s A T 



S A T 



|)itef. Le premier achevé fa révolution en i joiif iï 

 heures i8 minutes 27 fécondes ; le fécond en a jours 

 17 heures 44 minutes 2-2 fécondes ; le troifieme en 4 

 jours 1 2 heures 2 5 minutes ï 2 fécondes ; le quatrième 

 en 1 5 jours 22 heures 34 minutes 3 8 fécondes ; & le 

 cinquième en 79 jours 7heur.es &: 47 minutes. Sup- 

 pofantle demi-diametre de l'anneau i , celui de l'orbe 

 du premier cft de près de deux , celui du fécond de 

 2 Y , du troifieme de l , du quatrième de 8 , du cin- 

 quième 23 . Le diamètre de Saturne eft d'environ 20 

 fécondes , celui de l'anneau 45 ; ainfi le diamètre de 

 l'orbe du pïemïer fatelliie ell d'une minute 27 fécon- 

 des ; le fécond d'une minute 52 fécondes ; le troifie- 

 me de 2 minutes 36 fécondes ; le quatrième de 6 mi- 

 nutes ; le cinquième 17 minutes 25 fécondes. Les 

 quatre premiers décrivent des ellipfes apparentes , 

 femblables à celles de l'anneau , & font dans un mê- 

 me plan. Leur inclinaifon à l'éciiptique efî: de 30 à 

 3 1 degrés. Le cinquième décrit un orbe incliné de 

 17318 degrés à l'orbe de Saturne , fon plan étant 

 entre l'éciiptique, & ceux des autres fateUites , &c. 



Les tems des révolutions des fatcllitcs de Saturne , 

 fuivant M. Cafîini , font tels qu'il fuit : 



I* fatdl. I y. 

 2* 2 



21 h 



. 18' 31' 



17 



41 27 



f 4 



13 



47 16 



4^ 15 



22 



4ï II 



5^ 74 



7 



53 57 



Les diftances de cfes fauUius au centre de Saturne, 

 félon le même aflronome , font : 



5f 



\d&mï - d'mm. 

 de Saturne. 



I 

 I 

 I 



4 



ÏQ; 



\d'mm» de l'art' 

 neau de Sa- 

 \turne. 



5' 54 



La grande diftancé qu'il y a entre le quatrième & 

 le cinquième fauLliu , fait croire à M. Huyghens 

 qu'il pourroit bien y en avoir quelqu'autre entre 

 deux , ou qu'au moins le cinquième fauUite pourroit 

 avoir lui-même un fatcilite^ qui tournât au-tour de lui 

 comme centre. 



M. Haliey a donné dans les Tranfactions philofophl- 

 quts , une correftion de la théorie du mouvement du 

 quatrième fatdliu , qui ell celui de M. Huyghens. 

 La vraie période de ce fatdliu efî: , fuivant M. Hal- 

 iey , de 1 5 jours 22 heures 41 minutes 6 fécondes ; 

 fon mouvement diurne , de 22° 34' 38'' ; fa dif- 

 tance au centre de Saturne , de 4 diamètres de l'an- 

 neau ; & fon orbite , qui n'eft que peu ou point dif- 

 tante du plan de l'anneau, coupe l'orbite de Saturne 

 fous un angle de 23 degrés & demi. Les fatdlmstOMx- 

 nent auffi , félon toutes les apparences , au-tour de 

 leur axe. Voici les preuves qu'on peut en donner. 



1°. Dans les conjonftions des fatdlius avec Jupi- 

 ter , on y voit quelquefois des taches , & quelque- 

 fois on n'y en voit point, la révolution les faifant fans 

 doute reparoître & difparoître tour-à-tour. 2°. Le 

 même fatdlite. dans les mêmes circonftances , paroit 

 quelquefois plus grand & quelquefois plus petit. Le 

 quatrième fatdliu paroît fouvent plus petit que les 

 trois autres, & quelquefois plus grand que les deux 

 premiers , quoique fon ombre paroiiTe toujours plus 

 grande fur Jupiter , que celle de ces deux. Le troi- 

 fieme fatdlite paroît le plus fouvent plus grand que 

 tous les autres , & quelquefois il paroît égal aux deux 

 premiers; fans doute que les taches tantôt paroiiTant, 

 & tantôt difparoiffant, entraînées par la révolution, 

 en diminuent, ou en augmentent alternativement les 

 apparences. 3°. Le même fatdlite n'emploie pas tou- 

 jours le même tems à entrer dans Jupiter , ou à en 

 fortir , y mettant quelquefois 6 & tantôt jufqu'à 10 

 minutes ; ce qu'on juge venir des taches qui altèrent 

 la partie claire en divers endroits. Il efl vrai que ces 

 Tome XIK 



taches pourroient fe former & fe diffiper ; mais dans 

 l'Aftronomie on doit toujours préférer les hypothe- 

 fes du mouvement local à celles des générations Ô£ 

 des deflruftions. 



Nous fommes redevables à M. Pound d'un crrand 

 nombre d'excellentes obfervations iwtXQsfatdlites ,^ 

 tant de Jupiter que de Saturne. On peut voir dans 

 les inflitutions agronomiques de M. le Monnier, 

 p. 2C). & fuiv. le détail de ces obfervations. 



Les éclipfes àcsfatdlites , fur-tout celles àesfa^ 

 tdlues de Jupiter , font de la plus grande utilité dans 

 FAllronomie. En premier heu , on peut fe fervir de 

 ces éclipfes pour déterminer affez exaâement la 

 diflance de Jupiter à la Terre : cette méthode eÛ 

 expHquée dans le livre dont nous venons de parler^ 

 p. 2C)4 .Un fécond avantage encore plus confidérable 

 qu'on a tiré de ces éclipfes , c'eft la preuve du mou-« 

 vement fucceffif de la lumière. Il efî: démontré paï 

 les éclipfes des fateUites de Jupiter que la lumière ne 

 vient pas à nous dans un moment ( comme les feâa- 

 leurs de Defcartes l'ont fi long-tems prétendu) , quoi- 

 qu'à la vérité fon mouvement foit fort rapide. En 

 voici la preuve. Si la lumière ne venoitpas à nous 

 fuccéfîivement, mais qu'elle fût inflantanée , il efî 

 évident que la Terre étant dans la plus grande dif- 

 tance de Jupiter , on appercevroit l'éclipfe du fatd- 

 lite au même infiant que fi la Terre étoit dans la plus 

 petite diflance de Jupiter ; au contraire fi la propa- 

 gation de la lumière fe fait fuccéfîivement & d'une 

 manière qui puifTe être fenfible à de fort grandes 

 diflances ; il efl évident qu'un obfervateur étant pla- 

 cé plus près de Jupiter , de tout le diamètre de l'or- 

 bite terreflre , il appercevra plutôt l'éclipfe du fa^ 

 tdlite ; enforte que , par le moyen dé la différence 

 entre le tems ou on apperçoit l'éclipfe & celui où 

 on doit l'appercevoir fuivant les tables , on connoî- 

 tra la vîtefïé de la lumière qui convient au diâmetre 

 de la Terre. Or c'efl précifement ce que les obfer- 

 vations ©nt fait découvrir , puifque toutes les fois 

 que la Terre s'approche de Jupiter, les éclipfes des 

 fatellites arrivent tous les jours un peu plutôt que 

 quand elle s'en éloigne : car on s'apperçoit peu-à-peu 

 d'une différence entre le calcul & les obfervations 

 qui devient affez confidérable. C'efl M. Roëmer qui 

 a le premier fait cette découverte , confirmée depuis 

 par la théorie ingénieufe de l'obfervation. Fo/e^ Ob- 

 servation. 



Le troifieme & le plus grand avantage qu'on re- 

 tire des obfervations des éclipfes des fatellites , c'efl 

 la connoiffance des longitudes fur Terre. En effet , je 

 fuppofe que deux obfervateurs , dont l'un eft , par 

 exemple , à Paris , l'autre à Conftantinople , obser- 

 vent une éclipfe du premir fateUite de Jupiter , il efi 

 certain que cette éclipfe arrivera dans le même mo- 

 ment pour chacun des obfervateurs ; mais comme ils 

 font placés fous diftérens méridiens, ils ne compte- 

 ront pas la même heure : l'un , par exemple , compte- 

 ra neuf heures du foir , pendant que l'autre n'en 

 comptera que huit : or de-là on déduit l'éloignement 

 des deux méridiens , & par conféquent la longitude. 

 Voye^ Longitude. 



Les cercles que les fatellites décrivent autour de 

 leurs planètes principales ne font pas fort excentri^ 

 ques ; M- le Monnier nous a donné dans les infiitu- 

 lions agronomiques des tables de leurs mouvemens 

 aufîi exaâs qu'on peut le defirer , dans une matière 

 dont la théorie efl jufqu'à préfentfi peu connue ôc fi 

 imparfaite. En effet , il ell certain par les obferva- 

 tions, que les fatellites agïffent les uns fur les autres, 

 & qu'ils altèrent réciproquement leurs mouvemens; 

 enforte 'que la loi de ces mouvemens efl extrême- 

 ment difficile à découvrir ; on en peut juger par la 

 difficulté de la théorie de la Lune qui eft pourtant 

 le feul fatdlite de la Terre, & dont le mouvement 



R R r r ij 



