de l'éclipsé, les distances rectilignes de Jupiter, à la terre et au soleil, en partie de la distance du soleil à la terre. On trouve par ce moyen que Jupiter est au moins cinq fois plus loin de nous que le soleil, quand son diamètre apparent est de 1 13',4. Le diamètre de la terre ne paraîtrait que sous un angle de io',4, à la même distance ; le volume de Jupiter est donc au moins mille fois plus grand que celui de la terre.

Le diamètre apparent de ses satellites étant insensible, on ne peut pas mesurer exactement leur grosseur. On a essayé de l'apprécier par le temps qu'ils emploient à pénétrer dans l'ombre de la planète ; mais les observations offrent à cet égard de grandes variétés que produisent les différences dans la force des lunettes, dans la vue des observateurs, dans l'état de l'atmosphère, dans ia hauteur des satellites sur l'horizon et dans leur distance apparente à Jupiter, enfin dans le changement des hémisphères qu'ils nous présentent. La comparaison de l'éclat des satellites est indépendante des quatre premières causes , qui ne font qu'altérer proportionnellement leur lumière ; elle peut donc nous éclairer sur le retour des taches que le mouvement de rotation de ce corps doit offrir successivement à la terre, et par conséquent sur ce mouvement lui-même. Herschell, qui s'est occupé de cette recherche délicate, a observé qu'ils se surpassent alternativement en clarté, circonstance très-propre à faire juger du maximum et du minimum, de leur lumière ; et, en comparant ces maxima et minima aux positions mutuelles de ces astres , il a reconnu qu'ils tournent sur eux-mêmes comme la lune , dans un temps égal à la durée de leur révolution autour de Jupiter; résultat que Maraldi avait déjà conclu, pour le quatrième satellite, des retours d'une même tache

observée sur son disque, dans ses passages sur la planète. Le grand éloîgnement des corps célestes affaiblit les phénomènes que leurs surfaces présentent , au point de les réduire à de très-légères variétés de lumière qui échappent à la première vue, et qu'un long exercice dans ce genre d'observations rend sensibles. Mais on ne doit employer ce moyen, sur lequel l'imagination a tant d'empire, qu'avec une circonspection extrême, pour ne pas se tromper sur l'existence de ces variétés, ni s'égarer sur les causes dont on les fait dépendre.