PREMIÈRE SECTION. LIX

planète était voisine de sa conjonction. Vers les quadratures, les temps observés des éclipses s'accordaient assez bien avec les temps calculés. D'où Rœmer conclut que ces retards et ces avances ne pouvaient provenir que du mouvement progressif de la lumière, lequel de l'opposition à la conjonction avait à franchir toute l'étendue du diamètre de la Terre, soit "jo millions de lieues. En comparant ensuite les distances de la planète à la Terre avec les retards et les avances observés, il lui fut facile de reconnaître que la lumière employait environ i4 minutes à parcourir cette distance.

Celte ingénieuse conception de Rœmer ne fut pas, comme on le pense bien, accueillie sans contestation. Cassini, qui avait eu la même idée que Rœmer, la rejeta et la combattit dès que celui-ci l'eut présentée. Si cette inégalité a lieu, disait-il, elle doit être générale et la même pour les trois autres satellites, car les différences de leurs distances à la Terre sont des quantités absolument négligeables, et par rapport à la distance qui les sépare de cet astre, et par rapporta la prodigieuse vitesse que l'on est obligé d'attribuer à la lumière. Or Cassini annonçait n'avoir rien observé de 5emblableà l'égard des trois autres satellites. Maraldi, qui en 1707 soutenait la même objection, l'appuyait des raisons assez spécieuses (jue voici ; si le mouvement successif de la lumière, disait ce savant, est la cause du retard des éclipses, on devrait observer une seconde inégalité dépendant du lieu de Jupiter dans son orbite, inégalité dont l'effet serait de faire retarder les éclipses depuis son périhélie jusqu'à son aphélie et de les faire avancer, au contraire, depuis son aphélie jusqu'à son périhélie, car la distance de Jupiter à la Terre va en augmentant du périhélie à l'aphélie et en diminuant de l'aphélie au périhélie. Et comme, de l'une à l'autre de ces deux positions de Jupiter, la variation de sa distance par rapport au Soleil est le quart du diamètre de l'orbe terrestre, il est clair que, si la lumière met environ i4™ à traverser cette distance, elle doit mettre, pour en parcourir le quart, à peu près 4"? quantité assez sensible pour être aperçue par les observateurs; et cependant Maraldi affirmait n'avoir rien rencontré de semblable dans la discussion des nombreuses observations à laquelle il s'était livré.

Depuis, ces objections ont été pleinement résolues et tous les doutes levés : on a reconnu, par les observations du premier satellite, que la seconde inégalité de la lumière dépendante de Texcen-

LX INTEODUCTIOX HISTOEIQUE.

trîcité de Jupiter existait réeUem«nt ; et quant à la première, qui provient du mouvement progressif de la lumière, une discussion plus approfondie des écarts constatés entre les observations et le calcul a montré que cette équation était générale et quVlle devait être appliquée de la même manière aux trois autres satellites. C*est du reste ce que la découverte de l'aberration faite en 1737 est venue confirmer de la manière la plus éclatante.

Outre la grande inégalité dépendante de l'excentricité de Jupiter et les deux inégalités de la lumière dont nous venons de parler, il en existe d'autres particulières à chaque satellite et que l'observation a fait découvrir. Bradlev qui, après Cassini, doit être cité comme a\ant pris le plus de part aux progrès de la théorie des satellites, eut le mérite d'en signaler les principales. Par la comparaison d'anciennes observations avec celles qu'il avait faites à Wansted. après quatre révolutions de Jupiter, il reconnut que les trois prenûers satellites étaient soumis à des inégalités fort sensibles qu'il attribua à l'action mutuelle que ces corps exercent les uns sur les autres, et dont il fixa la période à environ 437 jours et 5^4- Cette période ramenant, en effet, les trois premiers satellites à la même configuration, soit entre eux, soit à l'égard du Soleil, doit ramener aussi, dans le même ordre, les inégalités qui proviennent de l'attraction, et c'est ce que Bradlev remarqua le premier. Quant au quatrième satellite qui, à cause de son éloignement, ne [participe pas à la période commune de 4^7^» Bradlev lui reconnut une excentricité sensible et fixa sa plus grande équation du centre à o*'48'* équation qui est à pou près celle que l'on donne à Vénus. En i"iîS, il acheva de nouvelles Tables des satellites, fondées sur ses propres obser\alions et sur celles de Pond, son oncle. Tables qui ne parurent, ainsi que celles de Pond relatives au premier satellite, qu'en 1 719. dans le recueil des Tables planétaires de Hallev. Dans ces Tables, Bradlev v tient compte, pour chaque salelliîe, de rinégalitê dépendante du mouvement de la lumièrt*, ainsi que de la partie de cette inégalité qui prorient de l'excentricité de Jupiter et qu'il tixe à 3"3o*; mais il \ négli^ce absolument k*s jH*rturbalions dt jx^ndantes de la p<riode de -i37'», perturbalions qu'il n'était jvas du reste en mesure de lîxer assez exactement pour les comprendre dans ses calculs. Aussi ces Tables, malgré le soin qu'il prit à les construire, ne laissèrent-elles pas que d'être