PREMIÈRE SECTION. LXIII

puissante à l'expliquer. On comprend bien en effet que l'attraction d^un satellite s sur un autre s^ puisse diminuer graduellement l'angle d'inclinaison formé par les plans des deux astres et faire en sorte même que le plan de l'orbite de ^ vienne coïncider avec celui de l'orbite de s; mais, le satellite 5' une fois dans le plan de l'orbite de 5, quelle est la cause qui l'en fait sortir et qui lui permet de continuer de l'autre côté de ce plan ses variations graduelles, comme les observations l'avaient appris à Maraldi? Lalande jeta un grand jour sur cette question en faisant voir, en 1761, que l'attraction des satellites les uns sur les autres devait donner aux nœuds du quatrième un mouvement direct sur l'orbite de Jupiter et que ce mouvement pouvait changer au point de devenir nul ou rétrograde suivant les changements apportés dans la situation respective des nœuds et des inclinaisons des orbites par Teffet des attractions réciproques (* ). Quant au mouvement de ce nœud, il a été vérifié par les obsenalions deWargentin et de Maraldi, qui l'ont trouvé de 5' 33*^ par an et direct. Nous verrons plus loin que de semblables variations ont été constatées dans les nœuds des trois autres satellites.

Tel était à peu près le point où était parvenue la théorie des satellites de Jupiter lorsque Bailly commença à s'en occuper. Ce savant entreprit de soumettre au calcul le mouvement de ces astres et de déterminer, par la seule application des lois de la gravitation, les troubles survenus dans leurs mouvements par l'effet des attractions mutuelles. La première chose que fit Bailly pour établir sa théorie, ce fut de calculer l'action du Soleil sur chacun des satellites et les variations que la non-sphéricité de Jupiter introduit dans le mouvement de leurs absides. Mais, avant de rendre compte de ces recherches intéressantes, qui ont marqué uii progrès nouveau dans la théorie des satellites, il est bon que nous nous arrêtions quelques instants sur un travail semblable d'Euler, entrepris vers la môme époque, et que l'on trouve consigné dans les Mémoires de F Académie des Sciences de Berlin, année 1763.

( ' ) Dès 1761 Lalandc avait fait voir à l'égard du syslèmc solaire que le mouvement des nœuds, qui pour une planète directe est toujours rétrograde sur l'orbite de la planète perturbatrice, peut devenir direct lorsqu'on le rapporte à un troisième plan, par exemple à l'écliptique, et que ceci avait particulièrement lieu lorsque l'incliaaison de la planète perturbatrice était plus grande que celle de la planète troublée.