23 heures, ou environ. Nous avons fait fentir comment cette grande différence d'un nombre prefque égal de jours ou d'heures pouvoit le trouver entre deux bons Obfervateurs toute énorme qu'elle paroît, mais nous allons le faire voir encore plus fenfiblement.

le

L'extrême difficulté de bien observer Venus, fur tout celle d'y découvrir des Taches ou des parties plus luifantes, qui donnent affés de prife pour y faire apercevoir une rotation, peu de temps que feu M. Caffini avoit pu donner à cette Planete, fa détermination de 23 heures avancée fimplement comme un foupçon, quant à la précision de la durée, & en attendant mieux, tout cela a été rapporté en 1729, & la gloire de ce grand Aftronome étoit parfaitement à couvert, quand la détermination de M. Bianchini seroit venuë, qui l'eût emporté fur la ficune, qu'il avoit lui-même si peu garantie. C'est donc pour l'intereft feul de la vérité, & non par un zele exceffif pour la mémoire de ce grand homme, que M. fon fils a entrepris de faire voir que la rotation de 24 jours n'eft point encore fuffifamment prouvée, & cela fans attaquer non plus l'honneur de M. Bianchini, dont on reconnoît tout le mérite, & qui a pu juger comme il faifoit, mais qui ne l'a pas dû néceffairement.

dans

Son obfervation principale, & qu'il regarde comme décifive, a été par l'incommodité du lieu, felon le récit qu'il en fait lui-même, interrompuë pendant près de 3 heures. Au bout de ce temps, il reprend fur Venus les Taches qu'il y avoit faifies d'abord, il les retrouve dans le même état, la même position où il les avoit vûës, à la petite différence près qu'avoit dû y apporter une rotation aussi lente que celle de 24 jours. Cela paroît affés fort. Mais M. Caffini, en prenant les figures des Taches données par M. Bianchini, en supposant l'axe de rotation pofé comme ils en conviennent tous deux, fait voir que pendant les 3 heures d'interruption de l'observation, le mouvement de rotation de 23 heures auroit été tel que d'un côté changeant la pofition des Taches vûës d'abord, ou les faisant difparoître, de l'autre amenant de

nouvelles Taches, il auroit remis le tout précisément dans le même état où on l'avoit laiffé au moment de l'interruption. On entend affés jufqu'où peut aller ce précisément en pareille matiére. Jufque là l'affaire feroit donc devenuë équivoque.

Il femble qu'il n'y ait qu'à recommencer une observation qui ne fera point interrompuë, mais outre qu'il eft rare d'en pouvoir faire une pour Venus, qui fût d'affés longue durée, & que celles de différents jours feront toûjours très-difficiles à lier ensemble à caufe de l'incertitude, & du peu de diftinction des Taches, M. Caffini affûre que ni feu M. Maraldi ni lui n'ont pû feulement appercevoir fûrement des Taches dans les temps les plus favorables, & avec d'excellents Verres. Peutêtre celles que M. Bianchini a vûës ont-elles difparu, peut-être est-il plus aisé de les voir dans un Climat tel que celui d'Italie, & en effet toutes les obfervations de feu M. Caffini fur les Taches de Venus font d'Italie, & il n'en put enfuite retrouver aucunes en ce pays-ci. On continuera cependant ici à les chercher autant qu'il fera poffible, il y a en tout genre des hazards imprévûs & heureux, qui ne font que pour ceux que de longs obftacles n'ont pas découragés.

Au refte M. Caffini fait voir que la rotation de Venus fuppofée de 23 heures 20' ne s'accorde pas moins avec les obfervations de M. Bianchini même qu'avec celles de feu M. Caffini faites en 1666 & 1667. Mais fi l'on fuppofe la rotation de Venus de 24 heures, felon M. Bianchini, alors il faudra rejetter abfolument les obfervations de M. Caffini en 1666 & 1667, car il fe fera trompé en croyant voir les Taches de Venus marcher fur fon difque avec beaucoup plus de vîteffe qu'elles n'en pouvoient avoir réellement. Or on ne peut guere lui attribuer une fi grande erreur, & d'ailleurs une hipothese aftronomique qui fatisfait aux obfervations de deux bons Obfervateurs, eft affûrément préférable à celle qui ne fatisfait qu'aux obfervations de l'un ou de l'autre.

Il s'en faut peu que la rotation de Venus ne foit l'exception d'une Regle qui jufqu'à présent n'en a point dans tout notre Sisteme Solaire, & cela, de l'aveu des deux feufs Aftronomes

I

qui ayent vû cette Planete tourner, M. Caffini & M. Bianchini. Tout notre Tourbillon ayant un mouvement d'Occident en Orient, il eft naturel, il paroît même néceffaire que ce mouvement général qui fait tourner les Planetes fur ellesmêmes en même temps qu'il les emporte autour du Soleil, les pouffe dans l'un & l'autre cas felon fa direction, feulement quelque caufe particuliére & perpétuelle empêche que leur rotation ne fuive la direction fimple d'Occident en Orient qu'a leur Orbite autour du Soleil, & les en détourne, chacune plus ou moins, vers le Nord & vers le Sud. L'Equateur de la Terre, qui eft fon grand Cercle de rotation, eft incliné de 23 degrés fur l'Ecliptique, qui eft son Orbite autour du Soleil, ainfi la direction de la rotation de la Terre eft compofée d'une direction d'Occident en Orient, & d'une autre Nord & Sud. C'eft vifiblement la premiére qui domine, mais il le pourroit en général que la feconde fût la dominante, & enfin le fût infiniment, ce qui arriveroit fi l'on concevoit que I'Equateur faifant avec l'Ecliptique un angle plus grand que 23 degrés, & toûjours plus grand, en faifoit enfin un de 90; alors la rotation de la Terre n'auroit plus rien de la direction d'Occident en Orient, & ne feroit que Nord & Sud. Venus n'est pas fort éloignée d'être dans ce cas-là, puifque l'Equateur de fa rotation eft élevé de 75 degrés fur le plan de fon Orbite. L'Equateur de Jupiter eft prefque dans le plan de la fienne, & c'eft une extrême différence entre ces deux Planetes. Les Poles de la rotation de Venus ont été déterminés par M. Bianchini à 10 degrés d'Aquarius, & à l'opposite.

Dans les rotations des Planetes on appelle hemisphere inférieur celui qui eft tourné vers le Soleil, lieu le plus bas du Tourbillon, l'hémisphere oppofé eft le fupérieur. Si le supérieur va principalement, c'est-à-dire, felon fa plus forte direction, d'Occident en Orient, comme dans tout ce qui nous étoit connu, l'inférieur va néceffairement d'Orient en Occident. De même dans Venus, fi l'hémisphere supérieur va principalement du Nord au Sud, l'inférieur va du Sud au Nord. De-là vient, qu'en différentes observations, Venus ayant été

différemment expofée au Soleil, & les Poles de fa rotation, qui font fixes comme ceux de la Terre, à cause du parallelisme dont nous avons parlé en 1729, s'étant trouvés tantôt l'un tantôt l'autre dans un même hémisphere, soit inférieur, soit supérieur, dans la lumière ou dans l'ombre, on a vû que le mouvement des Taches avoit une direction, tantôt du Nord vers le Sud, tantôt du Sud vers le Nord, felon qu'elles devoient paffer de l'un ou l'autre des hémispheres dans l'oppofé. Cela fuffit pour faire entendre comment M. Caffini a levé cette contrariété apparente. Si l'on vient jamais à faire autant de découvertes fur Mercure & fur Saturne que l'on en a fait depuis peu fur Venus, fa rotation extraordinaire peut faire craindre d'autres nouveautés qui embarrasseroient, & c'est-là du moins une raison pour ne preffer pas tant l'édifice de l'Astronomie phifique.

SUR LES SATELLITES DE JUPITER.

CET

ETTE matiére a été traitée à diverses reprises dans cette année, & nous mettrons ensemble tout ce qui en a été dit, plûtôt felon l'ordre naturel des fujets, que felon celui des temps.

*

P. 77

& fuiv.

M. Grandjean a examiné les causes des variations ou inéga→ V. les M. lités qui fe trouvent dans les Eclipses des Satellites de Jupiter, P.419. & fur lesquelles les Tables, quoiqu'exactes d'ailleurs, n'ont point compté; nous avons dit en 1707* qu'on avoit rapporté la cause de ces variations du 1er Satellite au mouvement fucceffif de la lumiére, & que feu M. Maraldi avoit combattu cette hypothefe. M. Grandjean en convenant des raisons lesquelles M. Maraldi la combat, ne laiffe pas de la recevoir d'autres raifons; mais il la croit infuffifante, fi on la prend feule, & il fait entrer dans l'effet propofé de nouvelles causes, dont il a donné une petite Théorie.

par

Quand on peut voir l'Immersion d'un Satellite dans l'ombre de Jupiter, & l'Emerfion fuivante, on compteroit naturellement pour la durée de l'Eclipfe le temps écoulé entre

I'Immerfion & l'Emerfion, en fuppofant que l'une & l'autre a été totale; c'est-à-dire, que le Satellite a été entiérement plongé dans l'ombre au moment qu'on a ceffé de le voir, & qu'il en étoit entiérement forti au moment qu'on l'a revû. Mais cela n'est pas exactement vrai, & il y a déja long-temps qu'on le fçait. Un Satellite difparoît fans être entiérement plongé dans l'ombre, & dès qu'il le fera affés pour n'envoyer plus une lumiére fuffifante à nos yeux; ainfi on comptera trop tôt le moment de l'Immersion, ou, ce qui eft la même chofe, l'Immerfion retardera. Par la raison contraire, le Satellite reparoîtra avant que d'être entiérement forti de l'ombre, & l'Emersion avancera.

Ce raifonnement a fuppofé pour plus de clarté, mais il ne demande point néceffairement, que l'on voye dans une mê me Eclipse l'Immersion & l'Emerfion. Il eft aifé de voir comment on l'appliquera aux Eclipfes du 1er Satellite, où il *V. l'Hift. n'y a que l'une ou l'autre de ces Phafes qui foit vifible. *

de 1727.

p. 112.

Plus un Satellite eft éclairé par Jupiter, plus il eft de temps à fe plonger dans l'ombre avant que nous le perdions de vûë, ou, ce qui revient au même, plus fa moindre partie visible, celle qui fuffit pour le faire voir, eft petite, & plus l'Immerfion apparente s'approche de la vraye. La même idée renverfée s'appliquera à l'Emerfion. Cela dépend de la distance du Satellite à Jupiter, & fuppofe, comme il est très- vraifemblable, que les Orbes des Satellites ne foient pas concentriques à Jupiter.

Plus un Satellite eft vû de près par la Terre, plus il eft vû lumineux, plus fa moindre partie visible eft petite, &c. cela dépend de la distance de la Terre à Jupiter.

Puifque la moindre partie vifible d'un Satellite eft tantôt plus grande, tantôt plus petite, elle varie dans chacun. On peut fuppofer qu'elle varie également dans chacun d'une certaine quantité, comme de du diametre, & ce fera là l'étenduë de la variation de leurs Eclipfes. Un Satellite dont la revolution autour de Jupiter fera plus prompte, parcourra plus vîte cette étenduë de variation de ces Eclipfes; c'eft-à-dire,