nouvelles donnèrent à Cassini la moyenne de 9 h. 55′ 52″ pour la durée de la rotation de Jupiter. La même tache revint encore en 1692, en 1694, puis en avril 1708 : rotation 9 h. 55′ 48″, plus courte de 4 secondes que la moyenne précédente. Enfin, la même tache noire fut aperçue par Maraldi en 1715.
Les divers nombres qui résultent, pour la durée de la rotation de Jupiter, des observations prolongées de Cassini, s’accordent assez entre eux, pour qu’on puisse considérer leurs différences comme dues aux erreurs d’observation.
Mais cet accord remarquable n’existe plus, si, au lieu de considérer la tache si longtemps observée par le célèbre astronome, on déduit la durée du mouvement de rotation d’une autre tache qu’il vit, à partir du 15 décembre 1690, et dont il suivit les mouvements apparents, jusqu’au mois de février de l’année 1691. Cette tache fit sa révolution en 9 h. 51 minutes. Or « cette nouvelle tache, plus obscure que l’ancienne, étoit adhérente, non pas à la bande la plus méridionale de Jupiter, mais à la bande moins méridionale du côté du centre, dont elle étoit fort proche. » Il faut ajouter que, pendant son apparition, d’ailleurs relativement courte si on la compare à celle de l’ancienne tache, elle fut loin de conserver la même figure ; non-seulement elle changea de forme, mais elle se divisa en trois fragments peu éloignés les uns des autres, pour se réunir de nouveau en forme de tache allongée.
De deux autres taches, observées également en décembre 1690 et janvier 1691, Cassini déduisit une rotation de 9 h. 53 m. ; une cinquième, vue en janvier de cette dernière année, lui donna 9 h. 51 m. Enfin, « il en parut au commencement de l’année 1692, qui étoient près de l’équinoctial de Jupiter, dont la période n’étoit que de 9 h. 50 m., et généralement toutes les taches qui passèrent près du centre de Jupiter parurent avoir un mouvement plus vite que celles qui en étoient plus éloignées. »
Voilà un fait d’une grande importance, dont les astronomes n’ont pas manqué de chercher aussitôt, l’interprétation physique. Cassini lui-même se hâte d’ajouter à la constatation du fait une hypothèse qu’il formule en ces termes : « Ces taches, qui avoient un mouvement plus prompt que les autres, étoient aussi plus près de son équinoctial, qui est parallèle aux bandes ; ainsi, suivant l’analogie des bandes de Jupiter avec nos mers, on pourroit comparer le mouvement de ces taches à celui des courants, qui sont plus grands près de l’équateur de la terre que dans tout autre endroit. »
Avant de rapporter les explications de ces inégalités imaginées depuis par d’autres astronomes, citons les observations qui les ont confirmées. Herschel, dans son mémoire de 1781 sur Jupiter, a trouvé, pour la rotation de Jupiter, déduite d’une même tache obscure vue en 1778, 9 h. 55′ 40″ et 9 h. 54′ 53″, c’est-à-dire en moyenne 9 h. 55′ 16″. C’est, à 32 secondes près, le nombre de Cassini. Mais en 1779, une tache claire équatoriale a fourni au même astronome une rotation de 9 h. 51′ 45″ et de 9 h. 50′ 48″. Beer et Mædler, ont fait, du 4 novembre 1834 au 19 avril 1835, une série d’observations de deux taches qui ont donné une moyenne de 9 h. 55′ 26″ et M. Airy, à la même époque, a trouvé un nombre qui n’est inférieur que de 2 secondes à celui des astronomes allemands. Mais les taches observées avaient une latitude boréale de 5 degrés.
Il paraît donc certain que la durée de la rotation de Jupiter, telle qu’on la trouve dans les Éléments astronomiques de l’Annuaire du Bureau des longitudes ne peut et ne doit s’appliquer qu’aux taches extra-équatoriales de la planète, que cette durée est moindre pour les taches voisines de l’équateur et qu’ainsi entre Jupiter et le Soleil, il y a une analogie évidente en ce qui concerne leurs mouvements de rotation.
Mais tandis que la loi des variations de durée que présentent les rotations des taches solaires est connue et a pu être formulée par MM. Carrington, Spœrer, Faye, il n’en est pas de même pour les taches visibles sur Jupiter. Il y a là une lacune qu’il serait important de combler, qui tient sans doute à la rareté des accidents ayant, sur le disque de la planète, une suffisante permanence, et aussi à la difficulté des mesures micrométriques. Mais tant que cette étude ne sera point faite avec quelque rigueur, il est aisé de comprendre que toute interprétation physique de phénomènes mal définis sera au moins prématurée. L’examen des conjectures émises au sujet de la constitution physique de Jupiter va montrer que cette réserve n’a rien que de légitime.
LES PÊCHES DU CHALLENGER
flabellum et ceratotrochus.
Les deux coraux sur l’organisation desquels nous avons à appeler l’attention de nos lecteurs appartiennent tous deux à la classe très-nombreuse des polypes à tige. Ils ont l’un et l’autre dans leur intérieur un prolongement de ce pivot central, qu’on ne pourrait voir sans en pratiquer une coupe. Mais la tige intérieure n’est pas le point de départ de cloisons véritables. Les seules séparations qui existent dans la cavité centrale, sont dues à des expansions latérales qui se révèlent au dehors par des cicatrices ou côtes dont le nombre est variable et leur donnant un aspect particulier.
Ces caractères essentiels sont ceux de la grande famille des Turbinoliens, auxquels nos coraux appartiennent. Quoique offrant des différences essentielles, que nous allons faire connaître, ils font partie de deux genres très-voisins l’un de l’autre.
On pourrait appeler le Ceratotrochus rotifère ou ombellifère, parce que ses tentacules sont disposées
