TRANSMISSION SUCCESSIVE DE LA. LUMIÈRE

180**, OU deux angles droits; en sorte que, les situations de deux quelconques d'entre eux étant données , on peut trouver celle du troisième. On a cherché à expliquer ce fait remarquable au moyen de la théorie de la gravité par leur action réciproque. On en tire cette conséquence curieuse , que ces trois satellites ne peuvent être éclipsés tous simultanément : car , à cause du rapport dont nous venons de parler , lorsque le second et le troisième se trouvent du même côté sur une ligne droite qui passe par le centre , le premier doit se trouver du côté opposé ; si donc le premier est éclipsé , les deux autres doivent être entre le soleil et la planète , en projetant l'ombre sur le disque , et vice versa. On ne cite (autant que nous le sachions) qu'un seul exemple où l'on ait vu Jupiter sans satellites. C'est à Molyneux que nous devons cette révélation , qui date du 2 novembre (vieux style) 1681 .

465. La découverte des satellites de Jupiter par Galilée, un des premiers résultats de l'invention du télescope , fournit une des époques les plus mémorables de l'histoire de l'astronomie. La première solution astronomique du grand problème des longitudes , le plus important pour les intérêts du genre humain qui soit jamais tombé sous le domaine des principes les plus rigoureux de la science, date immédiatement de la découverte de ces satellites. On peut aussi regarder la sanction définitive du système de Copernic comme appartenant à l'étude de ce système de petite échelle, dans lequel les lois des mouvemens planétaires , telles que Kepler les a déterminées , et principalement celle qui lie les distances aux temps périodiques , ont reparu avec une précision qui ne laisse rien à désirer. Et (comme pour accumuler tout l'intérêt historique qui s'y rattache) c'est à l'observation de leurs éclipses que nous devons la grande découverte de l'aberration de la lumière , et la détermination , qui en est la conséquence , de la prodigieuse vitesse de cet élément. C'est sur quoi nous allons entrer dans quelques détails.

466. L'orbite de la terre étant concentrique à celle de Jupiter et dans son intérieur (fig. 64) , leur distance réciproque varie continuellement , et cette variation s'étend de la somme à la différence des rayons des deux orbites : la différence de la plus grande à la plus petite distance est égale au diamètre de l'orbite de la terre. Or , Hœmer , astronome danois , a remarqué , en 1765 , après avoir comparé les observations des éclipses des satellites pendant un grand nombre d'années successives, que celles au moment de l'opposition de Jupiter (ou à son point le plus rapproché de la terre) avaient lieu trop tôt , plus tôt que , d'après le calcul fondé sur la moyenne des observations , il ne devait les attendre ; tandis que celles qui s'annonçaient lorsque la terro était dans la partie de son orbite la plus éloignée de Jupiter, arrivaient toujours trop fard. Liant l'erreur observée dans la supputation de leurs temps avec la variation de la distance, il conclut que, pour mettre le calcul du temps moyen d'accord avec le fait , il convenait d'admettre que les différences de temps étaient proportionnelles aux variations de distance, de manière qu'une différence de 1 6"". 26^ , 6 en temps, correspondit à une différence de distance égale au diamètre de l'orbite de la terre. En raisonnant sur la cause physique probable de ce phénomène , il fut conduit naturellement à penser que la propagation de la lumière était progressive , et non instantanée. Ceci expliquait chaque particularité du phénomène observé , mais la vitesse requise (1 92000 milles par seconde, 308988461 mètres) était si grande qu'elle fit reculer bien des astronomes, et que, dans tous les cas , elle méritait confirmation. C'est à quoi il a été satisfait , de la manière la moins équivoque , par la découverte qu'a faite Bradley de l'aberration de la lumière (art. 275). La vitesse de la lumière déduite de ce dernier phénomène diffère de moins d'I/SO". de la quantité à laquelle la fait monter le calcul des éclipses , et cette différence même disparaîtra sans doute au moyen d'observations plus délicates et plus rigoureuses.

TRAITÉ D ASTRONOMIE. - SATELUTES 1>IIRANUS. CHAPITRE IX.

467. Les orbites des satellites de Jupiter ne sont que très peu excentriques , particulièrement celles des deux intérieurs , qui ne le sont presque pas du tout. Leur action mutuelle produit en eux des perturbations analogues à celles des planètes autour du soleil , et dont Laplace et d'autres savans se sont beaucoup occupés. Par des observations assidues , on s'est assuré qu'ils éprouvent des variations marquées sous le rapport de l'éclat , et que ces variations arrivent périodiquement , selon la place qu'ils occupent à l'égard du soleil. On a conclu de là , non sans apparence de raison , qu'ils tournent sur leurs axes , comme notre lune , dans des temps égaux à leurs révolutions sidérales respectives autour de leur planète primaire.

468. On a étudié beaucoup moins les satellites de Saturne que ceux de Jupiter. Le plus éloigné est d'un beaucoup plus grand volume que les autres , et n'est probablement pas inférieur à Mars. Son orbite aussi est considérablement inclinée sur le plan de l'anneau , avec lequel celles de tous les autres sont près de coïncider. C'est le seul des sept satellites dont on ait étudié la théorie au-delà de ce qui était nécessaire pour vérifier la loi de Kepler sur les temps périodiques , loi qui se soutient ici comme dans le système de Jupiter , moyennant les modifications que les circonstances peuvent exiger. Il offre , comme ceux de Jupiter , des déperditions périodiques de lumière , qui rendent témoignage de sa révolution sur son axe dans le temps d'une révolution sidérale autour de Saturne. Celui qui vient immédiatement après ( en rentrant dans l'intérieur ) est assez visible ; les trois suivans sont très petits , et exigent d'assez forts télescopes pour les voir ; tandis que les deux satellites les plus voisins de Saturne , qui ne font qu'efifleurer le bord du double anneau , et se meuvent exactement dans son plan , n'ont jamais pu être distingués qu'au moyen des plus puissans télescopes que l'art humain ait construits , et cela seulement dans des circonstances particulières. Lors de la disparition du double anneau ( pour des télescopes ordinaires ) , on les a vus enfiler comme des perles ce filet de lumière extrêmement délié auquel il est alors réduit , et parcourir dans un court espace de temps les deux extrémités , pour s'en retourner bien vite , et regagner les régions invisibles. En raison de l'obliquité de l'anneau et des orbites des satellites à l'égard de celle de Saturne , il n'y a d'écIipses des satellites (à l'exception de ceux intérieurs) qu'à environ l'époque où l'anneau est vu de côté.

469. Si l'on en excepte les deux satellites intérieurs de Saturne , il n'existe pas de corps dans notre système dont la vue soit aussi difficile à obtenir que l'est celle des lunes d'Uranus. Deux existent sans aucun doute , et l'on en a soupçonné quatre autres. Ces deux , toutefois , offrent des particularités remarquables , et , il faut en convenir, tout-à-fait inattendues et sans exemple. Contre l'analogie invariable de tout le système planétniire, soit qu'il s'agisse des planètes principales ou de celles du second ordre, les plans de leurs orbites sont presque perpendiculaires (m plan de l'écliptique , avec lequel ils font un angle , qui n'est pas moindre que 78" 58', et leurs mouvemens dans ces orbites sont rétrogrades : c'est-à-dire que les points que ces lignes occupent dans l'espace étant projetés sur l'écliptique, au lieu d'avancer d'occident en orient autour du centre de leur planète primaire , comme c'est le cas de toute autre planète ou lune, se meuvent dans le sens op posé. Leurs orbites sont à-peu-près ou tout-à-fait circulaires , et ne paraissent pas avoir subi de mouvement sensible ou du moins rapide dans leurs nœuds , non plus qu'une variation notable d'inclinaison , dans le cours , du moins , d'une demi-révolution de leur planète primaire autour du soleil.

NOMBRE nifS COMITES.

CttAPITRE X.

Grand nombre de comètes inscrites. — Un plus grand nombre protahlement qui ne le sont pas. ~ Description d'uDe comète. — Comètes sans queues. — Augmentation et dimmution de leurs queues. — Leurs raouvemens. — Régies par les lois générales des moUTemens planétaires. — - Elémens de leurs orbites. — Retour périodique de certaines comètes. — Comètes de Halley , de Encke et de Biela. — Dimensions des comètes. — La résistance que leur l'ait éprouver l'élher , leur dégénération graduelle et leur dispersion possible dans l'espace.

470. L'aspect extraordinaire des comètes , leurs mouvemens rapides et en apparence irréguliers , la manière inattendue dont elles se précipitent quelquefois sur nous , et les grandeurs imposantes sous lesquelles il leur arrivé de se montrer , en ont fait dans tous les siècles des objets de surprise qui n'était p'âs exempte de terreur religieuse pour les ignorans , et une énigme pour les personnes les plus familières avec les merveilles de la création et les opérations des causes naturelles. Même aujourd'hui , où nous avons cessé de regarder leurs motivemens comme irréguliers ^ ou comme gouvernés par d'autres lois que celles qui retiennent les planètes dans leurs orbites , leur nature intime , et les fonctions qu'elles remplissent dans l'économie de notre système, sont aussi inconnues que jamais. On n'a jusqu'ici rien dit de satisfaisant ou de plausible pour expliquer ces immensément volumineuses traînées qu'elles emportent avec elles , et qui sont connues sous le nom de queues (quoi(jue improprement , puisqu'elles les précèdent souvent dans leur marche) , non plus que beaucoup d'autres singularités qu'elles présentent.

471. Le nombre des comètes qui ont été astronomiquement observées ^ ou sur lesquelles on a des traditions , est très considérable , et se monte à plusieurs centaines j et quand nous considérons que dans les premiers siècles de l'astronomie , et même à des époques plus récentes , avant l'invention des télescopes , on ne faisait attention qu'à celles qui étaient bien apparentes et bien considérables ; et que, depuis que l'on s'est occupé sérieusement de cet objet , à peine s'est-il passé une année sans que l'on ait remarqué un ou deux de ces corps , et que souvent deux et même trois oxit paru à-la-fois , on admettra sans peine qu'il doit en exister au moins plusieurs milliers. Un grand nombre doivent naturellement échapper à toute observation , pai'ce que leurs orbites ne traversent que cette partie du ciel qui est au-dessus de l'horizon pendant le jour. Les comètes qu'entourent de pareilles circonstances ne peuvent devenir visibles que par la rare coïncidence d'une éclipse totî^le de soleil , cas qui s'est présenté, suivant le récit de Sénèque , soixante ans avant Jésus-Christ , époque où une grande comète se montra en effet très près de cet astre. On en cite plusieurs cependant qui ont eu assez d'éclat pour être vues pendant le jour , même à midi , par un beau soleil. Telles furent les comètes de i 402 et de 1 532, et celle qui parut un peu avant l'assassinat de Jules César , que l'on supposa ensuite avoir pronostiqué sa mort.

472. On ne peut trouver que très naturel que l'apparition subite et inattendue d'une grande comète donne lieu à la manifestation de sentimens de terreur et de surprise; car c'est , en effet , d'après ce que nous savons d'un pareil phénomène , un des plus brillans et des plus imposans que la nature ait pu nous offrir. Les comètes consistent , pour la plupart , en une grande masse nébuleuse de lumière rayonnante mais mal terminée , appelée la tête , qui ordinairement est beaucoup plus brillante ver? le centre, et offre l'apparence d'un noyau éclatant, semblable à une étoile ou une planète. A partir du chef, et dans une direction

opposée à celle dans laquelle le soleil est situé par rapport à la comète , on voit deux fleuves de lumière diverger, prendre une plus grande expansion à mesure qu ils s éloignent de la tête, se réunir ensuite , se séparer de nouveau pendant une grande partie de leur course , produire l'effet des traînées laissées par certains météores brillans , ou ressembler à des feux d'artifice : c est ce que l'on appelle la queue. Cet attirail magnifique est quelquefois d'une longueur apparente immense. Aristotc raconte que la queue de la comète de 371 avant jSs- Chnst , occupait un tiers de l'hémisphère, ou 60". Celle de 1618 de notre ère était, dit-on , accompagnée d'une queue qui n'avait pas moins de 104 déférés de longueur. La comète de 1680, la plus fameuse des temps modernes, et sous plusieurs rapports la plus remarquable de toutes, avec une tête qui ne surpassait pas en éclat une étoile de seconde grandeur , couvrit de sa queue une étendue céleste de plus de 70", ou , au dire de quelques auteurs , de 90". La figure 2 de la planche XIV est une image très fidèle de la comète de 1819, qui n'est nullement une des plus considérables , mais la dernière qui ait été visible à l'œil nu.

473. La queue toutefois n'est pas un attribut inhérent à une comète. On en a vu un grand nombre des plus brillantes n'avoir que de très courtes et faibles queues , et d'autres n'en avoir pas du tout. Celles de 1 585 et 1 763 n'offrirent aucun vestige de queue ; et Cassini raconte que la comète de 1 682 était aussi ronde et aussi brillante que Jupiter. D'un autre côté , nous ne manquons pas d'exemples de comètes pourvues de beaucoup de queues ou de fleuves de lumière divergens. Celle de ilÀj- n'en avait pas moins de six , déferlées comme un immense éventail* qui s étendait jusqu'à environ 30" de longueur. Souvent aussi la queue d'une comète est recourbée, et tourne sa convexité du côté du ciel que la comète a abandonné , comme si elle se mouvait un peu plus lentement , ou qu'elle rencontrât de la résistance dans sa course.

comètes plus petites , qui ne sont visibles qu'avec des télescopes , ou difficilement à l'œil nu , et qui sont de beaucoup les plus nombreuses, n'offrent ordinairement aucune apparence de queue, et ne paraissent que comme des masses vaporeuses rondes ou un peu ovales , plus denses vers le centre , où , cependant, on ne leur voit aucun noyau distinct, ni quoi que ce soit que l'on puisse être fondé à regarder comme un corps solide. Des étoiles des plus petites grandeurs restent nettement visibles, bien que couvertes de ce qui semble être la partie la plus compacte de leur substance, quoique ces mêmes étoiles fussent complètement effacées par un brouillard ordinaire qui ne s'étendrait qu'à quelques mètres de la surface de la terre ; et puisque c'est un fait observé que même les plus grandes comètes qui ont offert l'apparence d'un noyau n'en ont pas pour cela présenté des phases, malgré la certitude où nous sommes qu'elles brillent de la lumière que leur envoie le soleil , il s'ensuit qu'elles ne peuvent non plus être regardées que comme de grandes masses de vapeurs subtiles, susceptibles d'être traversées dans toute leur substance par les rayons du soleil , et de les réfléchir , soit de leurs parties intérieures, soit de leurs surfaces. Personne ne regardera cette explication comme forcée , et ne voudra chercher dans une qualité phos phorescente de la comète elle-même la raison du phénomène en question , en considérant ( ce qui sera prouvé ci-après ) l'énorme grandeur de l'espace ainsi éclairé , et la masse extrêmement petite que l'on est fondé à assigner à ces corps. II sera donc évident que les nuages lesplus légers qui flottent dans les plus hautes régions de notre atmosphère, et semblent au coucher du soleil se noyer dans la lumière, et se couvrir de rougeur comme s'ils étaient réellement en combustion , sans offrir d'ombre ni d'obscurité , doivent être regardés comme des corps denses et massifs en comparaison de la contexture membraneuse et toute éthérée d'une comète. Aussi , toutes les fois que de puissans télescopes ont été dirigés sur ces corps, ils n'ont pas manqué de dissiper l'illusion qui attribue de la solidité à cette