Satellite , . -f

Un résultat non moins curieux que le précédent, et qui se déduit encore des inégalités des satellites, est la connaissance qu'elles ont fournie delà figure du sphé"^ roïde de Jupiter. En effet, la grande influence que s<m eUipticité exerce sur le mouvement des nœuds, a permis de la déterminer très^exactement par la comparaison de oe mouvement donné par l'observation , à la formule analytique qui s'y rapporte. On a trouvé, de cette ma^ lûère, que le rapport de Taxe de rotation de Jupiter au diamètre de son équateur est 0,9286 , ce qui diilère peu de la valeur de ce rapport donné par la mesure des deux axes de la planète n"" 80.

Les taUes des satellites de Jupiter, calculées d'après les formules de la théorie et les éléments de leurs mou* vements elliptiques déduits de l'observation, représen*

tent les éclipses observées avec toute l'exactitude désirable ; on peut même assurer que les erreurs dés tables sont en général moindres que celles dont les observations' sont susceptibles. Ces perfectionnements donnés aux tables des satellites, étaient d'une grande importance à cause de leur utilité pour la détermination des l(Migitudes terrestres.

ao5. Les satellites de Saturne sont si difficiles à observer que nous avons à peine encore des données exactes sur quelques - uns de leurs éléments : les géomètres ont donc pensé qu'il était jusqu'à présent inutile de s'occuper de leurs perturbations.

Nous avons vu, n** 100, que Saturne est environné d'un anneau large , d'une très-mince épaisseur , et incliné de SO"" à peu près au plan de son orbite. Cet anneau se divise en deux anneaux concentriques et séparés par un très-petit intervalle. Si ces anneaux étaient suspendus autour de la planète par la seule force de cohésion de leurs parties, on pourrait craindre, que par l'action continue de la planète, elles ne vinssent à se disjoindre à la longue, conmie il arrive à tous les ouvrages de la nature qui n'ont pas en eux-^mémes une cause de stabilité assurée; les fragments de l'anneau ainsi brisé , se seraient précipités vers la planète ou auraient continué à circuler autour d'elle comme autant de satellites différents. Gela n'étant pas arrivé, on a dû penser que les anneaux se maintiennent autour de la planète par un mécanisme particulier qui dépend des lois de l'équilibre des fluides. Maupertuis avait le. premier abordé cette question; Laplace l'a depuis traitée plus complètement dans la Mécanique Céleste: il a fait

voir que Taoneau supposé fluide peut se maintenir en équilibre autour de Saturne, en vertu de l'attraction mutuelle de ses molécules et de leur pesanteur vers la planète , combinées avec un mouvement de rotation autour d'un axe perpendiculaire à son plan et passant par le centre de Saturne. La force centrifuge qui résulte de ce mouvement de rotation balance la tendance des molécules vers la planète , et assure leur permanence.

Quant à la durée de la rotation de l'anneau, elle doit 4tre la même que celle de la révolution d'un satellite, dont la distance au centre de Saturne serait à peu près égale à. la distance moyenne du bord supérieur et du bord inférieur de l'anneau, au même point. C'est ainsi que Laplace avait trouvé que la durée de cette rotation est de — de jour environ , ce qui a été depuis confirmé par W. Herschel , n" 100 ^ qui a trouvé la durée exacte de la rotation de l'anneau de 10 h. 7 , plus longue de 16'' seulement que la durée de la rotation de la planète. Ainsi la théorie avait découvert la mobilité de l'anneau de Saturne et la durée de sa rotation avant qu'elles n'eussent été reconnues par les observations..

iio6. Les satellites d'Uranusnous sont encore moins connus que ceux de Saturne; tout ce qu'on sait jusqu'ici d'après lea observations d'Herschel, c'est qu'ils se meuvent à très-peu près dans uu même plan presque perpendiculaire à celui de l'orbite de la planète. La peTiitesse de ces astres et leur éloigùement nous laissent peu d'espoir d'acquérir à leur égard des notions plus étendues, k moins de quelque perfectionnement inespéré, daas nos moyens d'observations.

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