DU MOUVEMENT DES SATELLITES DE JUPITER

Notice historique des travaux des astronomes et des géomètres

sur cet objet.

7. Galilée découvrit, le 7 janvier 1610 , les quatre satellites de Jupiter. Il détermina ensuite, au moyen de leurs configurations, leurs distances au centre de Jupiter et les durées de leurs révolutions, ce que firent également plusieurs astronomes ses contemporains. Ces éléments, quoique déterminés par ce moyen imparfait, suffirent pour faire reconnaître à Kepler que le beau rapport qu'il avait trouvé entre les carrés des temps des révolutions des planètes et les cubes de leurs distances moyennes au centre de leurs mouvements existe dans le système des satellites de Jupiter. Mais ce fut par les observations de leurs éclipses que Ton découvrit les inégalités de leurs mouvements.

Le premier résultat qu'on ait obtenu par ce moyen est la propagation de la lumière. Rômer observa que les éclipses du premier satellite avancent vers les oppositions de Jupiter, et retardent vers ses conjonctions. Il expliqua, en 1675, cette différence par la différence des temps que la lumière du satellite emploie à parvenir à Tobservateur dans les diverses distances de Jupiter à la Terre. Cette explication de Rômer éprouva quelques objections, fondées sur ce qu'elle ne paraissait pas indiquée par les éclipses des autres satellites, où il était difficile de la reconnaître parmi leurs nombreuses inégalités,

UA MÉCANIQUE CËLESTE.

qui n'étaient pâs encore connues; mais ensuite elle fut généralement admise, et Bracll^v fonda sur elle sa théorie de Taberration des astres.

Bradiey indiqua le premier la principale inégalité du retour des éclipses du premier satellite, dont la période est de 4^7 jours. 11 reconnut qu'il existe, dans les retours des éclipses du second satellite, une inégaliti'5 dont la période est la même.

Wargentin, dans les Mémoires d'Upsal pour Tannée 174^, a développé ces inégalités, et il en a reconnu une pareille dans le mouvement du troisième satellite. Il avait encore remarqué, dans le mouvement de ce dernier astre, deux équations du centre; mais ensuite il les a réduites k une seule équation d'une excentricité variable. Enfin Uradiey reconnut, en 1717* Tellipticité de l'orbe du quatrième satellite. Telles sont les inégalités des satellites que les astronomes ont déterminées par les observations, avant que le principe de la pesanteur universelle eût été appliqué a leurs mouvements.

Le retour drs éclipses et leurs durées dépendant surtout de la position des orbites des satellites sur celle de Jupiter, les astronomes se sont spécialement occupés de l'inclinaison de ces orbites et du mouvement de leurs nœuds; mais les variations de ces éléments sont si compliquées qu'ils n'ont donné que des moyens empiriques et trèsimparfaits pour les représenter. Ils ont trouvé que l'on pouvait supposer fixes, à très-peu près, l'inclinaison et le nœud de l'orbite du premier satellite. L'inclinaison de l'orbite du second satellite leur a |)aru variable, dans une période de trente ans environ; le nœud leur a paru fixe ou n'avoir qu'un très-petit mouvement. Ils ont supposé l'inclinaison de l'orbite du troisième satellite variable dans une période d'environ cent trente-deux ans, et le nœud fixe. Enfin, ils ont supposé fixe l'inclinaison de l'orbite du quatrième satellite, et le mouvement du nœud direct et d'environ [\ minutes sexagésimales par année. L'incertitude de ces suppositions, que les observations ultérieures ont obligé de modifier, faisait sentir la nécessité d'éclairer tous ces phénomènes par l'application du principe de la pesanteur universelle, qui devait en recevoir une grande confirmation. Déjà Bradley et Wargentin