L’Encyclopédie/1re édition/SATELLITE
# L’Encyclopédie/1re édition/SATELLITE

SATELLITE, s. m. en termes d’Astronomie, signifie des planetes secondaires qui se meuvent au-tour d’une planete premiere, comme la Lune fait par rapport à la Terre. On les appelle ainsi parce que ces planetes accompagnent toujours leur planete premiere, & font avec elle leur révolution au-tour du Soleil. Voyez Planete.

Les satellites se meuvent au-tour de leurs planetes premieres, comme centre, en observant les mêmes lois que les planetes premieres dans leur mouvement au-tour du Soleil. Sur la cause physique de ces mouvemens, voyez Gravité.

On se sert quelquefois indifféremment des mots lune & satellite : & l’on dit les lunes de Jupiter, ou les satellites de Jupiter. Cependant ordinairement on reserve le mot lune pour exprimer le satellite de la Terre, & on appelle satellites les petites lunes qui ont été découvertes au-tour de Jupiter & de Saturne. Voyez Lune.

Les satellites ont été inconnus jusqu’à ces derniers siecles, parce que l’on avoit besoin du secours du télescope pour les appercevoir. On n’apperçoit en effet aucun de ces satellites à la vue simple. Ceux de Jupiter qui sont les plus gros, se distinguent par des lunettes de trois piés, qui les font paroître comme les étoiles de la sixieme ou septieme grandeur paroissent à la simple vue. Pour le quatrieme de Saturne, il faut des lunettes de huit à neuf piés. Le troisieme & le huitieme demandent des lunettes d’un plus grand foyer ; & on ne peut distinguer les premiers qu’avec des lunettes qui excedent au-moins trente ou quarante piés. Voyez Télescope.

Nous ne connoissons point d’autres satellites que ceux de la Terre, de Jupiter & de Saturne ; & il n’y a pas grand sujet d’espérer qu’on en découvre d’autres dans la suite, attendu qu’on a examiné toutes les planetes avec les télescopes les plus longs & les meilleurs qu’il paroît possible de faire. Cependant il est douteux s’il n’y en a point un qui tourne au-tour de Vénus. Voyez Vénus.

Satellites de Jupiter, sont quatre petites planetes secondaires qui tournent au-tour de cette planete, comme elle tourne elle-même au-tour du Soleil.

Simon Marius, mathématicien de l’électeur de Brandebourg, découvrit vers la fin de Novembre 1609, trois petites étoiles proche de Jupiter, qui lui parurent accompagner cette planete, & tourner autour d’elle ; & au mois de Janvier 1610, il en vit une quatrieme. Dans le même mois Galilée fit la même découverte en Italie, & la même année il publia ses observations ; c’est depuis ce tems qu’on a commencé à observer les satellites de Jupiter.

Galilée, pour honorer son protecteur, appella ces planetes, astra Medicea, astres de Médicis ; & en Italie on est encore fort jaloux de leur conserver ce nom ; mais on ne les appelle plus ainsi par-tout ailleurs. Marius qui les avoit vus le premier, appella la plus proche de Jupiter, Mercurius jovialis, Mercure de Jupiter ; la seconde, Venus jovialis, Vénus de Jupiter ; la troisieme, Jupiter jovialis, & la quatrieme, Saturnus jovialis, Saturne de Jupiter.

Antonius-Maria Schyrlaeus de Reita, capucin de Cologne, s’imagina qu’outre ces quatre satellites, il en avoit vu cinq autres le 29 Décembre 1642, & les nomma sidera urbanoctavia, astres urbanoctaviens, en l’honneur du pape Urbain VIII. qui regnoit alors. Mais Naudé, ayant communiqué cette observation à Gassendi, qui avoit observé Jupiter le même jour, Gassendi reconnut bientôt que ce moine s’étoit trompé, & avoit pris pour des satellites de Jupiter cinq étoiles fixes dans l’eau du verseau, qui sont marquées 24, 25, 26, 27 & 28, dans le catalogue de Tycho. Voyez Epist. Gassendi ad Gabriel. Naudæum, de novem stellis circa Jovem visis.

Phénomenes & nature des satellites de Jupiter. 1°. Lorsque Jupiter se trouve entre le Soleil & un de ses satellites, ce satellite disparoît, même quand le ciel est fort serein, c’est-à-dire que ce satellite est éclipsé par Jupiter.

Par conséquent les satellites de Jupiter sont privés de lumiere lorsque les rayons du Soleil qui les vont frapper en ligne droite sont interceptés par Jupiter ; d’où il s’ensuit que ces planetes sont des corps opaques comme la lune, qui n’ont de lumiere que celle qu’ils reçoivent du Soleil ; de-là on peut conclure encore, que puisque Jupiter n’éclaire point ses satellites quand ils sont derriere lui, cette planete doit aussi être privée de lumiere dans la partie opposée au Soleil ; & que par conséquent Jupiter n’est point lumineux par lui-même.

2°. Quand les satellites sont interposés entre Jupiter & le Soleil, on observe une petite tache sur le disque de Jupiter, & cette tache paroît quelquefois plus grosse que le satellite même.

Donc, puisque les satellites sont des corps opaques que le Soleil éclaire, & qui doivent jetter une ombre du côté opposé au Soleil ; il s’ensuit que la petite tache ronde qu’on observe sur Jupiter est l’ombre du satellite : de plus, comme cette tache est circulaire, il s’ensuit que l’ombre du satellite forme un cône ; & que par conséquent les satellites sont d’une figure sphérique, au moins sensiblement.

3°. Lorsque la Terre est entre Jupiter & le Soleil, & qu’un des satellites se trouve aussi entre Jupiter & le Soleil, sa lumiere disparoît & se perd dans celle de Jupiter : ainsi M. Maraldi nous apprend que le 26 Mars 1707, il observa avec un telescope de 34 piés le quatrieme satellite de Jupiter, qui passoit sur cette planete, & qu’il lui parut comme une tache noire ; mais que ce satellite ne fut pas plutôt hors du disque, qu’il reprit son premier éclat. Il observa le 4 Avril une tache semblable formée par une immersion du troisieme satellite ; mais le 11 d’Avril, examinant une immersion du même satellite, il trouva qu’il paroissoit dans tout son éclat, sans laisser aucune tache : le même phénomene a été aussi observé en d’autres occasions par M. Cassini.

MM. Cassini & Maraldi ont souvent remarqué des changemens fort surprenans dans la grandeur apparente des satellites, lorsqu’il ne paroissoit rien dans leur distance soit à la Terre, soit au Soleil, soit à Jupiter, qui pût être l’occasion de ses variations : par exemple, le quatrieme satellite, qui est presque toujours le plus petit des quatre, paroît quelquefois le plus gros, & le troisieme qui est ordinairement le plus gros, paroît quelquefois égal, quelquefois même plus petit qu’aucun des autres.

Puisque les satellites de Jupiter sont éclairés par le Soleil, même lorsqu’ils sont plongés dans la lumiere de Jupiter, & que cependant ils ne laissent pas de paroître quelquefois sans lumiere, & quelquefois de disparoître tout-à-fait, il faut nécessairement qu’il arrive dans leur atmosphere différens changemens qui empêchent que l’action des rayons du Soleil sur eux ne soit toujours le même ; c’est pour cette même raison que leur ombre est quelquefois plus grosse qu’eux.

Tems périodique des satellites de Jupiter. Les périodes ou révolutions des satellites de Jupiter se déterminent par leurs conjonctions avec Jupiter, comme celles des planetes premieres se déduisent de leurs oppositions avec le Soleil. Voyez Période, &c.

M. Cassini a trouvé par cette méthode les périodes des différens satellites, telles qu’il suit :

| 1ᵉ | 1 | 18 h. | 28′. | 36″. |
| - | - | - | - | - |
| 2ᵉ | 3 | 13 h. | 18′. | 52″. |
| 3ᵉ | 7 | 3 h. | 59′. | 40″. |
| 4ᵉ | 16 | 18 h. | 05′. | 06″. |

Distance des satellites de Jupiter à Jupiter. Les quarrés des tems périodiques des satellites sont proportionnels aux cubes de leurs distances à Jupiter, comme il en est des planetes premieres par rapport au Soleil.

Pour déterminer ces distances par observation, on les mesure avec un micrometre en demi-diametres de Jupiter. Ces distances, suivant M. Cassini, sont telles qu’il suit :

Le premier satellite est distant du centre de Jupiter de 5 2/3 demi-diametres de Jupiter.

Le 2ᵉ de 9 demi-diam.

Le 3ᵉ de 14

Le 4ᵉ de 25 & un tiers.

Donc, puisque le demi-diametre de Jupiter est égal à 27 8/11 demi-diametres de la Terre, il s’ensuit que la distance du premier satellite à Jupiter est de 166 demi-diametres terrestres ; celle du deuxieme, de 249 & demi ; celle du troisieme, de 388 ; & celle du quatrieme de 884.

Satellites de Saturne, sont cinq petites planetes qui tournent au-tour de Saturne. Voyez Saturne.

Une de ces planetes, savoir la quatrieme, en comptant depuis Saturne, a été découverte par M. Huygens, le 25 Mars 1655, au moyen d’un télescope de 12 piés de longueur ; les quatre autres ont été découvertes à différentes fois par M. Cassini ; savoir, les deux qui sont le plus proche de Saturne, en Mars 1684, par le secours de deux verres de Campani, l’un de 100 piés de foyer, l’autre de 136 ; la troisieme en Décembre 1672, par le moyen d’un télescope de Campani de 36 piés de long ; & la cinquieme en Octobre 1671, avec un télescope de 17 piés. La plûpart des phénomenes des satellites de Jupiter, & peut-être tous, s’observent aussi dans ceux de Saturne ; ainsi ils paroissent tantôt plus gros, tantôt plus petits : le cinquieme paroît aussi quelquefois éclipsé, &c. par conséquent il n’est point douteux que ces satellites ne soient de la même nature que ceux de Jupiter ; mais à cause de leur grand éloignement, ils paroissent beaucoup plus petits que les satellites de Jupiter, & peut-être le sont-ils en effet. Ils ont beau passer devant Saturne & l’éclipser, on ne peut, à cause de la foiblesse de leur lumiere, distinguer ni leurs immersions, ni leurs émersions. Le premier & le second deviennent même invisibles dès qu’ils s’approchent un peu de Saturne. Le troisieme est un peu plus gros, & reste souvent visible tout le tems de sa révolution. Le quatrieme & le cinquieme se voient aussi assez bien ; le quatrieme paroit toujours le plus gros. Le cinquieme varie de lumiere & de grandeur, sans doute par quelque tache que la révolution rend tantôt plus, tantôt moins dominante sur la lumiere du disque exposé à nos yeux. Les inclinaisons de leurs orbes sont plus grandes que celles des satellites de Jupiter. Le premier acheve sa révolution en 1 jour 21 heures 18 minutes 27 secondes ; le second en 2 jours 17 heures 44 minutes 22 secondes ; le troisieme en 4 jours 12 heures 25 minutes 12 secondes ; le quatrieme en 15 jours 22 heures 34 minutes 38 secondes ; & le cinquieme en 79 jours 7 heures & 47 minutes. Supposant le demi-diametre de l’anneau 1, celui de l’orbe du premier est de près de deux, celui du second de 2 1/2, du troisieme de 3/2, du quatrieme de 8, du cinquieme 23. Le diametre de Saturne est d’environ 20 secondes, celui de l’anneau 45 ; ainsi le diametre de l’orbe du premier satellite est d’une minute 27 secondes ; le second d’une minute 52 secondes ; le troisieme de 2 minutes 36 secondes ; le quatrieme de 6 minutes ; le cinquieme 17 minutes 25 secondes. Les quatre premiers décrivent des ellipses apparentes, semblables à celles de l’anneau, & sont dans un même plan. Leur inclinaison à l’écliptique est de 30 à 31 degrés. Le cinquieme décrit un orbe incliné de 17 à 18 degrés à l’orbe de Saturne, son plan étant entre l’écliptique, & ceux des autres satellites, &c.

Les tems des révolutions des satellites de Saturne, suivant M. Cassini, sont tels qu’il suit :

| 1ᵉ | 1 | 21 h. | 18′. | 31″. |
| - | - | - | - | - |
| 2ᵉ | 2 | 17 h. | 41′. | 27″. |
| 3ᵉ | 4 | 13 h. | 47′. | 16″. |
| 4ᵉ | 15 | 22 h. | 41′. | 11″. |
| 5ᵉ | 74 | 7 h. | 53′. | 57″. |

Les distances de ces satellites au centre de Saturne, selon le même astronome, sont :

| 1ᵉ | satell. | 4 1/8 | { | demi-diam. de Saturne | } | 1 | { | diam. de l’anneau de Saturne. |
| - | - | - | - | - | - | - | - | - |
| 2ᵉ | satell. | 5 3/8 | { | demi-diam. de Saturne | } | 1 1/4 | { | diam. de l’anneau de Saturne. |
| 3ᵉ | satell. | 8 | { | demi-diam. de Saturne | } | 1 2/3 | { | diam. de l’anneau de Saturne. |
| 4ᵉ | satell. | 18 | { | demi-diam. de Saturne | } | 4 | { | diam. de l’anneau de Saturne. |
| 5ᵉ | satell. | 54 | { | demi-diam. de Saturne | } | 10 1/2 | { | diam. de l’anneau de Saturne. |

La grande distance qu’il y a entre le quatrieme & le cinquieme satellite, sait croire à M. Huyghens qu’il pourroit bien y en avoir quelqu’autre entre deux, ou qu’au moins le cinquieme satellite pourroit avoir lui-même un satellite qui tournât au-tour de lui comme centre.

M. Halley a donné dans les Transactions philosophiques, une correction de la théorie du mouvement du quatrieme satellite, qui est celui de M. Huyghens. La vraie période de ce satellite est, suivant M. Halley, de 15 jours 22 heures 41 minutes 6 secondes ; son mouvement diurne, de 22° 34′ 38″ 8‴ ; sa distance au centre de Saturne, de 4 diametres de l’anneau ; & son orbite, qui n’est que peu ou point distante du plan de l’anneau, coupe l’orbite de Saturne sous un angle de 23 degrés & demi. Les satellites tournent aussi, selon toutes les apparences, au-tour de leur axe. Voici les preuves qu’on peut en donner.

1°. Dans les conjonctions des satellites avec Jupiter, on y voit quelquefois des taches, & quelquefois on n’y en voit point, la révolution les faisant sans doute reparoître & disparoître tour-à-tour. 2°. Le même satellite dans les mêmes circonstances, paroît quelquefois plus grand & quelquefois plus petit. Le quatrieme satellite paroît souvent plus petit que les trois autres, & quelquefois plus grand que les deux premiers, quoique son ombre paroisse toujours plus grande sur Jupiter, que celle de ces deux. Le troisieme satellite paroît le plus souvent plus grand que tous les autres, & quelquefois il paroît égal aux deux premiers ; sans doute que les taches tantôt paroissant, & tantôt disparoissant, entraînées par la révolution, en diminuent, ou en augmentent alternativement les apparences. 3°. Le même satellite n’emploie pas toujours le même tems à entrer dans Jupiter, ou à en sortir, y mettant quelquefois 6 & tantôt jusqu’à 10 minutes ; ce qu’on juge venir des taches qui alterent la partie claire en divers endroits. Il est vrai que ces taches pourroient se former & se dissiper ; mais dans l’Astronomie on doit toujours préférer les hypotheses du mouvement local à celles des générations & des destructions.

Nous sommes redevables à M. Pound d’un grand nombre d’excellentes observations sur les satellites, tant de Jupiter que de Saturne. On peut voir dans les institutions astronomiques de M. le Monnier, p. 29. & suiv. le détail de ces observations.

Les éclipses des satellites, sur-tout celles des satellites de Jupiter, sont de la plus grande utilité dans l’Astronomie. En premier lieu, on peut se servir de ces éclipses pour déterminer assez exactement la distance de Jupiter à la Terre : cette méthode est expliquée dans le livre dont nous venons de parler, p. 294 Un second avantage encore plus considérable qu’on a tiré de ces éclipses, c’est la preuve du mouvement successif de la lumiere. Il est démontré par les éclipses des satellites de Jupiter que la lumiere ne vient pas à nous dans un moment (comme les sectateurs de Descartes l’ont si long-tems prétendu), quoiqu’à la vérité son mouvement soit fort rapide. En voici la preuve. Si la lumiere ne venoit pas à nous successivement, mais qu’elle fût instantanée, il est évident que la Terre étant dans la plus grande distance de Jupiter, on appercevroit l’éclipse du satellite au même instant que si la Terre étoit dans la plus petite distance de Jupiter ; au contraire si la propagation de la lumiere se fait successivement & d’une maniere qui puisse être sensible à de fort grandes distances ; il est évident qu’un observateur étant placé plus près de Jupiter, de tout le diametre de l’orbite terrestre, il appercevra plutôt l’éclipse du satellite ; ensorte que, par le moyen de la différence entre le tems ou on apperçoit l’éclipse & celui où on doit l’appercevoir suivant les tables, on connoîtra la vîtesse de la lumiere qui convient au diametre de la Terre. Or c’est précisément ce que les observations ont fait découvrir, puisque toutes les fois que la Terre s’approche de Jupiter, les éclipses des satellites 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 observations qui devient assez considérable. C’est M. Roëmer qui a le premier fait cette découverte, confirmée depuis par la théorie ingénieuse de l’observation. Voyez Observation.

Le troisieme & le plus grand avantage qu’on retire des observations des éclipses des satellites, c’est la connoissance des longitudes sur Terre. En effet, je suppose que deux observateurs, dont l’un est, par exemple, à Paris, l’autre à Constantinople, observent une éclipse du premier satellite de Jupiter, il est certain que cette éclipse arrivera dans le même moment pour chacun des observateurs ; mais comme ils sont placés sous différens méridiens, ils ne compteront pas la même heure : l’un, par exemple, comptera neuf heures du soir, pendant que l’autre n’en comptera que huit : or de-là on déduit l’éloignement des deux méridiens, & par conséquent la longitude. Voyez Longitude.

Les cercles que les satellites décrivent autour de leurs planetes principales ne sont pas fort excentriques ; M. le Monnier nous a donné dans les institutions astronomiques des tables de leurs mouvemens aussi exacts qu’on peut le desirer, dans une matiere dont la théorie est jusqu’à présent si peu connue & si imparfaite. En effet, il est certain par les observations, que les satellites agissent les uns sur les autres, & qu’ils alterent réciproquement leurs mouvemens ; ensorte que la loi de ces mouvemens est extrèmement difficile à découvrir ; on en peut juger par la difficulté de la théorie de la Lune qui est pourtant le seul satellite de la Terre, & dont le mouvement n’est dérangé sensiblement que par l’action du Soleil. Que seroit-ce si outre cette Lune nous en avions encore quatre ou cinq autres qui, par leur action mutuelle, altérassent leurs mouvemens ? C’est là le cas des satellites de Jupiter & de Saturne, sans compter que l’action de Jupiter sur les satellites de Saturne peut avoir encore un effet assez sensible, aussi-bien que l’action de Saturne sur les satellites de Jupiter. Le second satellite de Jupiter est celui où ces inégalités sont le plus remarquables. On ne sauroit trop exhorter les savans géometres de l’Europe à donner la théorie de ces inégalités.

Il n’est pas aisé de savoir quel peut être l’usage des satellites. On croit communément qu’ils sont destinés à suppléer, en quelque sorte, à la lumiere foible que reçoivent des planetes trop éloignées du Soleil, comme Jupiter & Saturne, & à les éclairer pendant leurs nuits. Mais 1°. On ne remarque point de satellite à Mars, on sait que la Terre en a un, & on croit même qu’il y en a un autour de Vénus : voilà donc une planete beaucoup plus proche du Soleil qui a un satellite, & une autre plus éloignée qui paroît n’en pas avoir. 2°. On ne peut gueres dire que la Lune soit destinée uniquement à nous éclairer durant nos nuits, puisque souvent elle nous est cachée pendant la plus grande partie de la nuit. 3°. La nuit d’une planete, toutes choses d’ailleurs égales, doit être censée d’autant plus profonde que le jour y a été plus brillant. Ainsi les planetes les plus proches du Soleil ont une nuit plus obscure à proportion que les autres : elles ont donc, à cet égard, encore plus besoin de satellites. Que faut-il donc croire sur l’usage des satellites ? Il faut savoir dire qu’on l’ignore. (O)

Satellite, satelles ou garde, (Hist. mod.) se dit d’une personne qui en accompagne une autre, soit pour veiller à sa conservation, soit pour exécuter sa volonté.

Chez les empereurs d’Orient, ce mot satellite signifioit la dignité ou l’office de capitaine des gardes du corps.

Ce terme fut ensuite appliqué aux vassaux des seigneurs, & enfin à tous ceux qui tenoient les fiefs, appellés sergenteries. Voyez Sergenterie.

Ce terme ne se prend plus aujourd’hui qu’en mauvaise part. On dit les gardes d’un roi, & les satellites d’un tyran.

