ce mouvement paroissoit échapper à tous les moyens qu’on auroit pu employer pour la déterminer. Roëmer et Cassini découvrirent enfin une mesure de ce mouvement dans l’observation des éclipses du premier satellite de Jupiter : cette planète ayant un diamètre plus petit que celui du soleil, le cercle qui sépare sa partie éclairée de sa partie obscure est la base d’une ombre conique située vers cette dernière partie. Les satellites qui tournent autour de la planète principale entrent dans ce cône et en sortent successivement, de manière que leur partie éclairée devient elle-même obscure, et disparoît à mesure qu’ils se plongent dans le cône d’ombre, pour reparoître ensuite au moment où ils s’en dégagent. Supposons que la terre approche de sa conjonction avec Jupiter, c’est-à-dire, du terme où elle seroit placée sur une même ligne droite entre cette planète et le soleil ; dans ce cas, il s’écoulera environ 42 heures ½ entre la fin d’une éclipse du premier satellite de Jupiter et celle de l’éclipse suivante. Concevons maintenant que la terre, en parcourant la moitié de son orbite, ait été se placer vers l’opposition, c’est-à-dire, vers le point où elle se trouveroit derrière le soleil, par rapport à Jupiter. Si la lumière n’avoit aucun mouvement progressif, un spectateur situé sur la terre verroit le premier satellite de Jupiter sortir de l’ombre, après un temps égal à autant de fois 42 heures ½ qu’il y auroit eu d’éclipses depuis le moment de la conjonction. Mais il n’en est pas ainsi, et le spectateur voit, dans ce cas, la fin de l’éclipse environ 16 minutes plus tard que ne la donne le calcul ; de manière que, dans toutes les positions intermédiaires, la différence a toujours été en
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TRAITÉ ÉLÉMENTAIRE
