ASTRONOMIQUES ET TERRESTRES
362. Premier «jatéme d'expérieneeo propcMié pur Claiilée. — C'est Galilée qui a pour la première fois posé le problème de savoir si la lumière met un certain temps à passer d'un point à un autre ou si elle se propage instantanément. Avant lui, la propagation instantanée de la Imnière était considérée comme un fait évident. Dans ses dialogues sur les sciences modernes, il indiqua, pour résoudre la question, un procédé grossier qui permet seulement de constater que, si la lumière ne se pro|)age pas instantanément, elle a une vitesse beaucoup plus grande (jue les vitesses c(ue nous sommes accoutumés à considérer.
Deux observateurs se placent à une certaine distance l'un de l'autre; ils sont munis tous deux d'une lumière et d'un écran, et ils
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(■nnvi<;imriil i|iin rliafuii ilf^iiiiisqncra sa liimi^rr j\ l'inslnnl oi
vi'iTii ([lin la lumière de l'aulre i>si di^couvprto.
Avant (le procéder aux expériences, les oi)servateiirs se plat dans une chambre otl la durée de la propa^'atlon de la luiniArc < iilre évidemment insensible, et ils s'e\ercent à découvrir leurs iiiières au inâme inslaiit. Quand ils sont arrivés à ce résultat, s'installent de nuit à une jjrande distance l'un de l'autre, après s'i munis de lunettes <jui perniellraienl de faire les observations jiisq une distance de i5 à 18 kilomiMres. Si la lumière met un leii appréciable à parcourir la distance qui les sépare, il y aura un : lervalle de temps sensible entre le nionient où un observateur 1 couvre sa lumière et celui où il aperçoit l'autre lumière découvei
(ialilée fit l'expéi-ieiice pour une distance de aoo mètres; p lard les académiciens del Clmeiitii la répétèrent pour une dîstai |ilus grande, a kilomètres envirfni : dans les deux cas les i-èsiiJt furent négatifs.
3G3. Idées de Deacartea eonduiwknl n une prapac»Hi
Inacantanée. — Descnrtes fut conduit par ses idées théoriqiiei considérer la vitesse de [nopa(fation de la lumière comme infin Eu elTet, il regardait la lumière comme résultant non pas d'u oiidulatian. mais d'une pression transmise du cor|>s lumineux jusqi l'œil, et, comme il supposait le plein absolu, il eu concluait que projiagation de cette pression devait être instantanée. Descarics n'i ilonc ])as , comme ou l'a dit (pielquefois. le créateur de la th«oi <les ondulations: tout l'Iiouneur de celle décoiiverle revient lluvgbens et è Hnoke,
35/1. Découverte de Hoenier. — Irrésiilftrtié des écllpai des Mttelllte« de JiipKer. — lie fut dans la seconde moilii^ 1 wpi' siècle (de ifi^i à i(»7())'" ipie l'astronome danois Rrem mesura pour hi jn'en)ière fois la vitesse de la lumière.
tlet nstrononie avait été amené en Trance par Picard, à la su; d'un voyage (|ue ce savant avait entrepris pour déterminer la 11
VITESSE DE PROPAGATION DE LA LUMIÈRE. 655 sition exacte de l'observatoire de Tycho-Brahé. Il fut attaché h l'Observatoire de Paris oîi , sous la direction Je Gassini , il s'occupa de l'observation des satellites de Jupiter.
On sait que ces satellites pénètrent à chaque révolution dans le cène d'ombre de Jupiler, et il semble que ces éclipses fréquentes doivent permettre de déterminer avec exactitude les mouvements de ces astres ; mais en observant les immersions et les émersîons de ces satellites dans le cine d'ombre, particulièrement celles du premier, Rœmer reconnut que te phénomène était irrégulier. L'intervalle de temps qui sépare deux immersions ou deux émcrsions n'est pas constant, et il est didlcile de se reconnaître au milieu des inégalités qu'on observe.
La première idée qui se présente pour expliquer ces inégalités consiste à supposer que le mouvement du satellite est irrégulier, ou que les observations présentent quelques erreurs accidentelles; mais dans ce cas les différences devraient disparaître lorsqu'on prend les moyennes d'un grand nombre d'observations, et c'est ce qui n'a pas lieu. Rœmer fut ainsi conduit à se demander si le phénomène n'était pas dû à la propagation de la lumière.
Supposons, en effet, que, le soleil étant en S (fîg. 3&a), nou; considérions Jupiter au moment où il est en quadrature avec la terre; Jupiter étant en Jj, et la terre en Tj, le déplacement relatif des deux planètes sera alors le plus considérable. Supposons qu'on observe dans le voisinage de cette position deux immersions ou deux émersions consécutives d'un satellite de Jupiter, l'intervalle qui séparera ces deuK phénomènes sera la durée 6 de la révolution du satellite; cette durée peut être appréciée avec une très-grande exactitude en prenant le temps qui s'écoule entre une émersion et une autre émersion séparée de la première par plusieurs mil- ^■' *' liers d'émersions, car alors l'erreur que
l'on commet est sensiblement la même que s'il s'agissait d'une seule observation, puisque les variations de la pério<le comprise entre deux émersions ou deux immersions consécutives sont très-petites
VuMT, IV. — Conr«Knc«ide phjiHiae. ta
et aiternalivement de signes différents ; de plus , se trouvant divisée par un nombre très-grand, elle devient négligeable.
Soit t l'instant réel de la première immersion , l'immersion suivante aura lieu au temps t+9^ mais on apercevra le premier pht*-
nomène à Fépoque ( + y* D étant la distance de Jupiter k la twrs
et V la vitesse de ia lumière; quant à la deuxième immersion ».aBe
sera vue de la terre à l'époque t + O-] — y-» S étant la variation de
distance des deux planètes, considérée comme positive ou nëgatife suivant que les deux astres s'éloignent ou se rapprochent.
Quand la dislance augmente, on observera donc un intervalle plus long que la durée 6 de la révolution; quand elle diminue, on trouvera un intervalle plus court. Comme c est à l'époque des quadratures que S Si sa plus grande valeur, c'est alors que le phénomène sera le plus sensible, et l'on devra ainsi mettre en évidence la durée de la propagation de la lumière. Cependant, à l'époque où Rœmer faisait ses recherches , les procédés d'observation n'étaient pas encore assez perfectionnés pour que l'on pût déduire avec quelque exactitude la vitesse V, connaissant la différence entre la durée 0 d'une révolution du satellite et l'intervalle de deux immersions successives,
c'est-à-dire connaissant y et de plus les quantités D et ^ qui sont
données par la connaissance des mouvements de Jupiter.
Mais si l'on prend toutes les observations d'éclipsés qui se rap* portent à l'intervalle compris entre la conjonction de Jupiter et Topposition suivante, et toutes celles qui se rapportent à l'intervdle compris entre cette opposition et une nouvelle conjonction, la somme des effets de la durée de la propagation de la lumière devient très« sensible et l'on peut en calculer la vitesse.
En effet, supposons d'abord la terre et Jupiter en conjonction en J2 et T2 (fig. 13^3): au bout d'un certain temps Jupiter se trouve en J3 en opposition avec la terre qui se trouve en T3. Pendant cette période la terre s'est écartée de Jupiter d'une quantité égale au diamètre de l'orbite terrestre. Donc les intervalles entre deux immer^ sions consécutives du satellite de Jupiter devront dans cette période surpasser la durée de la révolution du satellite, et la somme des
VITESSE DE PROPAGATION DE LA LUMIÈRE. 657 excès devra être précisément égale au temps employé par la lumière pour parcourir le diamètre de l'orbite terrestre. Si l'on désigne ce temps par k et le nombre des éclipses par n+i, l'intervalle entre la première et le dernière immersion sera égal à nS + k-^ en désignant cet intervalle par T, on aura
Depuis l'opposition jusqu'à la conjonction suivante, la terre se rapprochera de fit- '^3- Jupiter d'une quantité égale au diamètre de
iWbite terrestre. Dans cette période, les intervalles observés entre deux immersions consécutives seront donc moindres que la durée 6 de la révolution, et la somme des différences sera encore égale à k. On aura
d'où l'on conclut
Cette quantité k, temps que met la lumière À traverser ie diamètre de l'orbite terrestre , a une valeur très-appréciable. Rœmcr l'a trouvée ^aleà 9 3 minutes, ce qui correspond à unevitesse de ^8,ooo lieues. Ce nombre est doublement incertain à cau.'se de l'imperfection de.s connaissances que l'on avait relativement au diamètre de l'orbite terrestre.
365. DAUtcB 4e CssalBl. — Cassini fît aux observations de Rcemer une objection qui semble d'abord péremploire : si les irrégularités observées pour le premier satellite tiennent à une cause générale, comme la propagation de la lumière, ces irrégularités doivent aussi s'observer pour les autres satellites. Mais, à l'époque des travaux de Rœmer, les moyens d'observation n'étaient pas encore assez perfectionnés pour permettre de reconnaître ces irrégularités qui ont été parfaitement constatées plus tard.
Dans une seconde série d'observations, Rœmer trouva là minutes
pour la valeur de A* : la différence considérable qui existe entre ce nombre et le premier indique toute Timperfection des moyens d'ob* servation dont il disposait.
366. Imperfccilona de la méthode de Hcemer» — . marques et ealeula de Delambre. — La méthode de Rcemer a été pendant longtemps abandonnée pour deux raisons :
1** A cause du défaut de précision que présente l'observation des éclipses ;
fi^ Par les inégalités des mouvements des satellites.
D'après Delambre, le défaut de précision peut aller jusqu'à 3 o secondes dans les observations du premier satellite ; il atteint i minute pour les observations du deuxième , 3 minutes pour celles da troisième, et & minutes pour celles du quatrième; quelques éclipses de ce dernier, où il ne reste dans le cône d'ombre que pendant un petit nombre de minutes (i8 à lo), peuvent même échapper à certains observateurs.
Pour ce qui est des mouvements des satellites de Jupiter, ils ne sont pas aussi simples que nous Tavons supposé précédemment : leurs éclipses ne sont pas absolument périodiques et , tant que ces perturbations n'étaient pas bien connues , on ne pouvait déduire des observations une valeur exacte de la vitesse de la lumière.
Cependant Delambre utilisa les observations faites sur un millier d'éclipsés, au voisinage des conjonctions et oppositions de Jupiter, et embrassant une période de i lio années, principalement les observations que Bradley avait faites pendant le xviii' siècle, il conclut de ses calculs que la lumière emploie 8 minutes 1 3 secondes à traverser l'orbite terrestre, ce qui donne pour la vitesse de la lumière 71,000 lieues de a 5 au degré, à 9,000 lieues près.
