LXXVIII INTRODUCTION HISTORIQUE

Ces résultats surpassent un peu ceux déduits de Tobservation et qui sont :

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Laplace en trouve la raison : i^ dans Tétendue des disques des satellites qui, bien qu^înappréciables vus de la Terre, ont cependant des dimensions sensibles vus du centre de Jupiter; 2" dans TefTet de la réfraction de la lumière solaire à travers Tatmosphère de Jupiter; et 3" dans la pénombre dont Tefiet est d'augmenter la demidurée des éclipses. Ce grand géomètre termine ses recherches en recommandant aux astronomes un genre d'observation alors assez négligé et qui lui paraît devoir répandre un grand jour sur la théorie des satellites, à savoir l'observation des éclipses de Jupiter par ses satellites ou, si Ton veut, Tobscrvation de leur passage sur le disque de cette planète.

Nous avons dit que les observations des éclipses du premier satellite de Jupiter avaient fait découvrir le mouvement progressif de la lumière. Persuadé que la comparaison de la théorie avec les observations pouvait donner la constante de l'aberration avec une grande précision, Laplace avait invité les astronomes à s'occuper de cette recherche délicate. DelambrC; qui l'entreprit l'un des premiers^ trouva, pour la quantité de l'aberration en longitude, 2o"^y quantité qui est précisément celle que Bradley avait conclue de ses observations directes sur les étoiles. Cet accord singulier entre deux résultats obtenus par des méthodes aussi différentes prouve que la vitesse de la lumière du Soleil est uniforme au moins dans toute l'étendue du diamètre de l'orbe terrestre et qu'elle est bien une émanation de cel astre ; car, si elle consistait simplement dans les vibrations d'un fluide éthéré répandu autour du Soleil, il y a tout lieu de croire que ce fluide, en approchant du Soleil, subirait des variations dans sa densité et qu'ainsi la vitesse de ses vibrations ne serait pas uniforme.

Les perturbations que les satellites éprouvent parl'efiet de leur attraction mutuelle dépendent de leurs masses. Celles-ci sont d'autant mieux connues que celles-là sont déterminées avec plus d'exactitude. Nous avons dit que Delambre, en se fondant sur la

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théorie de Laplace, était parvenu à construire des Tables beaucoup plus exactes que celles parues jusqu^alors, et où tout empirisme avait été sévèrement banni. Mais Laplace, ayant achevé de nouvelles recherches sur la théorie de Jupiter et perfectionné en plusieurs points celle des satellites, notamment en ce qui concerne les valeurs des masses, Delambre jugea nécessaire de revenir sur son travail et de le corriger d'après les nouvelles données que lui offrait la théorie perfectionnée de Laplace. C'est de ces recherches que sont résultées les nouvelles Tables publiées en 1 8 1 7 sous le litre de Tables écliptigues des satellites de Jupiter, in-4**, et que leur auteur a étendues jusqu'à i84o. Elles sont fondées sur la totalité des observations faites depuis 1662 jusqu'à l'époque de leur publication et supposent, ainsi que nous l'avons déjà dit, les valeurs des masses données par la seconde approximation. Comme celles de 1792, elles sont calculées en temps moyen et satisfont assez exactement aux conditions qui lient ensemble les moyens mouvements des trois premiers satellites, ainsi qu'à celles qui rendent leurs éclipses simultanées à jamais impossibles.

Les Tables de Delambre finissant en i83g, il devenait nécessaire de s^occuper de la formation de nouvelles Tables des satellites. Ce travail a été entrepris par Damoiseau dès 1 833 et terminé en i836. Les Tables écliptigues des satellites, que ce savant a fait paraître, sont, comme celles de Delambre, déduites de la théorie de Fattraction universelle et construites en la même forme que ces dernières. Elles ont été publiées sous les auspices du Bureau des Longitudes, en i836, et servent depuis i84i aux calculs de la Connaissance des Temps, à\x Nautical Almanac et des autres Lphémérides. Les données de l'observation, sur lesquelles ces Tables reposent, sont les suivantes : i^ le mouvement annuel et sidéral du nœud de l'orbite du second satellite, que Damoiseau fixe à i2**4'4o%4; *** l'inégalité principale de ce second satellite donnée par les observations de i5'6'',33; 3° le mouvement annuel et sidéral du périjove du quatrième satellite dont l'expression est i4'5 1^,57; 4** l'inégalité du troisième satellite qui se rapporte à ce périjove et dont la valeur est i'5'',07; 5° le mouvement annuel et sidéral du périjove du troisième satellite trouvé de 9377^8965; 6^ le mouvement annuel et sidéral du nœud de l'orbite da troisième satellite sur son plan fixe égal agi g4^f 5 1 5 ; et 7° enfin