TRAITÉ D'ASTR. ~ PASSAGES DES SATELLITES DE JUPITER. CHAPITRE IX

de tous les élémens nécessaires au calcul des longitudes terrestres. On remarquera que les intervalles des éclipses donnent les temps des révolutions synodiqties des satellites , desquels on conclura ceux des révolutions sidérales d'après la méthode de l'article 555. (iVofe à la fin du volume. )

462. Il est évident, d'après la seule inspection de la figure 64, que les éclipses ont .lieu à l'occident de la planète , lorsque la terre est située à l'occident de la ligne SJ , c'est-à-dire avant l'opposition de Jupiter ; et à l'orient , lorsqu'elle est dans l'autre partie de son orbite, ou après l'opposition. Lorsque la terre approche de l'opposition , la ligne visuelle tend de plus en plus à coïncider avec la direction de l'ombre , et le lieu apparent où arrivent les éclipses s'approche de plus en plus du corps de la planète. Lorsque la terre arrive en F, point que l'on détermine en menant BF tangente à la planète , les émersions cessent d'être visibles , et dès-lors elles ont lieu à une égale distance de l'autre côté de l'opposition, derrière le disque de la planète. Quand la terre est parvenue en G (ou en H) , l'immersion ( ou l'émersion ) a lieu au bord même du disque visible ; et lorsqu'elle est arrivée entre G et H ( espace très petit) , les satellites passent sans s'éclipser derrière le disque de la planète.

465. Quand un satellite arrive en m , son onîibre se projette sur Jupiter , et paraît se mouvoir sur son disque comme une tache noire , jusqu'à ce que le satellite soit passé en n. Mais le satellite lui-même ne paraîtra entrer dans le disque que lorsqu'il sera arrivé à la ligne menée de la terre E jusqu'au bord oriental du disque , et il ne le quittera que lorsqu'il aura atteint une ligne semblable menée jusqu'au bord occidental. On voit donc par là que l'ombre précédera le satellite dans son progrès sur le disque avant l'opposition , et qu'elle l'y suivra après cet événement. Dans ces passages des satellites , que l'on peut , avec de très puissans télescopes , observer avec beaucoup de précision , il arrive souvent que le satellite lui-même peut se distinguer sur le disque comme une tache brillante , s'il est dirigé sur une zone obscure , mais accidentellement aussi comme une tache noire de moindres dimensions que ne l'est l'ombre. Ce fait curieux (observé par Schroet et Harding) a fait penser que certains satellites ont quelquefois à leur surface , ou dans leurs atmosphères , des taches obscures d'une grande étendue. Nous disons d'une grande étendue - car les satellites de Jupiter, tout petits qu'ils nous paraissent , sont réellement des corps d'un volume considérable , comme le fera voir la table comparative suivante :

Diamètre moyen appar.

Diamètre en milles.

Diamètre en mètres.

Masse.

Jupiter.

Premier satellite.

Deuxième satellite.

Troisième satellite.

Quatrième satellite.

464, Il existe un rapport extrêmement singulier entre les vitesses angulaires moyennes ou mouveinens moyens (comme on les appelle) des trois premiers satellites de Jupiter. Si à la vitesse angulaire moyenne du premier satellite on ajoute deux fois celle du troisième , la somme sera égale à trois fois celle du second. Il suit de ce rapport que si de la longitude moyenne du premier ajoutée à deux fois celle du troisième , on retranche trois fois celle du second , le reste sera une quantité constcnte , ^et l'observation nous enseigne que cette quantité est de