230 SYSTÈME DE SATURNE. 1659. 



nous découvrîmes d'abord la planète nouvelle et robfervâmes auffi pendant 

 quelques mois ') , ainfi que cette forme de Saturne que nul n'avait encore perçue 

 et que nous décrirons plus tard; toutefois cette dernière obfervation n'était pas 

 entièrement dénuée d'erreur ^). Mais enfuite ayant doublé la première longueur, 

 nous avons en même temps diminué de moitié la diftance 3^ qui nous féparait des 

 corps célelles: nous avons donc pu obfervcr beaucoup mieux et beaucoup plus 

 facilement tous les phénomènes. Ces dernières lunettes, longues de 23 pieds, 

 font conftruites en tôle. D'un côté il s'y trouve inférée une lentille dont la 

 largeur efl; de près de quatre pouces, mais qui n'admet la lumière que par un 

 cercle à diamètre de deux pouces et un tiers. De l'autre côté, celui qu'on 

 approche de l'œil, il y a deux lentilles plus petites, à diamètres de i| pouces, 

 jointes l'une à l'autre, et qui de cette façon équivalent à une lentille convexe 

 réuniiïant des rayons parallèles à une dirtancc de trois pouces ou encore un peu 

 moins '^'). On peut certes conclure de ceci à l'excellence de la plus grande len- 

 tille laquelle eil capable de fupporter une lentille convexe fi courte dont voici le 

 but; plus le rayon de la fphère dont la furface de cette lentille fait partie efl: petit, 

 plus auffi les objets font agrandis. En effet , on trouvera dans notre Dioptrique 

 De combien les la démouflration du théorème fuivant ^^ : le diamètre de l'image aperçue à l'aide 

 p£ks°'tLfcoiés. ^^ ^^ lunette eil à celle de l'objet vu à l'oeil nu, comme la dillance focale de la 

 Comment on éva- lentille extérieure ell à celle de la lentille intérieure ou oculaire. Par conféquent 

 obiemi ^rrakhiL ^^ ^^^ Certain que ce rapport efl à peu près centuple chez nos lunettes, tandis que 

 iéiefcopes. celles de Galilée n'arrivaient pas à groffir les objets plus de trente fois ^'). Il efl 



bien entendu que nous mefurons le grofrifTemenc de la même manière que lui 7) : 

 nous difons qu'un objet quelconque efl: vu à travers le télefcope plus grand qu'à 

 l'œil nu dans un rapport mefuré par l'agrandifl^ement de l'angle fous lequel fon 

 contour fe préfente à l'œil, ou par celui de la largeur de l'image produite au fond 

 de l'œil. 

 Autre mais faufe II y a faus doute cucore une autre manière de mefurer le ffroflifTement, mais 



manière d'évaluer • n n. i r i / • i i ni- i 1.1 /^ 



ce grofifement. 1^" ^''^ P^" correctc , iorlquc nous déterminons la grandeur d un objet tel qu u fe 

 montre dans la lunette fans aucune confidération de l'angle, comme quand nous 

 croyons apercevoir le difque de Jupiter égal à un petit cercle d'un diamètre de 

 deux ou trois doigts. Mais comme le même cercle, par exemple un cercle à dia- 

 mètre de trois doigts, paraît nécefl^airement plus grand ou plus petit d'après la 

 diverfité de fa diflance à l'œil, ne faudra-t-il pas ajouter à quelle difl:ance ce cercle 

 nous apparaîtrait égal au difque de Jupiter? Certes fi l'on n'ajoute pas cela, rien 

 de certain ne femble être indiqué par une comparaifon de ce genre. Et pourtant il 

 y a une caufe cachée pour laquelle une certaine grandeur efl attribuée à l'image 

 obfervée, de préférence à une autre , fa voir fouvent la même par différents obfer- 



^) Du 25 mars 1655, jour de la découverte du satellite, jusqu'au 19 février 1656, lorsque le 

 télescope de 23 pieds fut employé pour la première fois; voir la p. 247 qui suit. 



