Le système de Saturne
par Christiaan Huygens de Zuylichem, fils de Constantyn.

Lorsque Galilée se fut servi pour la contemplation des corps célestes des lunettes optiques, cette excellente invention faite dans nos Pays-Bas, et que, le premier de tous, il eut fait connaître aux mortels les remarquables phénomènes planétaires que l'on sait, les plus étonnantes de ses observations me semblent avoir été celles qu'il a publiées concernant la planète Saturne1). Car les autres, quoique dignes d'admiration et de haute estime, n'étaient pas cependant de telle nature qu'il fallait se demander ardemment quelles pouvaient être les causes des phénomènes aperçus. Seules les apparences variables de Saturne pouvaient faire soupçonner quelque artifice nouveau et caché de la nature: ni Galilée lui-même, ni aucun autre astronome dans tout le temps écoulé depuis (qu'ils ne m'en veuillent pas) n'a d'ailleurs réussi à deviner cette cause. Il avait d'abord aperçu Saturne luisant non pas avec un disque unique, mais ayant une apparence pour ainsi dire triple, deux astres plus petits et fort proches de l'astre central et plus grand y étant ajoutés de part et d'autre. Et comme cette apparence demeurait à peu près invariable durant trois années, il se tenait fermement convaincu que, de même que Jupiter a quatre satellites, Saturne en a deux, mais qui sont immobiles et resteront toujours attachés à ses côtés dans la même position. Toutefois il fut forcé de changer d'avis lorsque Saturne se montra solitaire2), entièrement dévesti de ses

Christiani Hvgenii Zulichemii, Const. F.
Systema Saturnium.

CVM ad caelestium contemplationem tubos opticos, nobilissimum Belgicae nostrae inventum, Galileus admovisset, celeberrimaque illa Planetarum phaenomena mortalibus primus aperuisset; in his, ea quae de Saturni stella prodidit1), vel praecipuè admiratione digna fuisse videntur. Nam caetera quidem, etsi suspicienda meritò ac magni facienda, non tamen ejusmodi erant, ut, quibus de causis talia cernerentur, enixè quaerendum esset. Saturni vero mutabiles figurae novum quoddam & reconditum naturae artificium praeferebant, cujus certè rationem neque Galileo ipsi, neque tanto post tempore Astronomorum cuiquam (pace eorum dixerim) divinare contigit. Hunc primò non simplici orbe lucentem, sed veluti tergeminum conspexerat, binis stellis minoribus mediae majori proximè utrinque adjectis. Eâque formâ triennio fere absque ulla mutatione perseverante, certò sibi persuaserat, quales Iovi quatuor, tales duos comites Saturno obtigisse, nullo tamen motu praeditos, eóque simili positu semper lateribus haesuros. Verùm sententiam mutare coactus est, solitario Saturno prodeunte2), ac priore satellitio penitus destituto. Quod

appendices. Ce qu'ayant aperçu avec étonnement et essayant d'arriver à la cause du phénomène par conjectures, il fit certaines prédictions sur le temps du retour de la première phase1). Mais on a constaté que les événements n'ont pas confirmé ces prédictions comme il l'avait espéré et que de plus Saturne ne se contente pas d'apparaître de deux façons différentes seulement: plus tard d'autres formes étonnantes et merveilleuses se montrèrent dont les premières descriptions à notre su ont été données par Giuseppe Biancini3) et Francesco Fontana4), formes si insolites5) que beaucoup de gens les considérèrent comme des effets d'une illusion optique et comme des images propres plutôt aux lentilles qu'au ciel, jusqu'à ce qu'il fut établi par le fait que plusieurs observateurs voyaient la même chose, qu'elles n'avaient pas été publiées d'après de vaines apparences.

Étant en conséquence poussé, moi aussi, par un grand désir de contempler ces miracles célestes, comme je n'avais à ma disposition que des lunettes vulgaires d'une longueur de cinq ou six pieds, je me suis mis à cultiver avec tout le soin et toute l'énergie possibles l'art de former des lentilles pour ce but, et je n'ai pas eu à me repentir d'avoir mis moi-même la main à l'oeuvre: après avoir surmonté beaucoup de difficultés (car cet art a plus de difficultés cachées qu'elle ne semble en offrir de prime abord) j'ai enfin construit des lentilles telles qu'elles m'ont donné l'occasion d'écrire ce qui va suivre. Car dirigeant continuellement mes télescopes sur Saturne, j'y ai trouvé une figure différente de celle que la plupart de mes prédécesseurs y avaient cru voir: les appendices très-voisins qui y étaient attachés, me parurent être non pas deux planètes, mais plutôt tout autre chose; tandis que je vis une seule planète n'ayant rien de commun avec ces appendices, plus éloignée de Saturne et circulant autour de lui en seize jours, planète dont on avait ignoré l'existence durant tous les siècles passés. De cette nouvelle observation faite par moi j'ai averti les Astronomes il y a trois ans suivant le conseil d'un homme illustre, remarquable pour son intelligence aussi bien que pour ses vertus,

cum admirabundus vidisset & causam rei conjectura assequi tentaret, de reditus tempore, quo prior illa phasis restitui deberet, nonnulla vaticinatus est1). Sed neque haec ita tunc successise quemadmodum speraverat deprehensum est, nec+ gemina modò aspectus diversitate Saturnum con|2) tentum esse. Etenim aliae deinceps mirabiles ac prodigiosae formae apparuerunt, quas primùm à Josepho Blancano3) & Francisco Fontana4) descriptas novimus; adeo quidem insolita specie5), ut multis oculorum ludibria censerentur, imaginesque vitris potius quam caelo haerentes: donec pluribus eadem videntibus, haud vano indicio proditas fuisse constitit.

Igitur ipse quoque ad haec caeli miracula conspicienda magno desiderio actus; cum non nisi vulgaria suppeterent perspicilla, quinum aut senum pedum longitudine; artem eam qua vitra in hosce usus figurantur quanta potui cum cura diligentiaque excolere aggressus sum, nec piguit ipsummet operi manus admovisse; quoad multis superatis difficultatibus (nam plures in recessu haec ars habet quam prima fronte praeferre videatur) ea denique vitra mihi effeci, per quae ad haec scribenda praebitum est argumentum. Continuo enim ad Saturnum telescopia dirigens, aliam ibi rerum faciem reperi, quàm plerisque antehac fuerat credita. Nam quae vicinae illi haerebant appendices, eas non sane geminos planetas, sed quidvis potius aliud esse, diversum vero ab his unumque numero planetam, majori intervallo à Saturno remotum, diebus sexdecim circa eum ambire apparuit; & hunc quidem omnibus antehac saeculis ignoratum. De qua nova nostra observatione tribus abhinc annis Astronomos certiores feci, prudenti consilio obsecutus viri

savoir Jean Chapelain1). En effet, lorsque, lors de mon séjour à Paris3), j'avais parlé du satellite de Saturne vu par moi à ce savant ainsi qu'à Gassendi2) et à d'autres, il estima que pour beaucoup de raisons je ne devais pas garder pour moi une nouvelle, qui ferait tant de plaisir à tout-le-monde, jusqu'à ce que j'aurais achevé d'écrire le Système de Saturne, comme j'en avais l'intention. Par conséquent, le 5 mars de l'année 1656, j'ai publié4) l'observation de la Lune de Saturne (car c'est là le nom que nous avons donné non sans bonne raison au nouvel astre) et en même temps l'hypothèse destinée à expliquer la cause des autres phénomènes de Saturne, mais cette dernière avec inversion des lettres de la phrase5) et seulement dans le but de démontrer que cette hypothèse nous était déjà connue à cette date ainsi que pour inviter de sorte d'autres observateurs à publier leur manière de voir à ce sujet et pour les empêcher de se plaindre de ce que la gloire de la découverte leur eût été enlevée dès ce moment. Plus tard cependant, à la demande du même éminent homme6), j'ai donné aussi la solution de ce logogriphe et je lui ai expliqué sommairement l'hypothèse entière7): il est possible que de lui notre théorie sur les phases de Saturne soit déjà parvenue a plusieurs autres personnes8). Mais l'étonnante et insolite construction de la nature autour de cette planète exige sans doute une discussion plus ample, et nous ne devons pas nous attendre à ce que tout le monde ajoute foi soit à ce que nous rapportons soit à ce que nous assumons pour expliquer les phénomènes, à moins qu'ils ne voient nos hypothèses confirmées par des raisonnements convaincants et nos affirmations par le témoignage des observations. C'est pourquoi nous nous proposons maintenant de satisfaire à l'une et à l'autre demande. En premier lieu nous déterminerons d'après les observations, aussi exactement que nous le pourrons, ce qui se rapporte au mouvement et à la période du satellite de la planète, et nous construerons des tables de son mouvement. Ensuite nous assignerons une cause à chacune des phases de Saturne lui-même, de sorte qu'il sera facile de conclure aussi aux phases futures.

Mais avant de présenter nos observations au lecteur, il sera utile de consacrer quelques mots à nos télescopes à l'aide desquels nous les avons déduites du ciel afin que ceux qui désirent contempler le satellite de Saturne et les formes admirables+ de la planète elle-même sachent quels tubes et quelles lentilles sont nécessaires à ce but, et afin qu'il puissent comparer les leurs, s'ils en ont, avec les nôtres. Le premier télescope dont nous nous sommes servis n'avait pas plus de 12 pieds; il était pourvu de deux verres convexes, dont celui qui était près de l'oeil, réunissait des rayons parallèles à une distance d'un peu moins de trois pouces, c'est-à-dire de trois douzièmes d'un pied de Rhijnlande9). Avec celui-ci

Illustris, ingenioque juxta ac virtute conspicui, Joh. Capelani1). Huic enim, uti & Gassendo2) aliisque, cum Lutetiae Parisiorum agens3), de Saturni comite à me viso narrassem, multas ob causas censuit, non reticendum tam gratum omnibus futurum nuncium, quoad illud quod meditabar integrum Saturni Systema perscripsissem. Itaque anno 1656 die 5 Martij, de Saturni Luna (ita enim novam stellam nec+ immerito appella|vimus) observationem emisi4), atque unà hypothesin quae causam reliquorum Saturni phaenomenôn contineret; sed hanc confuso elementorum quibus scribebatur ordine5), quo tantùm, non ignorasse nos eam illo jam tempore, testatum esset, alijque etiam ad vulganda quae commenti essent hoc pacto invitarentur, neque sibi praereptam quererentur inventionis gloriam. Deinceps vero rogatu ejusdem Viri eximij6), solvi quoque hunc literarium gryphum, totamque hypothesin summatim illi exposui7): unde jam ad plures forsitan nostra de Saturni phasibus sententia manaverit8). Sed pleniorem utique tractationem postulat mira & insolens circa hunc planetam naturae fabrica, neque expectare debemus ut vel à nobis relatis, vel ad explicanda phaenomena adsumtis, fidem omnes habeant, nisi & haec rationum momentis, & illa observationum testimonio adstructa viderint. Quamobrem horum utrumque nunc praestare nobis propositum est. Ac primò quae ad comitis planetae motum periodumque spectant accuratè, quantum fieri poterit, ex observatis definiemus, motusque ejus tabulas condemus. Deinde ipsius Saturni phases singulas suis causis assignabimus, ita ut futuras quoque inde praenoscere in promptu sit.

Sed antequam observationes exhibeamus, de telescopijs nostris quibus caelo eas deduximus, pauca referre expediet, ut sciant hinc, qui comitem Saturni, mirabilesque Planetae ipsius figuras intueri cupiunt, qualibus ad hoc tubis vitrisque indigeant; utque suos si quos habent, possint cum nostris contendere. Primus quem+ adhibuimus duodenos pedes non excedebat, duobus convexis vitris instructus, quorum id quod oculo vicinum erat, radios parallelos cogebat ad trium paulo minus pollicum, sive unciarum pedis Rhenolandici distantiam9). Eo planetam

nous découvrîmes d'abord la planète nouvelle et l'observâmes aussi pendant quelques mois1), ainsi que cette forme de Saturne que nul n'avait encore perçue et que nous décrirons plus tard; toutefois cette dernière observation n'était pas entièrement dénuée d'erreur2). Mais ensuite ayant doublé la première longueur, nous avons en même temps diminué de moitié la distance3) qui nous séparait des corps célestes: nous avons donc pu observer beaucoup mieux et beaucoup plus facilement tous les phénomènes. Ces dernières lunettes, longues de 23 pieds, sont construites en tôle. D'un côté il s'y trouve insérée une lentille dont la largeur est 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'oeil, il y a deux lentilles plus petites, à diamètres de 1½ pouces, jointes l'une à l'autre, et qui de cette façon équivalent à une lentille convexe réunissant des rayons parallàles à une distance de trois pouces ou encore un peu moins4). On peut certes conclure de ceci à l'excellence de la plus grande lentille laquelle est capable de supporter une lentille convexe si courte dont voici le but: plus le rayon de la sphère dont la surface de cette lentille fait partie est petit, plus aussi les objets sont agrandis. En effet, on trouvera dans notre Dioptrique+ la démonstration du théorème suivant5): le diamètre de l'image aperçue à l'aide de la lunette est à celle de l'objet vu à l'oeil nu, comme la distance focale de la lentille extérieure est à celle de la lentille intérieure ou oculaire. Par conséquent il est certain que ce rapport est à peu près centuple chez nos lunettes, tandis que celles de Galilée n'arrivaient pas à grossir les objets plus de trente fois6). Il est bien entendu que nous mesurons le grossissement de la même manière que lui7): nous disons qu'un objet quelconque est vu à travers le télescope plus grand qu'à l'oeil nu dans un rapport mesuré par l'agrandissement de l'angle sous lequel son contour se présente à l'oeil, ou par celui de la largeur de l'image produite au fond de l'oeil.

+ Il y a sans doute encore une autre manière de mesurer le grossissement, mais qui est peu correcte, lorsque nous déterminons la grandeur d'un objet tel qu'il se montre dans la lunette sans aucune considération de l'angle, comme quand nous croyons apercevoir le disque 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 diamètre de trois doigts, paraît nécessairement plus grand ou plus petit d'après la diversité de sa distance à l'oeil, ne faudra-t-il pas ajouter à quelle distance ce cercle nous apparaîtrait égal au disque de Jupiter? Certes si l'on n'ajoute pas cela, rien de certain ne semble être indiqué par une comparaison de ce genre. Et pourtant il y a une cause cachée pour laquelle une certaine grandeur est attribuée à l'image observée, de préférence à une autre, savoir souvent la même par différents obser-

novum & deteximus primùm, & per aliquot menses observavimus, nec non formam+ eam Sa|turni, quae à nemine adhuc percepta fuerat, quamque postea describemus, licet non prorsus erroris2) expertem. Inde verò duplicata priori longitudine, simul duplo propiores sideribus facti sumus3), multoque meliùs faciliusque phoenomena omnia adnotavimus. Et hi quidem tubi 23 pedum, è ferri bractea constructi sunt, habentque ab altera parte vitrum insertum, cujus latitudo ad quatuor pollices, sed in quo non major pateat circulus quam diametro duorum pollicum cum triente. Ab altera parte, quae nimirum oculo admovetur bina sunt vitra minora, 1½ pollicem diametro aequantia, juncta invicem, quaeque hoc pacto aequipollent convexo colligenti radios parallelos ad intervallum unciarum 3, aut paulo etiam angustius4). Ex quo sané majoris vitri excellentia aestimanda est, tam breve convexum perferre valentis: quoniam quanto minori de sphaera id fuerit, tanto res visae magis ampliantur. Illud enim in Dioptricis nostris demonstratum invenietur5), speciei per tubum visae ad eam quae nudo oculo percipitur, hanc secundum diametrum esse rationem, quae distantiae foci in exteriori vitro ad illam, quae in interiori sive oculari vitro est, foci distantiam. Centuplam itaque fere rationem hanc+ in perspicillis nostris esse constat, cum Galileana non ultra trigecuplam processerint6). Nam quantitatem incrementi eodem modo nos atque ille7) aestimamus; nempe ut tanto major res quaeque per tubos quam nudo visu conspici dicatur, quanto majori angulo ad oculum extrema ejus deferuntur, sive quanto latior ejus imago in fundo oculi depingitur.

Est autem & alia aestimandi augmenti ratio, sed parum ex vero, cùm absque+ ulla anguli consideratione apparentem perspicillo alicujus rei magnitudinem determinamus; velut cum Jovis orbem circello duorum aut trium digitorum latitudine aequalem nobis cerni putamus. At enim cum idem circulus, trium puta+ digitorum diametro, major minorve ne|cessario appareat, pro diversa sui ab oculo distantia, nonne etiam adjiciendum sit, quanto ex intervallo conspectus circulus disco Jovis aequalis cernatur? Profectò nisi hoc addatur, nihil certi ea comparatione designari videtur. Et tamen ratio subest cur magis una quaepiam quam alia magnitudo imagini visae tribuatur, & quidem à pluribus saepé spectatoribus

vateurs. Mais nous reviendrons peut-être sur ce sujet en un autre lieu1). Qu'il suffise à présent d'avoir montré qu'une estimation de ce genre est absolument trompeuse. On le voit immédiatement en songeant à ce fait que lorsque la Lune ou une constellation quelconque, Orion par exemple, est aperçue près de l'horizon, la vue la juge beaucoup plus grande que lorsqu'elle a atteint une grande hauteur et se trouve a peu près au zénith, quoiqu'il soit certain qu'en cet endroit elle apparaisse sous un angle nullement diminué. Or, dans le cas des images regardées par le télescope il se produit une erreur encore plus grande2). En effet, lorsque par exemple Jupiter, vu de l'oeil qui regarde dans le télescope, apparaît bien trois fois plus large selon le diamètre que la Lune vue de l'autre oeil nu et que par conséquent, lorsqu'on laisse les deux images coïncider, la Lune est largement recouverte par Jupiter, néanmoins Jupiter contemplé seul semble à beaucoup d'observateurs n'avoir qu'une largeur de trois doigts; il est vrai que j'en ai trouvé quelques-uns qui le considéraient comme égal au disque lunaire et lui attribuaient donc du moins le tiers de sa véritable grandeur apparente. Il est donc certain qu'on cherche vainement à déterminer le grossissement du télescope de cette manière. Mais on le déterminera correctement d'après la méthode de Galilée, qu'il a fait connaître dans le ‘Nuntius Sidereus’3); ou bien, parce que cette méthode présente des difficultés dans le cas des télescopes de fort grandes dimensions, par la recherche de la distance focale de chaque lentille et par la comparaison de ces distances entre elles. Nous avons dit qu'on trouve de cette façon pour nos télescopes un grossissement centuple à peu près.

+ Je pense que ceux qui liront ces pages apprendront volontiers aussi quelles observations nous avons faites avec les mêmes instruments sur les planètes autres que Saturne ainsi que sur les étoiles fixes: en voici donc pour eux un rapport succinct. En premier lieu nous avons souvent examiné la question de savoir si certains satellites tournent aussi autour de Vénus, de Mars ou de Mercure: nous n'en avons jamais trouvé. Auprès de Jupiter nous en avons trouvé quatre et pas plus. Ceux-ci sont toujours facilement visibles à l'aide de notre télescope, à moins que Jupiter n'en cache quelqu'un par son disque ou par son ombre. Mais ils redeviennent visibles aussitôt qu'ils commencent à en sortir, et même avant d'en être tout-à-fait

eadem. Verùm de his aliàs fortasse1). In praesentia illud ostendisse suffecerit, fallacem omnino esse hoc modo initam aestimationem. Idque primùm inde liquet, quod Lunâ aut signo aliquo caelesti, velut Orione, prope horizontem conspecto, idem longè majus visus judicet, quam ubi altè jam ac supra verticem penè adstiterit, cum tamen hîc nihilo minori angulo illud comprehendi certum sit. In his autem quae telescopio intuemur major adhuc error contingit2). nam cum, exempli gratia, vel triplo latior secundum diametrum appareat Jupiter, oculo altero per telescopium nostrum spectatus, quam Luna oculo altero vacuo, atque adeo utrâque hac specie, in unum convenire jussâ, latè à Jove Luna contegatur; nihilominus cum seorsim Jupiter inspicitur, trium circiter digitorum latitudinem plerisque spectatoribus aequare tantummodò existimatur. quanquam aliquos repererim qui disco Lunari aequalem faciebant, atque ita tertiam partem saltem tribuebant ejus quae reipsa apparet amplitudinis. Quamobrem de multiplicatione telescopij malè hoc modo inquiri certum est. Fiet autem rectè Galilei methodo, quam in Sidereo nuntio tradidit3); vel, quia haec in praegrandibus telescopijs difficultatem habet, inquirendo foci distantias in singulis vitris, easque inter se comparando. Qua ratione diximus centuplum fere augmentum tuborum nostrorum reperiri.

Caeterùm libenter intellecturos credo qui haec legent, qualia etiam eorum ope+ de reliquis praeter Saturnum planetis fixisque stellis observaverimus: de quibus+ breviter ergo haec | habeant. In primis saepe illud quaesivimus, num aliqui etiam apud Venerem, Martem aut Mercurium comites circumferrentur, ubi tamen nullos unquam reperimus. Apud Jovem autem quatuor neque amplius. Qui quidem semper ac facilè telescopio nostro patent, nisi cum disco suo aut umbra Jupiter aliquem abscondit. Inde verò quamprimum rursus emergere incipiunt fiunt

sortis, comme je me souviens de l'avoir vu plus d'une fois1). En second lieu, en ce qui concerne les zones ou bandes aperçues chez Jupiter par quelques observateurs+2) et qui ne présentaient pas toujours la même apparence, nous les avons souvent vues3), moi et ceux qui prenaient part à mes observations, plus lucides que le reste du corps de Jupiter, quoique d'autres affirment qu'elles sont plus obscures: peut-être l'espace situé entre deux zones plus lucides leur est-il apparu comme une zone plus obscure. Or, en 1656 nous avons observé ces zones à beaucoup plus grande distance l'une de l'autre que les trois années suivantes, comme on peut le voir dans les figures ci-jointes [Fig. 1]4). Peut-être de cette instabilité ne concluerons-nous pas à tort que, pareillement à nos nuages, certaines vapeurs occupent l'éther voisin de Jupiter lesquelles se forment en plus grande quantité et avec une plus grande densité tantôt à une tantôt à une autre latitude.

+ Chez Mars aussi j'ai observé en 1656 une zone unique de ce genre, zone fort large et couvrant la partie moyenne du disque, comme la figure adjointe le fait voir. De plus j'ai remarqué quelquefois qu'une partie du disque de cette planète manquait, et chez Vénus j'ai vu toutes les phases comme chez la Lune5). D'autres6) d'ailleurs ont également établi les derniers phénomènes à l'aide de lunettes plus petites.

+ Quant aux diamètres des étoiles fixes, même des plus brillantes, je n'ai jamais réussi à leur trouver une grandeur apparente: je ne les ai vues que sous forme d'un point minime, toutes les fois que je me suis servi de lentilles recouvertes d'une légère couche de suie dans le but d'écarter le rayonnement. Mais en couvrant, d'après le conseil de Hevelius qui se trouve dans son excellent ouvrage séléno-

conspicui, imò priusquam toti exierint, ut non semel me vidisse memini1). Porrò quae in Jove zonae seu fasciae quibusdam animadversae sunt2), non semper eâdem++ formâ praeditae; has ego & qui mecum observarunt3) perspi|cuè saepe animadvertimus reliquo Jovis corpore magis lucidas, cum tamen alij obscuriores asserant; quibus forsitan interjectum spatium inter binas zonas lucidiores pro una obscuriore fuerit. Atque anno quidem 1656, multo majori intervallo, quam sequentibus tribus, illas à se mutuo distare comperimus, sicut in adjunctis delineationibus videre est. Qua ex instabilitate non malè forsan colligemus, ad instar

nubium nostrarum, vapores quosdam vicinum Jovi aetherem insidere qui nunc his nunc illis climatis crebri magis confertique exoriantur.

In Marte quoque cingulum ejusmodi unicum anno 1656 deprehendi, latum+ admodum, mediamque disci partem offuscans, quemadmodum figura adjecta demonstrat. Insuper discum planetae hujus parte aliqua deficientem vidi aliquoties, & in Venere phases omnes quales Lunae5). Verùm haec minoribus etiam telescopijs alij6) notarunt.

Fixarum autem diametros etiam maximè splendidarum nulla unquam latitudine+

graphique1), la lentille extérieure de manière à ne laisser qu'une ouverture exiguë j'ai vu que les étoiles présentent une certaine grandeur; j'estime donc que cette dimension n'appartient pas aux étoiles elles-mêmes mais qu'elle provient d'une certaine fallace de la vue. En effet, notre méthode déjà mentionnée d'observer les étoiles à travers la fumée dont la lentille près de l'oeil est induite, est juste et libre de tout soupçon d'erreur: nous regardons communément de cette même façon les planètes trop brillantes et le soleil lui-même. Or, excluant la majeure partie de la lumière en se servant d'une petite ouverture, je pense qu'on n'écarte pas tout-à-fait les rayons qui entourent les astres, mais qu'on les condense dans un espace borné par une courbe fermée plus petite et à peu près circulaire qui aux observateurs non avertis se fait prendre pour le corps de l'étoile même2).

+ Mais il me vient à l'esprit un phénomène, ayant rapport aux étoiles fixes, qui

mérite bien d'être rapporté et qui jusqu'à présent n'a été observé par personne que je sache; d'ailleurs il ne peut être bien aperçu qu'à l'aide de ces grands télescopes. Trois étoiles fort proches l'une de l'autre sont placées par les astronomes sur le glaive d'Orion. Regardant par hasard en 1656 avec ma lunette l'étoile centrale de ces trois, douze étoiles (ce qui n'est nullement nouveau) se présentèrent à mes regards au lieu d'une seule; elles étaient placées comme nous l'avons dessiné dans la figure présente [Fig. 2].

Parmi celles-ci les trois à peu près contiguës, et avec elles quatre autres, semblaient luire à travers un brouillard, de sorte que l'espace environnant, ayant la forme indiquée par la figure, paraissait beaucoup plus brillant que tout le reste du ciel, qui, très serein et extrêmement obscur, semblait avoir un trou à travers lequel on apercevait une région plus lucide. J'ai souvent vu4) la même chose au même endroit sans qu'il y soit survenu aucun changement jusqu'à ce jour; de sorte qu'il est croyable que cette apparence étrange, quelle que soit sa nature, a en cet endroit sa résidence fixe. Jamais je n'ai pu observer auprès des autres étoiles fixes une

cernere potui, sed tantum minimi puncti instar, quoties vitris usus sum fuligine leviter infectis ad auferendos radios. At ex Hevelij consilio, quod in egregio ejus extat opere Selenographico1), exterius vitrum contegens, ita ut exiguum tantum foramen relinquatur, aliquam magnitudinem prae se ferre illas vidi; quam proinde non stellarum propriam esse, sed ex aliqua visus fallacia nasci arbitror. Nam nostra quidem illa methodus, trans fumum, quo lens proxima oculo tincta est, stellas inspiciendi, certa est omnique erroris suspicione carens; atque ita planetas quoque nimia luce radiantes, solemque ipsum intueri solemus. Foramine autem exiguo majorem lucis partem excludendo, non tolli penitus circumfusos sideribus radios, sed in orbem minorem satisque perfectè circinatum eos cogi opinor, qui imprudentibus pro ipsius stellae corpore imponat2).|

+ Unum verò circa fixas phaenomenon relatu dignum occurrit, à nemine hucusque,+ quod sciam, animadversum, nec quidem nisi grandibus hisce telescopijs rectè observandum. In Orionis ense tres stellae ab Astronomis reponuntur inter se proximae. Harum mediam Anno 1656 fortè per tubum inspicienti mihi, pro stella una duodecim (quod quidem minimè novum) sese obtulerunt; eo positu quem subjecta figura [Fig. 2]3) expressimus.

Ex his autem tres illae pene inter se contiguae, cumque his aliae quatuor, velut trans nebulam lucebant, ita ut spatium circa ipsas, qua forma hîc conspicitur, multo illustrius appareret reliquo omni caelo; quod cum apprimè serenum esset ac+ cerneretur nigerrimum, velut hiatu quodam|interruptum videbatur, per quem in plagam magis lucidam esset prospectus. Idem verò in hanc usque diem nihil immutata facie saepiùs atque eodem loco conspexi4); adeò ut perpetuam illic sedem habere credibile sit hoc quidquid est portenti; cui certè simile aliud nusquam apud reliquas fixas potui animadvertere. Nam caeterae nebulosae olim existimatae, atque

chose semblable. Car les autres apparences estimées jadis des nébuleuses, et la voie lactée elle-même, contemplées à l'aide d'une lunette, sont trouvées entièrement exemptes de nébulosité. Elles ne montrent autre chose qu'une agglomération et un amas de plusieurs étoiles1).

Je ne m'étendrai pas sur les nombreux détails découverts avec nos télescopes sur la surface de la Lune, lesquels avaient échappé à tous les observateurs les plus diligents: il faudrait à cet effet une fort grande figure. Nous n'avons pas abordé ce travail jusqu'ici2) et nous croyons qu'il serait de longue haleine, si nous nous proposions de dessiner les éminences et les sinuosités de toutes les montagnes telles qu'elles nous apparaissent en si grand nombre. Je passe donc aux observations de Saturne, dont il faut savoir que toutes les premières, jusqu'à celle du 19 février 1656, ont été faites avec la lunette de 12 pieds, les autres avec celle de 23 pieds. L'une et l'autre donnaient une image renversée de l'objet; nous avons donc reproduit ici toutes les figures non pas comme elles avaient été dessinées d'abord, mais après avoir échangé les parties supérieure et inférieure, droite et gauche afin que la véritable disposition apparût.

+ C'est donc le 25 mars de l'an 1655, suivant le calendrier grégorien, à huit heures du soir environ, que je contemplai Saturne [Fig. 3] avec des bras étendus de part et d'autre suivant une ligne droite; et à une distance de lui de trois minutes environ vers l'occident une très petite étoile a située de telle manière que si l'on avait tracé une droite à travers les deux bras, cette droite aurait rencontré l'étoile ou du moins serait passée à une très petite distance au-dessous d'elle. Il y avait de même une autre petite étoile b vers l'orient, un peu plus éloignée de Saturne et beaucoup en dessous de la ligne des bras. Et alors pour la première fois soupçonnai-je que l'étoile a accompagne Saturne3), parce qu'en d'autres occasions aussi je l'avais vue près de lui, dans la même position environ4).

D'ailleurs les bras de Saturne apparaissaient à la vérité étendus de part et d'autre suivant une ligne droite, mais ils se montraient un peu plus épais vers les extrémités que là où ils étaient attachés au disque de Saturne, comme le montre la figure suivante [Fig. 4].

Saturne conserva cette forme jusqu'à son coucher héliaque. Toutefois lorsqu'après la phase ronde de l'année 1656 il avait recouvré ses bras, la même forme, il est vrai, reparut lorsqu'on contemplait la planète avec la lunette de douze pieds: mais en se servant alors du télescope plus grand, celui de 23 pieds, on pouvait

ipsa via lactea, perspicillo inspectae, nullas nebulas habere comperiuntur, neque aliud esse quam plurium stellarum congeries & frequentia1).

In Lunae facie autem quàm multa, diligentissimis quibusque observatoribus praeterita, tubis nostris detegantur, non referam; quandoquidem schemate ad hoc descripto opus esset, eoque amplissimo. Quem laborem hactenus non suscepimus2), credimusque exiturum in immensum, si montium omnium eminentias & anfractus, qua multitudine nobis videntur, depingere conemur. Itaque ad Saturni observationes pergo, de quibus sciendum est, priores omnes, usque ad eam quam 19 Febr. Anno 1656 annotavimus, tubo 12 pedum peractas esse, reliquas pedum 23. Vterque autem everso situ visibile referebant, ideoque schemata omnia, non ut primùm descripta fuerant, hîc expressimus, sed supera inferis, dextra sinistris permutavimus, ut vera pateret dispositio.

Die igitur, secundum Calendarium Gregorianum, 25 Martij, Anno 1655,+ circa horam 8 vespertinam, Saturnum conspexi [Fig. 3] cum brachijs utrinque

secundum rectam lineam extentis; tribusque fere scrupulis ab eo distantem occasum versus stellulam+ quandam exiguam a, sic sitam, ut | si per brachium utrumque recta duceretur, ea in illam incurreret, aut certè pauxillo tantum inferior transiret. Alteraque item versus orientem stellula b aderat, paulo longius à Saturno remota, & brachiorum lineâ multo inferior. Et hac quidem prima vice suspicatus sum stellam a Saturnum comitari3), quoniam aliàs quoque vicinam illi animadverteram4), similique fere positu.

Porrò brachia Saturni rectà quidem utrinque extensa cernebantur, sed versus extremas cuspides crassiora paulo quam qua parte Saturni disco cohaerebant, qualia sequens schema [Fig. 4] exhibet.

Eâque formâ usque ad occasum Heliacum Saturnus perstitit. Caeterum cum post phasin rotundam Anni 1656 brachia denuò recepisset, eadem quidem illa forma reversa est duodecempedali

constater que la deuxième figure, que voici, [Fig. 5], était plus exacte ce qui portrait à croire qu'antérieurement aussi telle avait été la véritable forme, laquelle toutefois n'avait pu être observée perfaitement à l'aide du plus petit télescope. Quant à la ligne obscure qui joint les deux bras tout en les laissant tout-à-fait en-dessous de lui, nous l'avons aperçue également avec le télescope de 12 pieds.

Le jour suivant, savoir le 26 mars, l'étoile a était placée de la même maniêre et à la même distance à côté de Saturne [Fig. 6] mais l'étoile b était deux fois plus éloignée qu'auparavant.

Comme la distance mutuelle des étoiles a et b avait donc augmenté, il s'ensuivait que toutes les deux ou pour le moins l'une d'elles étaient errantes. Or, je jugeai que l'étoile a était nécessairement errante, sachant que Saturne en ce temps avait un mouvement rétrograde; il fallait donc qu'elle se fût transportée dans la même direction que Saturne, attendu que sinon elle dût s'être beaucoup rapprochée de lui. Mais rien n'empêchait que l'autre, b, fût jugée fixe; il était même tout naturel de la juger telle, vu qu'en un jour elle s'était éloignée de Saturne autant que l'exigeait le mouvement de ce dernier. Et, en effet, les observations suivantes montrent que tel était le cas.

Le 27 mars l'étoile a s'était rapprochée de Saturne [Fig. 7]: mais b s'en était encore éloignée davantage.

Après cela des jours nuageux interrompèrent la série des observations jusqu'au 3 avril. Ce jour là je ne tins plus compte de l'étoile fixe b; quant à la petite étoile a, elle s'était déplacée de manière à se trouver du côté oriental de Saturne, et en était de nouveau éloignée de 3 minutes à peu près [Fig. 8].

Les cinq jours suivants, les observations furent derechef empêchées comme auparavant.

Le 9 avril2) [Fig. 9] le satellite était de nouveau situé à l'occident comme le 27 mars et une autre étoile fixe c fut aperçue fort proche de Saturne du côté oriental, à une distance d'une minute environ et en-dessous de la ligne des bras comme la précédente.

tubo spectanda: sed tunc majori tubo 23 pedum adhibito alteram hanc figuram+ veriorem esse patuit [Fig. 5]; | unde antea quoque talem extitisse credibile fiebat, quae tamen minori telescopio perfectè conspici nequiisset. At lineam illam obscuram, brachia utraque conjungentem, ac tota tamen infra se relinquentem, etiam 12 pedum telescopio notavimus.

Die sequenti, nempe 26 Martij stella a eodem modo eademque qua prius distantia juxta Saturnum collocata erat [Fig. 6], b verò duplo quam ante remotior. Unde, quum distantia inter se stellularum a & b major esset effecta, sequebatur vel utramque vel alteram saltem erraticam esse. Et stellam quidem a necessario talem judicavi, quoniam Saturnum eo tempore retrogradum esse noveram; itaque oportebat cum Saturno illam in eandem plagam delatam esse, quum alioqui propinquior multo fieri debuisset. Altera vero b, quominus fixa+ censeretur nihil obstabat, imo prorsus ita exi|stimari consentaneum erat, cum una die tantum ab illa Saturnus recessisset, quantum motus ejus postulabat. Neque verò aliter se rem habuisse sequentes observationes ostendunt.

Martij 27. stella a Saturno propior facta erat [Fig. 7]: b verò adhuc longius recesserat.

Inde nubili dies intercesserunt usque ad 3 Apr. quo die fixam b non amplius annotavi, sed stellula a migraverat ad Saturni latus Orientale, rursusque fere 3 scrupulis distabat [Fig. 8].

Quinque diebus sequentibus, rursus ut ante impeditae observationes.

92) Apr. denuo ad occidentem situs erat comes a sicut 27 Martij [Fig. 9], fixaque altera c à parte orientali Saturno admodum propinqua animadvertebatur, uno circiter scrup. distans, lineaque brachiorum, uti praecedens, inferior.

Le 10 avril Saturne s'était éloigné davantage de l'étoile fixe c [Fig. 10], ainsi que le satellite de Saturne. Les deux jours suivants la distance de l'étoile c augmenta continuellement, celle du satellite a resta à peu près la même. C'est-à-dire le 11 avril la position était la suivante [Fig. 11].

Le 12 avril la position était celle-ci [Fig. 12].

Le 13 avril le satellite était invisible [Fig. 13], parce qu'il s'était rapproché de Saturne et que de plus la Lune s'approchait. L'étoile fixe c s'éloignait toujours davantage, mais plus lentement.

Le 14 et le 15 avril le satellite ne parut pas à cause de la proximité de Saturne.

Le 16. Ciel couvert.

Le 17. Le satellite était placé du côté oriental [Fig. 14], à une distance d'à peu près 3 minutes. L'étoile c s'était encore éloignée, mais se trouvait toujours dans le champ visuel. Plus tard elle est retournée vers Saturne comme le feront voir les observations suivantes1).

Le 18 avril le satellite parut ne pas avoir changé de place.

Le 19 avril il s'était approché un peu plus de Saturne [Fig. 15].

Le 20 avril il s'était plus rapproché encore [Fig. 16].

Le 21 avril. Encore davantage; et il était vu un peu au-dessus de la ligne des anses [Fig. 17].

Le 29 avril. Le satellite se trouvait maintenant du côté ouest de Saturne, il en était éloigné à la même distance que le 21 [Fig. 18].

Le dernier jour d'avril. Le satellite était devenu invisible dans le voisinage immédiat de Saturne.

Le 3 mai, jour auquel le mouvement rétrograde de Saturne prit fin, le satellite était vu à sa plus grande distance de lui, vers l'orient [Fig. 19].

Les jours suivants jusqu'au 27 mai, la position fut celle indiquée par les figures suivantes [Fig. 20-29].

10 Apr. Saturnus à fixa c longius abscesserat [Fig. 10], & comes à Saturno.|+

Diebus duobus sequentibus aucta fuit continué distantia stellae c, comitis a eadem fere mansit. Nempe

11 Apr. hic positus fuit [Fig. 11].

12 Apr. talis. [Fig. 12].

13 Apr. comes videri nequiit [Fig. 13], quoniam & Saturno propior factus erat, & Luna adventabat. Fixa c ulterius semper recedebat, sed lentiore passu.

14 & 15 Apr. comes non apparuit ob viciniam Saturni.

16. Caelum nubilum.

17. Comes ad ortum situs erat [Fig. 14], distans fere 3 scrup. stella vero c longius abierat, semper tamen oculis notata; Ac postea quidem eadem ad Saturnum reversa est, ut sequentes observationes docebunt1).

18. Apr. comes situm mutasse non videbatur.

19. Apr. paulo propius ad Saturnum accesserat [Fig. 15].|

+20 Apr. magis appropinquaverat [Fig. 16].

21 Apr. Adhuc magis; cernebaturque ansarum lineâ paulo superior [Fig. 17].

29 Apr. Occidentalior Saturno comes factus erat, ac tantundem distabat quantum 21. Apr. [Fig. 18].

Ultima Apr. Comes prope Saturnum delituit.

3 Maij, in quem diem institio Saturni incidit, comes in maxima ab eo distantia videbatur, orientem versus [Fig. 19].

Diebus insequentibus usque ad 27 Maij, ejusmodi positus fuit qualem exhibent schemata subjecta [Fig. 20-29].

Le 6 mai [Fig. 20].

Le 7 mai [Fig. 21].

Le 10 mai [Fig. 22].

Le 11 mai [Fig. 23].

Le 12 mai [Fig. 24].

Le 14 mai [Fig. 25].

Le 15 mai [Fig. 26]. Le satellite était à peine visible, parce que la Lune était à peu près pleine.

Le 17 mai. Le satellite ne parut point.

Le 18 mai [Fig. 27].

Le 19 mai [Fig. 28].

Le 20 mai [Fig. 29].

Le 27 mai. Le satellite se trouvait vers l'occident à sa plus grande distance de Saturne [Fig. 30]. Celui-ci avait déjà commencé à se rapprocher de nouveau de l'étoile c nommée plus haut1), et en était distant de 10 minutes environ. L'étoile était maintenant dans une position telle que le prolongement de la ligne des bras de Saturne passait au-dessous d'elle, tandis que le 10 avril la même ligne passait en dessous. Mais aussi, comme on le verra par l'observation suivante, la route de Saturne lui-même fut cette fois inférieure à l'étoile c, tandis que lors du premier rapprochement, elle lui avait été supérieure.

Le dernier jour de mai, Saturne avait déjà dépassé l'étoile c [Fig. 31]; le satellite était situé vers l'ouest, mais à une distance un peu plus faible que le 27.

Le 13 juin [Fig. 32]. Ce fut la dernière observation avant le coucher héliaque, le satellite était vu à sa plus grande distance, du côté ouest de Saturne.

Après que Saturne était sorti des rayons solaires, ce fut le 16+ janvier 1656, à 12 heures, que je l'observai pour la première fois, ayant été en voyage jusqu'alors2). Je trouvai qu'il était entièrement dénué de ses bras et que le satellite était situé à l'orient, à peu près à la plus grande distance [Fig. 33].

Certains observateurs3) avaient déjà remarqué à la fin de novembre que

6. Maij. [Fig. 20].

7. Maij. [Fig. 21].

10. Maij. [Fig. 22].

11. Maij. [Fig. 23].

12. Maij. [Fig. 24].

14. Maij. [Fig. 25].

15. Maij. [Fig. 26].



aegrè conspectus comes propter instans plenilunium. |

+ 17. Maij, Comes non apparuit.

18. Maij. [Fig. 27].

19. Maij. [Fig. 28].

20. Maij. [Fig. 29].

27. Maij, Comes occidentem versus in maxima à Saturno distantia reperiebatur [Fig. 30]. Saturnus autem jam rursus ad stellam c superius notatam1) appropinquare coeperat, remotus circiter 10 scrup. Ita verò nunc posita haec erat, ut linea

brachiorum Saturni continuata subter eam ferretur, cum die 10 Apr. supra transiisset. Sed & Saturni ipsius semita, uti ex sequenti observatione liquebit, stellâ c inferior hac vice fuit, quae priori illius applicatione superior contigerat.

Ultima Maij, Saturnus stellam c jam praeterierat [Fig. 31]; comes ad occasum situs erat, sed aliquanto propior quam die 27.

13 Jun. [Fig. 32]. Ultima fuit ante occasum Heliacum observatio, comes in maxima distantia cernebatur, Saturno occidentalior. |

+ Postquam ex radiis Solaribus Saturnus emersisset Anno 1656. Jan. 16, hora+ 12, primùm à me observatus est, cum ad hoc usque tempus peregre abfuissem2). Inveni autem brachiis suis spoliatum penitus, & comitem ad orientem situm, in maxima fere distantia. [Fig. 33].

Rotundum autem Saturnum, sub finem Novembris, aliqui3) jam observa-

Saturne se montrait rond; il conserva cette forme [Fig. 34] jusqu'à ce qu'il entra de nouveau dans les rayons du Soleil.

Le 19 février je me suis servi pour la première fois de la lunette de 23 pieds2); je trouvai le satellite voisin de Saturne en un endroit où il pouvait à peine être aperçu par le premier télescope [Fig. 35].

Le 16 mars vers huit heures je vis le satellite encore plus près de Saturne [Fig. 36], placé à l'orient comme dans l'observation précédente.

Le 30 mars, à 8 heures, le satellite était à la même distance, mais de l'autre côté [Fig. 37].

Le 18 avril le satellite était situé à l'orient à la plus grande distance [Fig. 38].

Le 17 juin à 9½ heures Saturne fut observé pour la dernière fois pendant cette série d'observations, son satellite étant placé vers l'occident à une distance médiocre [Fig. 39].

Durant toutes ces observations, aussi longtemps que Saturne apparaissait rond [Fig. 34], la ligne transverse un peu plus obscure que les autres parties du disque, ligne dont nous avons déjà parlé3), coupait son disque en deux parties égales4) et était dirigé vers le satellite. Et c'est à l'occasion de l'observation mentionnée du 17 juin que je remarquai pour la première fois que le mouvement de Saturne a lieu suivant cette même ligne, savoir le mouvement quotidien qu'il semble avoir en même temps que la voûte céleste, à cause de la rotation de la terre5).

+ Le 13 octobre de la même année 1656, à 6 heures du matin6), Saturne redevint visible [Fig. 40], ses bras s'étant reconstitués; plus tard il est vrai que je ne l'avais prédit dans l'observation publiée7), mais sous une forme qui ne différait pas de la forme prédite, à savoir sous exactement la même forme que l'année précédente8); quoique la véritable apparence de cette forme pût maintenant être mieux discernée à cause de la supériorité du télescope employé.

verant; eâque formâ [Fig. 34] perstitit usque dum rursum radios Solis subiret.

19 Febr. tubo 23 pedum primùm usus sum2), comitemque Saturno propinquum reperi, ubi priori telescopio aegre potuisset animadverti [Fig. 35.]. |

+ 16 Martij, circa octavam adhuc propierem Saturno comitem vidi [Fig. 36], ad orientem spectantem, uti observatione superiori.

30 Martij, hora 8, pari propinquitate, sed ad alteram partem comes stabat [Fig. 37].

18 Apr. ad ortum situs erat comes in maxima distantia [Fig. 38].

17 Jun. hora 9½ ultimò ea vice observatus fuit Saturnus, satellite versus occidentem adstante, & mediocriter remoto [Fig. 39].

Hisce autem observationibus omnibus quandiu Saturnus rotundus apparuit [Fig. 34], transversa illa linea3), caeteris disci partibus paulo obscurior, ex aequo4) medium ejus discum secabat, eratque ad satellitem directa. Et hac quidem observatione 17 Junij habita, primùm animadverti motum Saturni, eum scilicet quo propter telluris vertiginem cum caelo pariter quotidie circumferri putatur, secundum eandem illam incedere lineam5).

Eodem Anno 1656, Octobris die 13, manè hora 66), rursus Saturnus videri+ coepit [Fig. 40], cui jam brachia erant renata; serius quidem quàm in observatione edita praedixeram7), ve|rùm haud aliâ formâ, quae nimirum eadem planè+ fuit atque anno praecedenti8): licet melius nunc cujusmodi esset discerneretur, ob adhibitos tubos praestantiores.

Toutefois la bande ou zone plus obscure dont nous avons parlé apparaissait maintenant un peu plus basse que la ligne des bras, tandis qu'en 1655 elle avait été plus élevée. Et le mouvement de Saturne, dans lequel il semble être entraîné avec le ciel, suivait la direction de cette zone et par conséquent aussi celle de la ligne droite menée par les deux bras; plus tard, toutes les fois qu'il me plut de faire des observations dans le but d'examiner cette circonstance, elles me montrèrent invariablement que la chose se comporta ainsi1). Le satellite cette fois ne put être aperçu, peut-être bien parce que le Soleil était sur le point de se lever et que l'air auprès de l'horizon était plus épais.

Mais le 19 octobre à 6 heures du matin le satellite apparut du côté occident de Saturne [Fig. 41] à une distance à peu près moyenne, laquelle augmenta continuellement les deux jours suivants.

Le 21 octobre à la même heure le satellite était à sa plus grande distance occidentale [Fig. 42].

Le 25 octobre à 6 heures du matin le satellite ne parut point.

Le 9 novembre à 5½ heures du matin il se trouvait à faible distance de Saturne, de nouveau vers l'occident et un peu au-dessus de la ligne des anses [Fig. 43].

Le 26 novembre à 6½ heures du matin le satellite était invisible. Quant aux bras, ils étaient devenus un peu plus larges et à l'endroit de leurs jonctions avec Saturne, ils étaient moins lucides que vers leurs extrémités. Saturne conserva à peu près la même apparence jusqu'à son coucher héliaque.

Le 27 novembre à 6 heures du matin le satellite était à peine visible; il était situé vers l'orient et au-dessus de la ligne des bras [Fig. 44].

Le 16 décembre à 6 heures du matin le satellite apparut à sa plus grande distance orientale [Fig. 45].

Le 5 janvier de l'année 1657, le satellite était invisible à 12½ heures.

Le 18 janvier à 12 heures, il était situé à une distance médiocre, vers l'orient [Fig. 46].

Il se trouvait aussi, au nord de Saturne, à une distance d'un demi-degré environ, une étoile fixe de la troisième grandeur qui est située dans le ventre du Lion2) et dont la longueur correspond à 4^o5′ dans le signe de la Vierge, la latitude boréale étant de 2^o49′.

Le 22 mars à 7½ heures du soir le satellite était à sa plus grande distance orientale et un peu au-dessus de la ligne des anses; la ligne obscure n'était pas bien visible.

Hevelius m'a écrit3) que lui aussi, le jour précédent, avait observé le satellite de Saturne vers l'orient à sa plus grande distance, ce qui s'accorde assez bien avec notre observation prénommée.

Fascia autem illa seu zona obscurior, paulò inferior brachiorum linea nunc apparebat, cum anno 1655 superior fuisset. Eratque Saturni motus, quo cum caelo corripi videtur, secundum hujus zonae ductum, ac proinde secundum rectam quoque lineam per utraque brachia protensam, ac semper postea quotquot observationibus idem inquirere libuit, eodem modo rem sese habere comperi1). Comes conspici hac vice nequiit, forte an ob ingruentem Solis exortum, aeremque crassiorem prope horizontem.

+ Die autem 19 Oct. hora 6 mat. apparuit comes Saturno | occidentalior [Fig. 41], vix mediocri distantia absistens, quae diebus sequentibus duobus aucta est continuè.

21 Oct. hora eêdem, erat comes in distantia maxima occidentali [Fig. 42].

25 Oct. hora 6. mat. non apparuit comes.

9 Nov. hora 5½ mat. propinquus Saturno comes existebat, occidentalis rursum, ac lineê ansarum paulo superior. [Fig. 43].

26 Nov. hora 6½ mat. comes latuit. Brachia verò paulo latiora evaserant, & quà Saturno junguntur, minus intensa luce quàm versus extremas cuspides lucebant, & hac fere specie ad occasum usque Heliacum Saturnus permansit.

27 Nov. hora 6 mat. satelles aegrè conspiciebatur, ad orientem situs, & brachiorum linea superior [Fig. 44].

16 Dec. 6 mat. videbatur satelles in maxima distantia orientali [Fig. 45].|

+ Anno 1657, 5 Jan. hora 12½ comes latebat.

18 Jan hora 12, erat in mediocri distantia, orientem spectans [Fig. 46].

A Saturno autem polum versus dimidio circiter gradu distabat fixa 3 magnitudinis, quae est in ventre Leonis2), longitudine respondens Virginis gr. 4.5′. cum latit. borea gr. 2.49′.

22 Martij hor. 7½ vesp. comes in maxima distantia orientali, & ansarum linea paulo superior; linea obscura non satis erat conspicua.

Scripsit mihi Hevelius3) se quoque pridie hujus diei comitem Saturni observasse ad orientem situm in maxima distantia, quod satis bene cum nostra hac observatione convenit.

Le 29 mars à 7½ heures le satellite était à une distance médiocre vers l'occident et sur le prolongement de la droite des bras [Fig. 47].

Le 30 mars, le satellite avait sa plus grande élongation occidentale [Fig. 48].

Ce soir Hevelius affirme avoir observé également le satellite du même côté, mais avec difficulté, ce qui est peut-être la cause qu'il ait imparfaitement évalué la distance, car il écrit qu'il ne se trouvait qu'à une distance de 1½ minutes de Saturne.

Le 18 mai, Boulliau observa avec moi1) le satellite à l'ouest de Saturne et à une distance médiocre [Fig. 49].

Le 19 mai, le satellite était tout près de Saturne du côté occidental, à peine au-dessus de la ligne des anses [Fig. 50].

La même année 1657, le 17 décembre à 5½ heures du matin, auquel jour j'observai+ Saturne pour la première fois après son lever héliaque, le satellite était à une distance médiocre vers l'orient et se trouvait au-dessus de la ligne des anses

[Fig. 51]. Quant aux bras, je les trouvai ouverts, fendus en deux parties auprès du disque de Saturne [Fig. 52]2), tels que je ne les avais pas contemplés auparavant, la ligne obscure s'étant aussi déplacée davantage vers le bas.

Saturne conserva cette forme jusqu'à ce qu'il fut de nouveau rendu invisible par les rayons du Soleil.

Le 18 décembre le satellite avait sa plus grande élongation du côté oriental, et était situé précisément sur la ligne des anses [Fig. 53].

Le 22 décembre à 6½ heures du matin3) le satellite ne parut point.

Le 27 décembre à 6½ heures du matin le satellite était situé vers l'occident à peu près à la plus grande distance et un peu au-dessus de la ligne des anses [Fig. 54]4).

En 16585), le 24 février, à 10 heures, le satellite ne put être aperçu.

Le 1 mars à 10 heures, la situation du satellite était la même qu'au 27 décembre6).

29 Martij hora 7½ comes erat in mediocri distantia occidentem versus, & in eadem cum brachiis recta [Fig. 47].

30 Martij, comes in maxima distantia occidentali [Fig. 48].

Qua vespera Hevelius quoque ad eandem partem sibi conspectum asserit, sed difficulter, unde fortasse de distantia minus recte judicaverit, nam 1½ scrupulo tantum abfuisse à Saturno scribit.|

+ 18 Maij, comitem mecum observavit Bullialdus1) occidentaliorem Saturno, & in mediocri distantia [Fig. 49].

19 Maij, proximus Saturno adstabat comes occidentem versus, vix ansarum linea superior [Fig. 50].

Anno eodem 1657. 17 Dec. hora 5½ manè, quo die primùm post ortum Heliacum+ Saturnum observavi, comes mediocriter distabat orientem versus, eratque ansarum lineâ superior [Fig. 51]. Brachia verò prope Saturni discum adaperta ac bifida inveniebam [Fig. 52], qualia ante non videram, lineâ quoque obscurâ versus inferiora ulterius promotâ. |

+ Et hac quidem figurâ permansit, donec rursus radiis solis occultaretur.

18 Dec. comes erat in maxima distantia, orientem spectans, & in ipsa ansarum linea [Fig. 53].

22 Dec. h. 6½ mat.3) comes non apparuit.

27 Dec. h. 6½ mat. comes occidentem versus in maxima fere distantia situs erat, & ansarum linea paulo altior [Fig. 54]4).

Anno 16585). 24 Febr. h. 10, comes videri nequiit.

1 Mart. h. 10, idem comitis situs erat qui 27 Dec.6)

Le 11 mars à 10 heures, le satellite était difficile à apercevoir, étant à très petite distance de Saturne. Il était du côté oriental, un peu en dessous de la ligne des anses comme s'il allait passer sous Saturne [Fig. 55].

Le 16 mars à 10 heures le satellite s'était éloigné de Saturne autant qu'il le pouvait vers l'occident, et se trouvait à peine au-dessus de la ligne des anses [Fig. 56].

Le 23 mars il était environ à la même distance du côté opposé, également un peu au-dessus de la ligne des anses [Fig. 57].

Le 3 avril1) le satellite était un peu plus éloigné de Saturne que le 11 mars et occupait le côté occidental; il se voyait au-dessus de la ligne des anses [Fig. 58].

+ La même année 1658, le 10 novembre à 6½ heures du matin2), après le lever héliaque de Saturne, les anses parurent déjà s'ouvrir plus largement, quoiqu'à cause de la position basse de l'astre, et des vapeurs surgissantes, ainsi que de la clarté de l'aurore, elles ne pussent être distinctement aperçues; le satellite se trouvait vers l'occident, aussi éloigné que possible, un peu au-dessus cependant de la ligne des anses [Fig. 59].

Le 16 janvier de l'année 1659, à 5½ heures du matin, le satellite se trouvait de nouveau du côté occidental, à petite distance de Saturne, au-dessus de la ligne des anses à une distance de cette ligne presque égale au diamètre entier de Saturne [Fig. 60].

Le 12 février à 6 heures du matin il était autant descendu au-dessous de la ligne des anses, et se trouvait de nouveau du côté occidental [Fig. 61].

Quant à la forme des anses, elle était distinctement visible cette fois-ci; cette forme est indiquée dans la figure suivante [Fig. 62]; elle resta la même jusqu'à la dernière fois que nous avons observé ces appendices.

Le 24 février4),

11 Martij, h. 10 comes difficile conspiciebatur, quippe propinquus admodum Saturno. Orientem spectabat, eratque ansarum linea aliquanto inferior, & quasi sub Saturno transiturus [Fig. 55].

16 Mart. h. 10 quantum poterat à Saturno comes recesserat occidentem versus, vixque erat ansarum linea superior [Fig. 56].|

+ 23 Martij, in contrariam partem pene tantundem distabat, lineâ ansarum rursus paulo superior [Fig. 57].

3 Apr.1) paulo remotior erat à Saturno comes, quam 11 Martij, & occiduum latus tenebat, lineaque ansarum sublimior cernebatur [Fig. 58].

Anno eodem 1658. 10 Nov. hor. 6½ mat.2) postquam Heliace ortus esset Saturnus,+ jam latius aperiri ansae videbantur, quanquam ob humilitatem sideris, surgentesque vapores, & aurorae claritatem non admodum distincte poterant discerni: comes occidentem versus adstabat, remotus ut cum maximè, ansarum linea nonnihil tamen superior [Fig. 59].

16 Jan. anno 1659. hora 5½ mane, comes ad occidentem denuo situs erat, non longe à Saturno distans, linea autem ansarum integra fere Saturni diametro superior [Fig. 60].

12 Febr. 6 mat. tantundem infra lineam ansarum descenderat, occidentalis rursus [Fig. 61].|

+ Forma verò ansarum distincte hac vice percipi potuit, quam figura haec exhibet [Fig. 62]3); atque ea ad ultimam usque harum observationum talis extitit.

24 Febr. hora dimidia4) post mediam noctem, comes erat in mediocri

une demi-heure après minuit, le satellite se trouvait une à une distance médiocre vers l'orient un peu au-dessous de la droite des anses [Fig. 63].

Le 25 février à la même heure le satellite était de nouveau visible à l'orient à une distance de Saturne égale à un diamètre de celui [Fig. 64].

+ Le 14 mars à 12 heures le satellite fut aperçu presque précisément sous Saturne, à la distance d'un diamètre environ, un peu vers l'occident pourtant [Fig. 65].

Le 16 mars, à 11 heures, il était situé à l'occident, à peu près à la plus grande distance, et un peu au-dessous de la ligne passant par les anses [Fig. 66].

+ Le 21 mars, à 11 heures, le satellite se trouvait de nouveau du même côté, porté par son mouvement latéral au-dessus de la ligne des anses à une distance de celle-ci égale à un diamètre entier de Saturne, mais distant de celui-ci d'un demi-diamètre seulement par l'effet de son mouvement longitudinal [Fig. 67].

Le 22 mars, à onze heures moins un quart, il était de nouveau d'un diamètre entier au-dessus de la droite des anses et situé à peu près au-dessus de l'extrémité de l'anse orientale [Fig. 68].

Le 26 mars, à 10½ heures1), le satellite apparut à sa plus grande distance; l'ayant mesurée avec soin cette fois-ci je trouvai entre le satellite et le centre de Saturne un intervalle de trois minutes et de 16 secondes [Fig. 69]2).

Jusqu'ici j'ai fait connaître des séries d'observations; j'en ai mentionné3) à la vérité plus qu'il ne fallait, pensant toutefois faire une chose pouvant plaire à ceux qui pendant ces trois années se sont peut-être occupés en même temps que moi à observer la nouvelle planète: sans doute il leur sera agréable de constater l'accord mutuel de leurs observations et des nôtres. En effet, Hevelius à Danzig a déjà commencé à la voir il y a deux ans, comme je l'ai aussi rapporté plus haut4); de plus en Angleterre le chevalier Paul Neile avec le celèbre Wren5) lui-même affirment l'avoir aperçue quelquefois déjà en 1655, sans reconnaître cependant qu'il s'agissait d'une planète avant d'en avoir été informés par nous6). Je passe maintenant à la méthode suivant laquelle j'ai examiné sa période, et à d'autres questions relatives à cette planète.

distantia, orientem versus, rectâ ansarum paulo inferior [Fig. 63].

25 Febr. horâ eadem orientalis denuo comes cernebatur, una Saturni diametro ab ipso remotus [Fig. 64].|

+ 14 Martij, hora 12, comes recta fere infra Saturnum observatus, unius circiter+ diametri longitudine distans; paulum tamen versus occidentem declinabat [Fig. 65].

16 Martij, hora 11, ad latus occiduum positus erat fere in maxima distantia, inferiorque paulo eâ quae per ansas ducitur [Fig. 66].

21 Martij, hora 11, rursus ad eandem partem consistebat comes, motu latitudinis+ integra Saturni diametro supra ansarum lineam elatus, longitudinis motu tantum dimidia diametro distans [Fig. 67].

22 Martij, horae quadrante ante undecimam; rursus integra diametro superior erat rectâ ansarum, ac fere supra orientalis ansae extremam cuspidem collocatus [Fig. 68].

26 Martij, hora 10½1) comes in maxima distantia videbatur; quam accuratè hac vice dimensus, inveni inter comitem centrumque Saturni intervallum trium scrupulorum primorum, 16 secundorum [Fig. 69]2).

Hucusque observationes, & plures quidem quam necesse fuerat, recensui3); rem gratam tamen iis me facturum ratus, qui triennio isto simul forsitan mecum novo |+ Planetae observando vacaverint; quibus procul dubio jucundum eric consensum mutuum suarum cum nostris observationibus deprehendere. Jam enim & Hevelius Gedani eum conspicere ante biennium coepit, ut supra quoque retuli4), & in Anglia D. Paulus Nelius eques cum Clarissimo Wrennio5) ipso jam Anno 1655, sibi animadversum quandoque asserunt, nec tamen Planetam esse cognovisse donec à nobis essent admoniti6). Nunc quo pacto periodum ejus investigaverim, quaeque porro ad illam pertinent expediam.

+ J'ai d'abord tenu compte des observations d'un certain nombre de mois, les premiers qui furent consacrés à ce travail, où j'ai constaté que la Lune de Saturne tourne autour de la planète en un temps de 16 jours environ; en effet, au seizième jour après le 25 mars 1655, à savoir le 10 avril, elle a été vue revenue à la même position qu'elle-occupait à cette première date1). De même, le 3 et le 19 avril de cette même année des positions identiques furent observées2); de même encore le 133) et le 29 de ce mois4). Tenant donc compte de ces résultats, j'ai dessiné une circonférence de cercle [Fig. 70] représentant l'orbite du satellite, avec Saturne au centre, et je l'ai divisée en 16 parties, comme le montre la figure suivante5). Dans cette orbite j'ai fait circuler le satellite

suivant l'ordre naturel des chiffres; il est vrai qu'aucune observation ne m'y forçait encore, mais j'y étais poussé par le fait que notre Lune ainsi que les satellites de Jupiter se meuvent également dans ce sens. Plus tard, l'hypothèse servant à expliquer les phénomènes des anses ayant été confirmée, il apparut que j'avais à bon droit adopté ce sens6). Cherchant ensuite sur cette circonférence l'endroit où le satellite s'était trouvé dans notre première observation7) et corrigeant plusieurs fois cet endroit, afin que les autres positions attribuées sur le cercle au satellite s'accordassent aussi avec les observations faites dans ce temps, il m'a semblé enfin que tout le mouvement peut être représenté le plus commodément, si dans le cas de la première observation, celle du 25 mars 1655, le satellite est placé auprès du nombre 12, éloigné de trois parties et demie (parties, dont la circonférence en contient 16) du périgée B: car nous admettons que le diamètre AB est dirigé vers nos yeux et détermine les deux apsides de cet épicycle. Par suite le satellite de Saturne était le 26 mars auprès du nombre 13, le 27 mars auprès du nombre 14, le 3 avril auprès du nombre 5 et ainsi de suite aux endroits de l'orbite qui correspondent assez bien avec les situations observées la première année; quoique j'aie cru tout aussitôt qu'il faudrait ajouter ou retrancher quelque chose de la période de 16 jours. Or, comme je savais que je devais encore tenir compte de l'orbite terrestre que nous décrivons autour du Soleil, et du mouvement propre de Saturne, si je voulais définir exactement la période du satellite, j'ai ensuite cherché à déterminer cette période de la façon suivante.

+ Je cherchai deux époques où le satellite a dû atteindre son apogée, ou bien son périgée. Je trouvai d'abord celle-ci: le 14 mars de l'année 1659, vers huit heures du soir. En effet, comme à minuit il avait dépassé son périgée

Pensitatis priorum aliquot mensium observationibus, cum circiter 16 dierum+ spatio Saturnum à Luna sua ambiri comperissem; nam quo loco animadversa fuerat 25 Mart. 1655, ad eum sexto decimo inde die redisse visa est1), 10 nimirum Apr. Itemque eodem anno die 3 & 19 Apr. idem situs fuerat deprehensus2); nec non 133) & 29 ejusdem mensis4). Hisce igitur animadversis, circulum descripsi [Fig. 70] orbitam comitis referentem, in cujus centro Saturnus esset, atque in partes 16 distribui, uti Schema subjectum exhibet [Fig. 70]5). In eo comitem, secundum signorum ordinem, circumduxi; nulla tum quidem observatione ut ita statuerem cogente, sed quod in eam partem Luna quoque nostra & Jovis comites deferrentur. Postmodum autem stabilita hypothesi, qua phaenomena ansarum explicantur, patuit recte ita hunc motum me constituisse6). Porro in hoc circulo locum comitis quaerendo quo in prima nostra observatione7) stetisset, saepiusque eundem retractando, ut observationibus per id tempus habitis congruerent etiam reliqua loca in circulo comiti assignata; ita demum commodissimè representari omnia visum est, si prima observatione, nempe+ 25 Mart. 1655, ad numerum 12 comes reponeretur, 3|partibus cum dimidia, qualium 16 circumferentia continet à loco perigaeo B remotus; nam diametrum AB ad visum nostrum vergere ponimus, & utrasque hujus epicyclij apsides determinare. Fuerit igitur 26 Mart. ad num. 13, Saturni comes: & 27 Mart. ad num. 14, & 3 Apr. ad num. 5, atque ita deinceps iis orbitae locis quae observatis primi anni exactè satis conveniunt, quanquam aliquid subinde addendum auferendumve 16 dierum periodo existimaverim. Cum autem scirem etiam orbitae terrestris, qua nos circa Solem ferimur, ipsiusque Saturni motus rationem habendam esse, si accuratè comitis periodum definire vellem, proinde sequenti methodo eam deinceps investigavi.

Bina tempora quaesivi quibus in apogaeo vel perigaeo comes versatus esset;+ quorum alterum inveni 14 Martij, anno 1659, vesperi circa horam octavam. Quia enim hora noctis 12 tantum praetergressus erat locum perigaei quantum

d'autant que cela résulte de l'observation faite à ce moment1), il faut qu'à huit heures environ il l'ait précisément atteint. Je constate qu'une deuxième position identique du satellite s'est présentée le 23 mars de l'année 1656, également à huit heures de l'après-midi. En effet, comme au 16 et au 30 de ce même mois à huit heures du soir il parut à égale distance de Saturne2) auxquels jours il est établi qu'il se trouvait dans la partie supérieure de son orbite, il s'ensuit que le 16 mars il occupait le point situé au milieu des points 1 et 2 de la circonférence dont nous avons parlé plus haut3), tandis que le 30 mars il était au milieu des points 15 et 16, attendu qu'il y a entre ces dates un intervalle de 14 jours. Par conséquent il se trouvait nécessairement au périgée le 23 mars, à huit heures environ de l'après-midi.

Ayant trouvé ces époques, je décris la circonférence ABC [Fig. 71] qui représente l'orbite de Saturne, de même que GF celle de la Terre, au centre de laquelle se trouve le Soleil. J'assume que la place de Saturne, le 23 mars 1656, à huit heures du soir, était au point A; autour de ce centre je décris l'orbite DEL du satellite; j'admets en outre que la Terre en ce moment était au point G. Le satellite se trouvait donc au point D, où la droite GA coupe l'orbite circulaire du satellite, attendu qu'il est établi que celui-ci occupait son périgée. Admettant d'autre part que le 14 mars 1659, à huit heures du soir, la place de Saturne était en B, celle de la Terre en F4), il s'ensuit nécessairement que le satellite était en H, où la droite FB coupe son cycle NHK. Or5), l'intervalle qui sépare le 23 mars 1656 du 14 mars 1659 est de 1086 jours, dans lesquels Saturne a parcouru le chemin AB. Je sais encore que le satellite parcourt en 16 jours son orbite une fois et encore une petite longueur de plus6); mais ces petites longueurs ne peuvent fournir un cycle entier en trois années. Par conséquent, comme la division de 1086 jours par 16 donne 67 et qu'il reste quelques jours, il apparaît que le satellite a parcouru 68 circonférences entières par rapport à nous, vu qu'en H il atteignit de nouveau son périgée. Soit

ex observatione illo tempore habita apparet1), oportet eum circiter octavam in perigaeo ipso fuisse. Alterum similem comitis situm colligo contigisse die+ 23 Martij, anno 1656, ho|ra itidem octava post meridiem. Etenim quia die 16 & 30 ejusdem mensis hora 8 p.m. aequali spatio à Saturno remotus apparuit2), quibus diebus circa partem suae orbitae superiorem versatum constat, sequitur 16 Martij medium locum eum tenuisse inter puncta 1 & 2 circul. modò descripti3); 30 verò Martij medium fuisse inter puncta 15 & 16; quoniam 14 dierum intervallum est. Ac proinde necessario perigaeus fuit die 23 Marti post meridiem circa horam octavam.

Cognitis hisce temporibus describo circulum ABC. [Fig. 71], qui Saturni orbitam designet, itemque GF orbitam Telluris, in cujus centro Sol. Saturni locum sumo ad diem 23 Martij 1656, hora 8 post mer. fuisse in A; quo tanquam+ cen|tro describo comitis orbitam DEL; Tellurem vero eo tempore fuisse in G. Locus itaque comitis erat in D, ubi recta GA circulum comitis intersecat, siquidem perigaeum fuisse constat. Rursus posito ad diem 14 Martij 1659 hora 8 post mer. loco Saturni in B, tellure vero in F4); necesse est comitem fuisse in H, ubi recta FB secat circulum ejus NHK. Est autem5) temporis intervallum inter 23 Martij 1656, & 14 Martij 1659, dierum 1086, quibus Saturnus ab A progressus est ad B: Comitem vero spatio dierum 16 circuitum unum absolvere scio, atque insuper exiguum quid6), quod in annis tribus circuitum integrum consicere nequeat. Quum igitur divisis diebus 1086 per 16 fiant 67, atque aliquot dies abundent, apparet 68 circuitus integros nostri respectu comitem peregisse, quia in H rursus perigaeus fuit. Sit BK parallela AG.

BK parallèle à AG. Si donc le 14 mars 1659 le satellite se serait trouvé non pas en H mais en K, il s'ensuivrait qu'en ces 1086 jours il aurait 68 fois décrit son orbite par rapport aux étoiles fixes, c'est-à-dire qu'il aurait donné aux habitants de Saturne autant de mois périodiques ou plutôt sidéraux. En effet, lorsque les droites AD, BK suivant lesquelles le satellite est vu de Saturne, sont parallèles entre elles, il est aperçu par eux occupant la même place parmi les étoiles fixes. Mais maintenant il a décrit de plus l'arc KH qui a autant de degrés que celui parcouru par Saturne dans son mouvement apparent entre les deux époques prénommées, parce que l'angle HBK est égal à celui formé par les droites FB et GA qui indiquent ce mouvement apparent; et l'on trouve dans les Éphémérides1) que ce mouvement a été de 40^o48′. Je raisonne donc comme suit: si en 1086 jours il décrit 68 périodes, et de plus 40^o48′, ce qui revient à 24520^o48′, combien de degrés décrit-il en un jour? Il vient 22^o34′44″, ce qui constitue le mouvement diurne du satellite par rapport aux étoiles fixes. Pour trouver la longueur du mois sidéral, je fais le calcul suivant; si en 1086 jours il parcourt 24520^o48′, combien de jours lui faudra-t-il pour parcourir 360^o? Il vient2) 15 jours, 22 heures, 39 minutes. Ce'est le temps après lequel pour les habitants de Saturne leur Lune revient à la même étoile fixe.

Après cela je trouve de la façon suivante le mouvement diurne moyen par rapport au soleil (lequel est plus lent que celui du satellite par rapport aux étoiles+ fixes, comme nous savons que cela est vrai également pour notre Lune): je soustrais le mouvement diurne moyen de Saturne, qui est de 2 minutes, du mouvement diurne trouvé par rapport aux étoiles fixes, savoir de 22^o34′44″. Il reste 22^o32′44″ ce qui constitue le mouvement diurne par rapport au Soleil. Ceci nous permet aussi de calculer facilement la longueur moyenne du mois synodique pour les habitants de Saturne. En effet, si 22^o32′44″ sont parcourus en un jour, en combien de jours 360^o seront ils parcourus? Il vient 15 jours, 23 heures, 13 minutes, c'est-à-dire 16 jours moins 47 minutes. Et ceci présente aussi la période moyenne dans laquelle le satellite de Saturne revient à son apogée par rapport à nous, le temps en d'autres termes pendant lequel il vient deux fois en conjonction avec Saturne.

Comme parmi tout ce qui se rapporte au mouvement du satellite une méthode pour trouver à un instant donné quelconque sa place auprès de Saturne mérite surtout d'être cherchée, nous indiquerons une façon très-brève de faire ce calcul.

Si igitur 14 Mart. 1659, comes non in H sed in K positus fuisset; sequeretur eum hisce 1086 diebus sexagies octies orbitam suam decurrisse fixarum respectu, hoc est, totidem menses periodicos, sive sidereos potius, Saturni incolis praebuisse. Nam quando rectae AD, BK secundum quas ex Saturno comes prospicitur, inter se paral lelae sunt, eundem inter fixas locum illis obtinere cernitur. Nunc verò

insuper arcum KH emensus est, qui totidem est graduum quot apparenti motu Saturnus inter praedcta duo tempora transivit; quoniam angulus HBK aequalis est ei quem constituunt rectae FB, GA, motus apparentis indices; isque motus ex Ephemeridibus1) invenitur fuisse gr. 40, 48′. Sic itaque colligo; si diebus 1086 absolvit periodos 68, atque insuper gr. 40,48′, hoc est gr. 24520,48′, quantum ergo die una? Prodeuntque gr. 22, 34′, 44″, qui motus comitis diurnus est respectu fixarum. Ad mensis siderei longitudinem inveniendam ita+ calculum instituo; si gr.| 24520, 48′ percurrit diebus 1086, quot dies impendet gradibus 360? fiunt2) dies 15, horae 22, scr. 39. spatium quo ad eandem fixam Saturni incolis Luna sua revertitur.

Deinde medium motum diurnum à sole (qui minor est motu quo respectu fixarum comes progreditur, ut in nostra quoque Luna evenire novimus) ita reperio; Saturni motum medium diurnum qui 2 est minutorum, aufero ab invento motu diurno respectu fixarum gr. 22, 34′, 44″. unde supersunt gr. 22, 32′, 44″, diurnus motus à Sole. Atque hinc facile quoque mensis Synodici Saturnicolarum media longitudo computatur. Nempe si gr. 22, 32′, 44″, uno die percurruntur, quot igitur diebus+ gr. 360? Fiuntque dies 15, horae 23, scr. 13. Reliquis duntaxat 47 scrupulis ad dies 16. Atque illud etiam medium tempus est quo nostri respectu ad apogaeum suum Saturni comes revertitur, sive intra quod cum Saturno bis conjungitur.

Caeterum quia ex motu comitis illud praecipue investigari meretur, quo pacto ad datum quodvis tempus situs ejus apud Saturnum exhiberi possit; ostendemus

Il se fait à l'aide des tables suivantes1), dans lesquelles nous admettons un mouvement uniforme du satellite tel qu'il apparaîtrait vu de Saturne par rapport aux étoiles fixes. Nous avons adopté un mouvement diurne de 22^o34′44″ d'après le calcul précédent. En effet, quoique j'aie trouvé, en appliquant d'autres fois la même investigation et en prenant deux autres époques, auxquelles le satellite fut en son apogée ou en son périgée, que le chiffre représentant ce même mouvement acquiert parfois une valeur plus grande ou plus petite de quelques secondes2), j'ai cru néanmoins que la dite valeur, étant en quelque sorte intermédiaire entre les autres, pouvait être conservée; valeur qu'il sera facile de corriger lorsqu'un grand mombre d'années se seront écoulées. Car, me semble-t-il, aussi une certaine inégalité, et une excentricité, pourront plus tard être constatées par des observations faites avec soin pour cette Lune aussi3) comme elles ont été trouvées pour la nôtre.

nunc brevissimam ad hoc calculi rationem, sequentium tabularum1) ope absolvendam; in quibus motum comitis aequalem qualis ex Saturno fixarum respectu appareret, proponimus. Hunc autem diurnum adsumsimus gr. 22,34′,44″, sicut modo inventus fuit. Etsi enim expertus sum, iterato eodem examine adhibitisque aliis duobus temporibus quibus comes fuit apogaeus aut perigaeus, aliquot secundis scrupulis majorem interdum minoremve eundem motum reperiri2), istum tamen medium quodammodo inter alios retineri posse ratus sum, post plures abhinc elapsos annos facile emendandum. Nam & inaequalitas puto aliqua, & eccentricitas, quemadmodum in Luna nostra, ita circa hanc quoque3), diligenti observatione olim deprehendi poterit.|

Table du mouvement uniforme de la Lune de Saturne dans son orbite par rapport aux étoiles fixes1).

En années juliennes2).

	Deg.	Min.
1	321	18
2	282	35
3	243	53
4	227	45
5	189	3
6	150	21
7	111	38
8	95	31
9	56	48
10	18	6
11	339	24
12	323	16
13	284	34
14	245	51
15	207	9
16	191	2
17	152	19
18	113	37
19	74	55
20	58	47

Au commencement des mois de l'année julienne.

Janvier	0	0
Février	339	57
Mars	252	9
Avril	232	6
Mai	189	28
Juin	169	25
Juillet	126	47
Août	106	43
Septembre	86	40
Octobre	44	2
Novembre	23	59
Décembre	341	21

Si une année bissextile est donnée, il faut ajouter un jour après février, donc aussi le mouvement d'un jour.

En jours.

	Deg.	Min.
1	22	35
2	45	9
3	67	44
4	90	19
5	112	54
6	135	28
7	158	3
8	180	38
9	203	13
10	225	47
11	248	22
12	270	57
13	293	32
14	316	6
15	338	41
16	1	16
17	23	50
18	46	25
19	69	0
20	91	35
21	114	9
22	136	4
23	159	19
24	181	54
25	204	28
26	227	3
27	249	38
28	272	13
29	294	47
30	317	22

En heures.

	Deg.	Min.
1	0	56
2	1	53
3	2	49
4	3	46
5	4	47
6	5	39
7	6	35
8	7	32
9	8	28
10	9	24
11	10	21
12	11	17
13	12	14
14	13	10
15	14	7
16	15	3
17	16	0
18	16	56
19	17	52
20	18	49
21	19	45
22	20	42
23	21	38
24	22	35

Le premier janvier de l'année 1653 à midi, la distance de la Lune de Saturne de son apogée était de 274^o21′. La place apparente de Saturne au même instant était en ♌, à 11^o41′.

+ Tabula motus aequalis Lunae Saturniae in orbita sua respectu fixarum1).

In Annis Iulianis2).

	Gr.	Min
1	321	18
2	282	35
3	243	53
4	227	45
5	189	3
6	150	21
7	111	38
8	95	31
9	56	48
10	18	6
11	339	24
12	323	16
13	284	34
14	245	51
15	207	9
16	191	2
17	152	19
18	113	37
19	74	55
20	58	47

Mensibus anni Iuliani ineuntibus.

Janu.	0	0
Febr.	339	57
Mart.	252	9
April	232	6
Maij	189	28
Junij	169	25
Julij	126	47
Aug.	106	43
Sept.	86	40
Octo.	44	2
Nov.	23	59
Dec.	341	21

Si fuerit datus annus intercalaris, post Februarium unus dies, eoque & unius diei motus addendus est.|

In Diebus.

	Gr.	Min.
1	22	35
2	45	9
3	67	44
4	90	19
5	112	54
6	135	28
7	158	3
8	180	38
9	203	13
10	225	47
11	248	22
12	270	57
13	293	32
14	316	6
15	338	41
16	1	16
17	23	50
18	46	25
19	69	0
20	91	35
21	114	9
22	136	4
23	159	19
24	181	54
25	204	28
26	227	3
27	249	38
28	272	13
29	294	47
30	317	22

In Horis.

	Gr.	Mi.
1	0	56
2	1	53
3	2	49
4	3	46
5	4	42
6	5	39
7	6	35
8	7	32
9	8	28
10	9	24
11	10	21
12	11	17
13	12	14
14	13	10
15	14	7
16	15	3
17	16	0
18	16	56
19	17	52
20	18	49
21	19	45
22	20	42
23	21	38
24	22	35

Primo Ian. anno 1653, meridie, distantia Lunae Saturniae ab apogaeo erat gr. 274.21′. Saturni locus apparens, eodem tempore in ♌ gr. 11.41.

Me servant de ces tables j'ai d'abord pris comme Époque antérieure à toutes nos observations le jour du premier janvier, à midi, de l'année 1653: partant du fait que le 14 mars 1659, à huit heures du soir, la Lune de Saturne se trouvait à son apogée, j'ai calculé en comptant en arrière qu'au jour nommé, le 1 janvier 1653,+ la Lune était éloignée de son apogée de 274^o 21′1). Maintenant pour trouver à un instant donné quelconque postérieur à cette époque sa distance de l'apogée (or, on en conclut aisément à sa distance apparente de Saturne), il faut ajouter au mouvement de l'Époque le mouvement du satellite, tiré des tables, jusqu'à l'instant donné; il faut ensuite retrancher le mouvement apparent de Saturne durant le même temps, mouvement que font connaître les Éphémérides; le reste représentera la distance cherchée du satellite de son apogée2). Par exemple, soit l'instant donné le 25 mars de l'an 1655, 8 heures du soir, celui de notre première observation3): le mouvement de l'Époque, savoir la distance de la Lune de Saturne de son apogée au temps de l'Époque, qui est de 274^o 21′, ajouté au mouvement de cette Lune depuis l'Époque jusqu'à l'instant en question, donne 278^o 31′. Si l'on en retranche le mouvement apparent de Saturne durant le même temps, pour lequel on trouve 22^o 58′, il reste 255^o 33′, distance de la Lune de Saturne de son apogée qu'il s'agissait de trouver. Il résulte de là que dans la circonférence dessinée plus haut [Fig. 70, p. 256], où A représentait la place de l'apogée, la Lune se trouvait à peu près auprès du nombre 12 et était donc vue presqu'à sa plus grande distance, comme cela a eu lieu en effet. Nous faisons suivre le calcul qui a la forme que voici4).

+ Harum tabularum auxilio primùm Epocham, quae praecederet omnes observationes nostras, constitui diem 1 Jan. meridie, anno 1653. Nempe ex eo, quod 14 Martij, 1659, hora 8 pom. in perigaeo Saturai Luna versaretur, collegi retrorsum numerando, ad praedictam diem 1 Jan. 1653, abfuisse illam ab apogaei loco gr. 274, 21′1). Jam vero ut ad quodlibet datum tempus, epocha posterius, inveniatur+ ejus ab apogaeo distantia, (namque hinc facile deinde perspicere est quam propinqua Saturno apparitura sit) addendus est ad motum Epochae, motus comitis usque ad tempus datum, ex tabulis collectus; hinc auferendus Saturni motus apparens per idem temporis intervallum, qui ex Ephemeridibus cognoscitur; reliquum erit distantia comitis ab apogaeo quaesita2). Ut si datum fuerit tempus dies 25 Martij, anno 1655, hora 8 pom. quae prima nostra fuit observatio3): Motus Epochae, sive distantia Lunae Saturniae ab apogaeo tempore Epochae, quae est gr. 274, 21′, addita ad motum ejusdem Lunae inde ab Epocha ad tempus datum, colligit gr. 278, 31′, Hinc ablato Saturni motu apparente per idem tempus, qui invenitur gr. 22, 58′, relinquuntur gr. 255, 33′, distantia Lunae Saturni ab apogaeo, quae invenienda erat. Unde apparet in circulo superiori [Fig. 70, p. 168a], ubi A apogaei locum referebat, fere ad numerum 12 illam constitisse, eoque in maxima propemodum distantia visam, uti revera contigit. Calculum autem subjicimus qui sic ordinatur4).|

1)

Afin que le caractère de cette méthode apparaisse nettement, il faut se représenter+ dans la figure dessinée plus haut2) [Fig. 71] Saturne placé le 1 janvier 1653 au point A, la terre au point G, la Lune de Saturne en E, à 274^o21′ de son apogée L. Plaçons de même pour la date du 25 mars 1655 Saturne en B, la terre en F, la Lune de Saturne en M: et soit BN parallèle à AL. Puisqu'alors le mouvement périodique de la Lune entre ces deux dates, ajouté au mouvement de l'Époque, c'est-à-dire à l'arc LDE de 274^o21′, donne 278^o31′, l'arc NKM aura ce dernier nombre de degrés. Or, la distance de la Lune de Saturne de son apogée c'est l'arc OKM: pour le trouver il faut retrancher l'arc NO de l'arc NKM. Par conséquent, comme l'arc NO a le même nombre de degrés que l'angle formé par les droites OF et LG, et que la grandeur de ce dernier est déterminée par le mouvement apparent de Saturne entre les deux instants nommés, il apparaît que nous avons à bon droit des 278^o31′ trouvés, c'est-à-dire de l'arc NKM, soustrait le mouvement apparent de 22^o58′ de Saturne (puisqu'il est égal à l'arc NO) pour obtenir l'arc OKM de 255^o33′ qui représente la distance de la Lune de Saturne de son apogée.

Ce n'est point encore ici le lieu d'expliquer un certain autre mouvement en latitude de cette petite lune qui a déjà commencé à se montrer dans quelques-unes des observations précédentes3); mouvement par lequel elle s'éloigne ordinairement de la ligne droite passant par les extrémités des anses, et paraît parcourir autour de Saturne une ellipse, quelquefois assez large, d'autres fois plus restreinte

1)

+

Ut verò constet methodi ratio, intelligatur in superiori diagrammate2) [Fig. 71]+

Saturnus die 1 Jan. 1653 positus fuisse in A, terra in G, Luna Saturni in E, gradibus 274, 21′ ab apogaeo L. Rursumque 25 Martij 1655, Saturnus ponatur in B, terra in F, Luna Saturni in M: sitque BN parallela AL. Quoniam igitur Lunae motus periodicus inter bina illa tempora, additus motui Epochae, hoc est, arcui LDE graduum 274, 21′, efficit gr. 278, 31′; erit idcirco arcus NKM hoc graduum numero. Distantia autem Lunae Saturniae ab apogaeo est arcus OKM, qui ut cognoscatur, auferendus est ab arcu NKM arcus NO. Ergo cum arcus NO totidem sit graduum atque angulus quem constituunt rectae OF, LG; hujus autem quantitas definiatur apparenti Saturni motu inter duo praedicta tempora; apparet nos rectè ab inventis gr. 278, 31′, hoc est ab arcu NKM, subtraxisse Saturni motum apparentem gr. 22, 58′ (quippe aequalem arcui NO) ad consequendum arcum OKM, gr. 255, 33′, distantiam nempe Lunae Saturni ab apogaeo.|

et se changeant en une ligne droite lorsque Saturne se montre rond. En effet, quoique, pour déterminer la vraie position de la petite lune par rapport à Saturne il faille encore tenir compte de ce mouvement, cependant, ses causes étant étroitement liées à celles des autres phénomènes, j'estime qu'il faut les exposer en même temps que celles-là2): ce sera une seule et même peine.

Je passe donc maintenant à la deuxième partie de ce Système, dans laquelle il faut rendre compte de la forme instable et variable de Saturne, et dire aussi en quelle période les différents changements de forme se produisent. J'en ai mentionné plus haut quelques-uns qui se présentaient à nous de prime abord3); mais ceux-ci ne remplissent qu'une partie de la période. Par conséquent, pour qu'il soit prouvé que toute la diversité des phénomènes dépend des causes que nous indiquerons, il sera nécessaire d'examiner aussi les résultats d'observations faites à d'autres époques et décrites par plusieurs savants depuis 40 années et plus. Mais comme je parcours toutes les figures de Saturne qu'ils nous ont dessinées, je les trouve tellement nombreuses et prodigieuses que s'il fallait inventer une hypothèse capable de rendre compte de chacune d'elles, il n'y aurait personne je crois qui, en tâchant d'en forger une, ne perdît sa peine: attendu qu'aucune cause d'une transformation si multiple et si énorme ne serait concevable à moins qu'on ne voulût admettre que la masse du corps même de Saturne prît continuellement des formes différentes, ce qui est contraire à toute vraisemblance. Il faut donc trier leurs observations et examiner lesquelles méritent notre croyance, lesquelles doivent au contraire être rejetées comme suspectes. Dans cette investigation nous exigeons qu'on nous concède que, parce que nous avons avec nos télescopes découvert pour la première fois le satellite de Saturne et que nous le voyons distinctement quand cela nous plaît, pour cette raison nos télescopes doivent être préférés à ceux avec lesquels d'autres personnes, quoiqu'occupées journellement à observer Saturne, ont été incapables d'atteindre ce satellite: et que par conséquent aussi les résultats de nos observations touchant la forme de la planète doivent être jugés plus conformes à la vérité, toutes les fois que des figures différentes auront simultanément été aperçues par nous et par elles. La planche donc que nous avons ajoutée4) fait voir toutes ces formes d'après les dessins empruntés par nous à différents auteurs.

+ La première de ces figures est celle tracée par Galilée en 1610, où Saturne est vu triple, deux plus petits cercles étant placés de part et d'autre du plus grand5).

+ Nondum hic locus est explicandi alium quendam hujus lunulae motum in latitudinem, observationibus aliquot praecedentibus jam sese prodere incipientem1); quo nempe ab linea recta per ansarum extrema transeunte plerumque exorbitat, apparetque circa Saturnum ellipsin percurrere, interdum quidem satis latam, alias verò angustiorem, & rotundo Saturno lucente, in rectam lineam abeuntem. Etsi enim, ad verum lunulae situm respectu Saturni determinandum, hujus quoque motus ratio est habenda, cum tamen causae ejus cum caeterorum phaenomenôn causis prorsus conjunctae sint, simul cum illis atque una opera exponendum censeo2).

Illam igitur Systematis hujus partem alteram nunc aggredior, in qua formae Saturni instabilis atque à se ipsa discrepantis ratio reddenda, tum qua periodo singulae mutationes contingant dicendum est. Harum aliquas quae nobis sese obtulere supra exhibui3); sed eae partem tantummodo periodi complectuntur. Ideoque ut omnem phaenomenôn diversitatem ab iis quas dicemus causis pendere constet, aliorum quoque temporum observationes examinare necesse erit, quas à 40 atque amplius annis complures scriptis prodiderunt. At verò cum Saturni figuras omnes quas nobis delinearunt oculis lustro, eas multiplices adeo ac prodigiosas invenio, ut si qua hypothesis comminiscenda foret quâ cunctis fieret satis, nemo non, ut opinor, in ea excogitanda operam lusurus sit: cum nulla tam crebrae atque enormis transformationis causa esse possit, nisi ponatur ipsam Saturnij corporis molem identidem aliam atque aliam faciem induere, quod ab omni verisimilitudine est alienum. Quamobrem delectus adhibendus est observatis illorum, & inquirendum quaenam ex iis fidem mereantur, quaeve contra ut suspecta rejicienda+ sint. Quo in|examine illud concedi nobis postulamus, ut quoniam Saturni comitem primi perspicillis nostris deteximus, ac quoties libet clarè intuemur, praeferantur propterea nostra haec illis quibus alij ad stellam eandem nequaquam pertingere potuere, licet quotidie Saturno observando intenti: eoque nostrae etiam circa formam planetae observationes veriores habeantur, quoties eodem tempore nobis atque illis diversae phases animad versae fuerint. Adjuncta itaque tabella4) omnes eas exhibet quas ex variis autoribus descripsimus.

Ac prima quidem harum formarum est quam Galileus adnotavit anno 1610,+ in qua triceps Saturnus spectatur, minoribus duobus orbiculis majori utrinque adjacentibus5). Hanc alij quoque permulti viderunt, aut certè se vidisse crediderunt.

Beaucoup d'autres observateurs ont vu la même apparence ou se sont du moins persuadés de l'avoir vue. Car s'ils s'étaient servis de lunettes plus grandes et pourvues de meilleures lentilles, sans doute au lieu de cette apparence triple de corps ronds, la même figure se serait présentée à eux que nous avons vue, comme nous l'avons dit, en 1655 et de nouveau l'année suivante, le 13 octobre1). C'est ce que nous concluons de ce fait qu'à la même époque où leur apparaissent deux petits globes latéraux, nos télescopes à nous nous ont fait voir des bras étendus dans le prolongement l'un de l'autre; comme cela est arrivé en cette même année 1655, aux mois d'avril et de mai, époque à laquelle cette figure à trois sphères fut observée par Riccioli et Hevelius2). En effet, pour qu'il soit plus certain qu'une telle forme est aperçue à cause de la petitesse des télescopes, nous constatons qu'à nous aussi, chaque fois que nous contemplons Saturne avec un télescope plus court, de cinq ou de six pieds par exemple, deux petits globes apparaissent au lieu desdits bras; et cela aussi lorsque la phase de l'année 16583) était déjà en existence.

Or, il est facile de voir la cause de cette image trompeuse. En effet, comme ces bras ou ailes émettent plus de lumière à leurs extrémités que là où ils sont attachés au disque central de Saturne, où l'on a toujours affaire à quelques ombres, non seulement lorsqu'ils se sont nettement divisés en deux comme en 1658, mais déjà avant cela comme en 16574); il n'est pas étrange que cette lumière plus intense, une partie moins éclairée étant interposée, paraisse entièrement séparée du cercle central. Il ne faut pas non plus s'étonner de ce que cette partie lumineuse d'oblongue devenait ronde, attendu que la même chose arrive à toute figure vue de loin d'une façon indistincte à cause de sa petitesse, et cela d'autant plus que l'objet est plus lucide. Il est donc bien établi que cette forme a été corrompue par la faute des télescopes quoique les observateurs qui la décrivaient fussent de bonne foi.

Nam si grandiores tubos adhibuissent atque optimis vitris instructos, haud dubiè pro triplici hac globulorum facie eadem sese illis obtulisset quam nobis diximus anno 1655, ac rursus anno insequenti, die 13 Oct. visam1). Hoc enim inde colligimus quod dum illis bini ad latera globuli apparent, nobis porrecta in longitudinem brachia tubi nostri referunt; uti contigit eo ipso anno 1655, mense Aprili ac Majo, quo tempore trisphaerica illa figura Ricciolo Hevelioque observata fuit2). Etenim quo certius constet ob perspicillorum parvitatem talem hanc cerni, experimur nobis quoque, quoties breviori perspicillo, quinûm puta aut senûm pedum, Saturnum, aspicimus, binos globulos dictorum loco brachiorum apparere; etiam illâ anni 1658 jam existente phasi3).

Quaenam autem fallacis imaginis causa sit facile perspicitur. Quippe enim quum circa extremas cuspides ampliorem lucem brachia haec sive alae emittant,+ quam qua parte medio Saturni disco adhaerent, ubi semper umbrae aliquid | intercedit, non modo cum manifesto jam bifida evaserunt, velut anno 1658, sed antea quoque ut anno 16574); non mirum est lucem illam intensiorem, debiliori interjecta, penitus à medio orbe separatam videri. Neque item rotundam ex oblonga fieri mirandum est, cum idem accidat omni figurae eminus, nec satis distinctè ob exilitatem, perceptae, atque eo magis quo fuerit lucidior. Itaque plane constat telescopiorum culpa phasin hanc vitiatam esse, licet observatores bona fide eam tradiderint.

La forme suivante [Fig. II de la planche], observée par Scheiner en 16141), n'est nullement meilleure que l'autre. Mais je ne saurais dire s'il l'a aperçue avec des télescopes plus parfaits ou moins parfaits que ceux des observateurs de la forme précédente. En effet, jusqu'à un certain point il se rapproche davantage de la vraie forme: il montre les oreilles attachées à Saturne; mais d'autre part il se trompe en réduisant leur longueur plus qu'il ne fallait. Or, cette figure affaiblit sa propre crédibilité ainsi que celle de la figure précédente; elle montre que l'une d'elles au moins n'est pas conforme à la vérité, attendu que c'est à la même époque, savoir en 1614, que la seconde est dite avoir été observée par Scheiner et la première par Galilée et d'autres. De sorte qu'au bout du compte il ne faut point douter que la vraie forme, cette fois aussi, n'ait été celle dessinée par nous en 1657 ou 1658 dans nos registres2). Il faut porter le même jugement sur la troisième forme de cette planche, appelée la seconde par Riccioli3), et qu'il écrit avoir observée en 1640 et 1643. Cependant elle peut sembler plus proche de la vérité parce qu'au lieu des petits cercles elle présente des figures oblongues semblables à des olives.

La quatrième forme est celle qu'Hevelius adopta au lieu de la figure à trois

Quae sequitur [Fig. II tabellae] hanc nihilo melius se habet, à Scheinero observata anno 16141). Atque equidem dubito, perfectioribusne an deterioribus perspicillis, quam qui praecedentem dederunt, hanc deprehenderit. Quoniam hactenus quidem ad veram magis accedit, quod affixas Saturno auriculas exhibet; at contra in eo aberrat, quod plus justo earum contrahat longitudinem. Haec autem phasis tum sibi ipsi tum superiori fidem derogat, alterutram certe haud veram fuisse arguit; quoniam eodem tempore, anno nimirum 1614, altera à Scheinero, altera à Galileo aliisque observata perhibetur. Ut proinde dubitandum non sit, quin & haec similis extiterit ei quam nos anno 1657 vel 1658 in commentaria retulimus2). Neque aliud de tertia hujus tabellae existimandum est, quae Ricciolo secunda ponitur3), quamque anno 1640 & 1643 observatam scribit. Veritati tamen propior haec videri potest, quod pro orbiculis oblongas atque olivae similes figuras habeat.

Quarta est quam in locum trisphaericae formae Hevelius adsumsit in libro de

sphères dans son livre de Saturni nativa facie1), où il affirme que d'après les lois provenant de son hypothèse une telle forme doit parfois être visible, laquelle cependant par une hallucination de la vue dégénère dans la figure à trois sphères2). Toutefois il me semble que même cette forme indiquée par lui ne s'accorde pas suffisamment avec son hypothèse, comme nous le montrerons plus loin3).

La cinquième est du même Hevelius4); Gassendi en a publié une semblable5). Et celle-ci, il faut le dire, s'accorde assez bien avec la nôtre, déjà mentionnée, de 16586), à cela près que les télescopes de l'un et de l'autre n'ont pas été capables de faire voir les parties les plus minces des bras par lesquelles ils sont attachés au disque central.

La même chose s'applique aux figures 6 et 7, dues aussi toutes les deux à Hevelius7), semblables à celles observées vers les mêmes époques par Riccioli, savoir en 1648, 1649 et 1650, lesquelles sont reproduites ici en huitième8) et neuvième lieu9). Elles ne diffèrent qu'en ceci: l'orbe central apparut

Saturni nativa facie1); ubi secundum leges hypotheseos suae asserit talem quandoque cerni debere, quae tamen ex visus hallucinatione in trisphaericam degeneret2). Quanquam mihi ne istiusmodi quidem forma satis convenire hypothesi illius videatur, ut postea ostendemus3).|

+ Ejusdem Hevelij etiam quinta est4), cui similem Gassendus edidit5). Et haec quidem satis prope cum nostra illa anni 1658 consentit6), nisi quod partes brachiorum tenuiores, qua medio disco adnectuntur utriusque tubi non sint assecuti.

Idemque in 6 & 7 contigit, quae ambae ab Hevelio quoque traduntur7), similes iis quas circa eadem tempora Ricciolus observavit, nimirum anno 1648, 1649 & 1650, quae hic octavo8) nonoque9) loco exhibentur. Neque alia re differunt, quàm

à Hevelius quelque peu allongé, tandis que chez Riccioli il était rond, et celui-ci a vu les anses attachées l'une à l'autre ainsi qu'à Saturne, tandis qu'à Hevelius elles paraissaient ne pas être tout-à-fait en contact. Toutefois, Hevelius lui-même attribue la cause de ce qu'elles semblent séparées à la faiblesse de la vue1), tandis que, du reste, il indique qu'effectivement elles sont attachées à Saturne2).

C'est aussi sous cette dernière forme qu'Eustachio Divini3) les a dessinées en 1646, 1647 et 1648; nous avons reproduit ici sous le numéro dix la figure publiée par lui4). Vu qu'il est considéré comme un très excellent fabricateur de télescopes, il est croyable que c'est lui qui nous a montré la forme de Saturne la plus rigoureusement vraie, à cela près qu'il y a ajouté de son cru, me semble-t-il, les ombres qui apparaissent dans la figure5).

La onzième figure de notre planche, celle publiée par Fr. Fontana6), ne diffère pas beaucoup des figures nommées en dernier lieu. Riccioli dit aussi l'avoir vue en 16467). Mais je suis porté à croire qu'il s'est servi alors de télescopes moins parfaits que ceux avec lesquels il a découvert les figures huitième

quod medius orbis Hevelio nonnihil oblongus apparuit, cum Ricciolo rotundus fuerit: quodque hic connexas ansas cum inter se tum Saturno ipsi spectaverit, quae Hevelio pauxillo à contactu abesse visae sint. Verum ipse Hevelius causam cur separatae videantur visus imbecillitati adscribit1), cum alioqui reipsa cohaerere eas Saturno statuat2).

Tales autem & Eustachius de Divinis3) notavit anno 1646, 1647 & 1648, à quo editum schema ad num. 10 hic exhibuimus. Isque cum praestantissimus perspicillorum artifex habeatur, credibile est omnium emendatissimè nativam Saturni faciem nobis descripsisse, nisi quod umbras illas quae in schemate apparent, de suo, ut opinor, adjecit5).

Porro ab hisce figuris non multum recedit ea quae à Fr. Fontana6) vulgata fuit, undecima tabellae nostrae. Quam quidem & Ricciolus anno 1646 sibi visam scribit7).

et neuvième dont nous venons de parler. En effet en cette même année 1646 Hevelius déclare avoir vu la septième forme1), et c'est plutôt à cette forme-là que nous devons nous en tenir. Quant aux observations de Fontana ce qui m'ôte tout scrupule de les révoquer en doute, c'est qu'il a publié jadis aussi des formes bien plus monstrueuses de Mars, par exemple une forme semblable à celle d'un rocher triangulaire2) et une autre avec une tache noire au milieu du contour circulaire3), lesquelles, ainsi que beaucoup d'autres, nous avons trouvées fausses. Cependant la différence qui caractérise la forme de Saturne publiée par lui, n'est ni grande, comme je l'ai dit, ni étrange.

Les deux dernières, la douzième et la treizième, semblent devoir nous donner plus de peine; outre Biancani4), Gassendi a également publié la première5);

Sed minus bonis telescopiis tunc usum crediderim, quam quibus modo dictas octavam nonamque detexit. Siquidem eodem anno 1646 septimam formam se vidisse testatur Hevelius1), cui potius hic standum est. Nam Fontanae observationes quominus in dubium vocare verear facit, quod etiam olim magis monstrosas formas Martis publicavit, veluti trilaterae cujusdam rupis2), ac rursus+ aliter cum nigra in | medio orbe macula; quae nos cum aliis multis fabulosa comperimus. Haec tamen, quam in Saturno prodidit formae diversitatem, neque magna est, ut dixi, neque miranda.

Plus negotij posteriores duae, duodecima decimatertiaque, exhibiturae videntur: quarum priorem praeter Blancanum4) etiam Gassendus5) prodidit; reliquam

l'autre nous a été communiquée par Riccioli qui cependant l'avait reçue d'autrui1). Celle de Gassendi surtout est curieuse. Cependant en y réfléchissant bien, on conçoit aisément comment elle dérive de la neuvième figure. Car il suffit de substituer aux ouvertures rondes des ouvertures en forme de demi-lune dont les cornes se regardent, pour obtenir la neuvième, celle remarquée par Riccioli. Or, il n'y a rien d'étonnant à ce que ces taches soient apparues plutôt rondes que luniformes à Gassendi et à Biancani, attendu qu'ils ne se servaient pas de grands télescopes; les parties pointues de ces taches ont dû être inobservables pour eux. Quant à la treizième ensin, celle que Riccioli raconte avoir été vue par Fontana, et par d'autres observateurs à Rome, en 1644 et 1645, il est certain que celle-ci aussi s'est substituée à la huitième et à la neuvième ou bien encore à la septième publiée par Hevelius. En effet, non seulement Riccioli dit-il ne l'avoir jamais aperçue, affirmant seulement avoir vu la huitième forme ainsi que la neuvième avec les anses2), mais de plus en cette même année 1645 la septième forme a été observée avec le télescope d'Hevelius3). Fontana a correctement aperçu en cette occasion que les anses sont attachées à Saturne, mais comme la lumière émise par chacune d'elles provenait surtout de sa partie prominente, cette lumière a semblé prendre en cet endroit une forme ronde.

Je n'ai pas ajouté à ces figures celle où Saturne est dit avoir été observé sous une forme elliptique sans les dits satellites ou bras4), parce qu'il est bien établi qu'il s'est montré tel à cause de la petitesse des télescopes alors récemment inventés, et que personne, après qu'on les a perfectionnés, n'a de nouveau vu Saturne solitaire à moins qu'il ne fût en même temps rond.

+ J'ai omis aussi un autre phénomène rapporté par quelques personnes, mais faux sans aucun doute et dû à l'imagination seule: ce phénomène, observé par elles d'après leurs dires, consiste en ce qu'une différence de grandeur existerait parfois entre les deux satellites ou les deux anses5). J'estime pour ma part que cette

Ricciolus, aliunde tamen acceptam, nobis impertiit1). Mirabilis praesertim illa Gassendi apparet. Verumtamen si bene perpendatur, sacile est intelligere, quo pacto ab nona figura haec defluxerit. Nam si tantum in locum rotundarum lacunarum, lunatae substituantur, cornibus sese mutuo respicientibus, jam profecto nona illa existet, quam Ricciolus adnotavit. Nihil mirum autem Gassendo ac Blancano, cum non magnis perspicillis uterentur, rotundas potius eas maculas quam lunularum forma apparuisse, siquidem partes harum acuminatas distinctè percipere illis negatum fuit. Tertiadecima denique quam Ricciolus à Fontana, itemque ab aliis Romae visam memorat, anno 1644 & 1645: eam quoque pro octava ac nona suppositam esse certum est, vel etiam pro septima quam Hevelius prodidit. Non solum enim Ricciolus hanc sibi unquam oblatam negat, solas octavam, nonamque cum ansis se vidisse affirmans2): sed & eodem anno 1645 Heveliano telescopio septima illa conspecta fuit3). Nempe ansas Saturno conjungi rectè hîc Fontana animadvertit; sed cum praecipuus earum splendor à parte gibba procederet, orbicularem ibi figuram constituere visus est.

Non adscripsi phasibus hisce eam qua Saturnus ellipsis formâ conspectus dicitur, absque illis comitibus brachiisve4); quoniam satis constat ob exilitatem telescopiorum,+ in | ipso inventi hujus exortu, talem apparuisse; postquam verò ad majorem perfectionem eadem adducta sint, neminem amplius solitarium Saturnum vidisse nisi simul & rotundus fuerit.

Omisi etiam phaenomenon aliud à nonnullis quidem relatum, sed vanum proculdubio+ atque à sola imaginatione profectum: quo nempe alterum quandoque Saturni sive comitem sive ansam altera minorem deprehendi asserunt5). Ego vero

forme ne provient pas tant d'une perception imparfaite (car pourquoi diraient-ils que cette anse-ci est plus petite plutôt que celle-là?) que de ce fait que lorsque quelqu'un a forgé une hypothèse qui entraîne pareille conséquence, il se fait aisément illusion et croit à la réalité de ce qu'il espère voir. C'est ce qui est arrivé, je pense, à l'excellent J. Hodierna qui de Sicile nous a envoyé son Système de Saturne1) dont nous parlerons bientôt plus amplement. En effet, celui-ci écrit qu'en 1655 et vers la fin de l'année suivante, le petit globe oriental lui paraissait plus petit que l'autre2), tandis que néanmoins à la même époque, lorsque nous regardions la planète, la grandeur, la clarté et la forme étaient les mêmes des deux côtés, la forme, il est vrai, n'étant pas circulaire, mais composée de deux parties droites, de part et d'autre du disque de Saturne, dans le prolongement l'une de l'autre3). Hevelius aussi s'efforce en vain de déduire la cause de ce phénomène de son hypothèse à lui4), d'où découle en réalité précisément le contraire, savoir l'égalité perpétuelle des deux anses. Car puisqu'il suppose la vraie forme de Saturne telle qu'elle est représentée au numéro sept de la planche mentionnée plus haut5), les deux anses attachées au milieu du corps étant de même forme et de même grandeur, aucune loi de l'optique ne permet qu'après une rotation quelconque de ce corps la première anse s'offre à nous sous une autre forme que la seconde. À nous, dis-je, qui sommes placés à une si énorme distance. En effet, comme nous sommes éloignés de Saturne à presque 3000 fois son plus grand diamètre, comment ce savant se figure-t-il que nous pourrions apercevoir la différence des angles sous lesquels l'anse plus rapprochée et l'autre plus éloignée doivent apparaître?

+ Il est aussi peu raisonnable d'admettre, comme il le fait6), qu'à cause de cette même différence entre les distances, l'une des anses puisse se retirer vers le disque central plus tôt que l'autre. En effet, l'hypothèse d'Hevelius étant admise et

existimo non tam ab indiscreta perceptione phasin hanc enasci (cur enim hanc ansam potius quam illam minorem dicerent?) quam quod ubi hypothesin quispiam commentus fuerit, ex qua talem prodire necesse sit, facile sibi ipsi imponat, quodque cupit evenire credat. Itàque viro eximio J. Hodiernae qui ad nos è Sicilia Systema suum Saturnium1), de quo pluribus mox agemus, misit, accidisse reor. Hic enim anno 1655 & sub finem anni insequentis, orientalem globulum reliquo minorem sibi apparuisse scribit2), quum tamen eodem tempore, nobis inspectantibus, eadem utrique magnitudo, claritas ac figura adfuerit, non quidem orbicularis, sed rectà in longitudinem utrinque à Saturni disco procedens3). Quin etiam frustra causam hujusce rei ex hypothesi sua adducere Hevelius laborat4), quum planè contrarium ex ea sequatur, perpetua videlicet utriusque ansae aequalitas. Nam cum faciem Saturni nativam ejusmodi fingat, qualis superiori tabella5) ad numerum septimum exhibetur, utrâque scilicet ansâ pari formâ ac magnitudine corpori medio adnexâ, non sinunt ullae opticorum leges, ut qualicunque hujus corporis conversione, aliter una atque alia ansa sese videndam nobis praebeat. Nobis, inquam, in tam immensa positis distantia. Cum enim+ 3000 fere diametris Saturni maximis ab eo remoti simus, quo pacto | existimat vir Clar. nos percepturos discrimen angulorum quibus propior remotiorque ansa spectari debeat?

AEquè parum rationi consentaneum est quod, ob eandem illam distantiae differentiam,+ unam ansarum citius quam alteram cum medio disco coalescere posse existimat6). Hoc enim, admissa licet Heveliana hypothesi, atque etiamsi centuplo praestantiores tubos haberemus, nequaquam tamen nobis visu deprehendere liceret.

supposant que nous ayons des télescopes cent fois plus puissants, nous n'arriverions cependant pas à remarquer ce phénomène. Du reste, avant que de faire connaître notre propre opinion, nous voulons expliquer plus amplement la théorie du zélé observateur que nous venons de nommer (nul certes à cette époque ne travaille au développement de l'Astronomie avec plus d'ardeur et plus d'industrie que lui) ainsi que les opinions d'autres personnes sur la vraie forme de Saturne, qui, toutes, nous sont parvenues après la publication de l'observation de la+ Lune de Saturne1). Hevelius donc, dans le livre spécial voué par lui à cette question2), donne, afin de rendre compte des phénomènes, au corps central de Saturne la forme d'un sphéroïde allongé, auquel des deux côtés sont fermement attachés, ainsi que je l'ai déjà dit3), ces appendices en forme de bras ou d'anses; comme nous l'avons indiqué plus haut dans le cas de la septième figure4). Ensuite il fait tourner ces anses en même temps que Saturne en un espace de 30 ans environ5) autour du plus petit axe du sphéroïde, axe qu'il suppose perpendiculaire au plan de l'orbite de Saturne. Ceci étant posé, il est certain que la phase de ladite septième figure, ainsi que la phase ronde se présenteront: de telle sorte que Saturne doit apparaître comme cette septième figure le montre en deux endroits opposés de l'écliptique, et que d'autre part il doit paraître rond et entièrement exempt d'anses en deux autres endroits. Et même la fixième figure et jusqu'à un certain point la cinquième aussi pourraient se montrer, à cela près que les anses devraient sembler attachées au disque central. Mais la quatrième phase ne pourra en aucune façon provenir de la même forme. En effet, comme il a été supposé que Saturne, avec les anses attachées à son corps, comme le montre la septième figure, s'élève droit sur le plan de son excentrique et reste toujours dans cette position quoique tournant autour de son propre axe, il arrivera sans doute par cette rotation que peu à peu les anses se retirent vers le disque central, mais elles présenteront cependant toujours l'apparence de deux lunes de même altitude que ledit disque et ne se changeront point en des figures si comprimées. Car quant à l'opinion de l'honorable savant qui estime que la déclinaison de l'orbite de Saturne de l'ecliptique peut avoir cet effet (c'est ce qu'il m'a répondu lorsque je lui avais objecté cette difficulté6)), s'il considère la chose plus attentivement il comprendra qu'il est impossible, attendu que l'orbite de Saturne ne fait qu'un angle de 3 degrés avec l'écliptique, que de cette cause provienne aucun changement apercevable pour nous dans les figures des anses.

Caeterum & hujus sententiam viri solertissimi, quo certè nemo hac tempestate majori animo atque industria rem promovet Astronomicam, pluribus exponere, & aliorum insuper de propria Saturni forma opiniones, priusquam nostram adferamus, recensere placet, quas post editam de Luna Saturni observationem1) omnes accepimus. Hevelius igitur, in eo libro quem peculiarem huic argumento dicavit+2), causas phaenomenôn redditurus, sphaeroidis oblongi figuram medio corpori Saturni tribuit, cui ab utroque latere appendices istae, ut jam dixi3), brachiorum sive ansarum forma, firmiter adhaereant, quemadmodum supra 7 loco4) expressimus. Porro simul cum Saturno hasce ansas, spatio 30 circiter annorum5), circa minorem sphaeroidis axem converti facit, qui quidem axis plano orbitae Saturni sit ad angulos rectos. Enimverò his positis septimae quidem superioris figurae phasin nec non rotundam quoque repraesentari certum est: ut nimirum in duobus eclipticae locis oppositis ansata hac facie Saturnus appariturus sit, aliisque rursus duobus rotundus ansisque prorsus exutus. Quinimo & sexta ac quodammodo quinta quoque exhiberi possent, nisi quod conjunctae cum medio disco ansae videri debebant. Sed quarta phasis nequaquam ab eadem forma proficisci poterit. Nam cum ponatur Saturnus cum annexis sibi ansis, qualem 7 figura ostendit, rectus consistere ad+ planum eccentrici sui, atque | ita perpetuo manere, licet circa axem proprium vertatur; eveniet quidem ea conversione, ut paulatim arctius ad medium orbem ansae applicentur, veruntamen semper geminas lunas referent ejusdem cum dicto orbe altitudinis, minimeque in tam compressas formas abibunt. Nam quod hoc efficere posse declinationem Saturni orbitae ab ecliptica Vir Cl. censet (ita enim mihi respondit cum difficultatem hanc ei movissem6)) si diligentius rem expendat intelliget fieri non posse, cum Saturni orbita tantum 3 gradibus ab eclipticae plano recedat, ut inde ansarum figuris ulla nobis percipienda mutatio adveniat. Caeterum

Du reste nous avons indiqué plus haut1) que cette quatrième phase n'a pas d'existence réelle, mais que, tandis que celle-là, ou plutôt la phase aux trois sphères, est vue au moyen des télescopes de dimensions modestes, celle dont nous avons noté l'apparition en 1655 et 1657 se présente lorsqu'on se sert de nos très grandes lunettes2). Mais comme celle-ci s'accorde encore moins bien avec l'hypothèse d'Hevelius, son existence démontre encore mieux que cette hypothèse n'a pas atteint son but. D'ailleurs les phénomènes de la phase ronde ne s'accordent pas non plus suffisamment avec les limites qu'Hevelius leur assigne, comme cela apparaît non seulement par sa prédiction3), réfutée par l'événement, suivant laquelle la phase ronde de l'année 1656 devait continuer à exister jusqu'au mois de septembre de l'année 1657, tandis qu'en réalité Saturne a déjà recouvré ses anses depuis le 13 octobre 16564) et ne les a pas perdues depuis, mais aussi par les observations faites par Galilée sur la phase ronde de l'année 1612. En effet, au temps du solstice de cette année, Saturne, occupant l'endroit 18^o22′ ♓, parut encore triple à Galilée5), tandis que d'après les tables d'Hevelius il aurait dû être observé rond6), et d'autre part le 1 décembre de la même année 1612, lorsqu'il se trouva à 11^o27′ ♓, il fut trouvé rond par Galilée7), tandis qu'Hevelius se serait attendu à le trouver sous la forme de trois sphères en cet endroit8).

+ Le grand géomètre, le Chev. de Roberval9) nous a exposé10) une autre hypothèse digne de son esprit si ingénieux: comme les autres planètes il suppose Saturne rond, mais il admet que de sa Zone torride, c'est-à-dire là où il reçoit les rayons du soleil dans une direction à peu près perpendiculaire, sortent certaines vapeurs de densité médiocre qui, s'élevant beaucoup au-dessus de sa surface, l'entourent de toutes parts excepté dans le voisinage des pôles, où peut-être le froid intense les empêche d'être attirées par le soleil. Lorsque, dit-il11), ces vapeurs, comme

nec veram quidem esse hanc quartam phasin superius indicavimus1), sed cum haec, sive trisphaerica potius, minoribus telescopiis cernitur, nostris praegrandibus illam comparere quam adnotavimus anno 1655 & 16572). Quae cum adhuc minus Hevelianae hypothesi conveniat, clarius demonstrat illam scopum non attigisse. Neque sanè vel rotundae phasis phaenomena satis congruunt praestitutis ab Hevelio limitibus; ut patet non tantum ex praedictione ejus3), eventu refutata, quae ferebat rotundam phasin anni 1656 continuatum iri usque in Mensem Septembrem anni 1657, cum tamen jam inde à 13 Oct. 16564), ansas Saturnus recuperaverit, neque postea amiserit; sed & ex Galilei observatis circa rotundam phasin anni 1612. Solstitio enim hujus anni, Saturnus gr. 18, 22′. ♓ obtinens, tricorpor adhuc Galileo apparuit5), quum per tabulas Hevelij debuisset rotundus observari6), ac vicissim 1 Dec. ejusdem anni 1612, cum versaretur in gr. 11, 27′. ♓ rotundus Galileo repertus est7), quo loco Hevelius trisphaericum expectasset8).

Alteram hypothesin, ingenio suo acutissimo dignam, summus Geometra E.+ Robervallius9) nobis exposuit10). Qua quidem Saturnum perinde ut caeteros planetas+ rotundum | statuit; egredi autem è Zona ejus torrida, hoc est, quae rectiores solis radios excipit, vapores quosdam non admodum spissos, qui procul à superficie ejus in sublime evolantes, undique illum ambiant, praeterquam polos versus, ubi fortassis intensum frigus eos à sole attrahi prohibeat. Hi si quando omne spatium complent à Saturno ad usque extremam ipsorum regionem, elliptica forma, inquit11), eum videri faciunt. Cum vero minus densi exoriuntur, interque eos ac

cela peut arriver, remplissent tout l'espace depuis Saturne jusqu'à la région la plus haute à laquelle elles montent, elles le font voir sous une forme elliptique. Mais lorsqu'elles s'élèvent avec une densité moindre et qu'un espace considérable demeure vide entre elles et Saturne, elles ne réfléchissent pas les rayons solaires à cause de leur rareté, excepté aux endroits où elles se présentent plus entassées à ces rayons; ce qui par rapport à nous a nécessairement lieu dans les parties plus éloignées du disque central de Saturne. Par là il faut que la forme des anses provienne de cette réflexion, et qu'entre elles et Saturne intercèdent de part et d'autre des espaces obscurs ou du moins moins lumineux. Mais toutes les fois que des exhalaisons de ce genre ne s'élèvent point du tout, la planète sera vue ronde.

Cet ingénieux savant a bien fait d'admettre qu'il existe quelque chose qui entoure Saturne également de tous les côtés; en effet, la période de 16 jours de la Lune de Saturne suggère l'idée que Saturne lui-même tourne aussi autour de son axe, en un temps plus court; lesquelles rotations devraient dans peu de jours donner naissance à diverses phases, si une certaine matière n'était placée de la même façon de toutes parts autour de la planète. Ce même raisonnement nous avait guidés lorsque nous concevions notre système, comme cela sera dit plus tard1). Cependant l'hypothèse qu'il a formulée n'explique pas assez simplement notre phase des années 1655 et 16572), de même elle ne fait pas voir pourquoi certaines phases correspondent régulièrement à certaines positions de Saturne dans son orbite, ce que montrent cependant toutes les observations et en premier lieu celles concernant Saturne rond. En effet, on remarque que cette dernière apparence se présente en deux endroits opposés de l'Écliptique, et qu'au contraire aux endroits distants de là d'un quart de circonférence, les anses ont leur plus grande expansion; et il n'y a apparemment aucune cause pour laquelle le soleil dans certaines parties de l'orbite ne tirerait de la planète aucune vapeur, tandis qu'ailleurs il en ferait sortir de grandes quantités. Enfin ces vapeurs sont supposées différer je ne sais combien mais certes beaucoup des nôtres qui entourent la terre, d'abord parce qu'elles s'élèvent, en comparaison à ce que font les nôtres, à une distance immense de Saturne, en second lieu parce qu'auprès des pôles il n'y en a peu ou point, tandis que dans le voisinage des pôles terrestres au contraire il existe plus de vapeurs et des vapeurs plus élevées que dans la Zone torride. Quant à la forme elliptique de Saturne, nous avons dit plus haut3) qu'en réalité il n'apparaît jamais sous cette forme, de sorte qu'il est superflu d'en chercher une explication4).

+ Examinons maintenant aussi votre opinion, très-savant Hodierna5), laquelle vous avez tout de suite rendue publique, stimulé par l'apparition de mon nouveau ‘nuncius’6) sur la Lune de Saturne et par l'annonce de la publication prochaine de mon Système7). Votre amour peu commun pour ce genre d'études mérite que

Saturnum locus ingens medius relinquitur, ob tenuitatem solares radios non reflectunt, nisi inde ubi magis conferti iisdem opponuntur; quod nostri respectu necesse est fieri in partibus à medio disco Saturni remotioribus. Ubi proinde ansarum formam ex ea reflexione produci oportet, illasque inter ac Saturnum spatia utrinque obscura vel certè minus lucida intercedere. At quoties nullae prorsus hujusmodi exhalationes ascendunt, rotundus planeta spectabitur.

Equidem rectè hoc consideravit vir sagacissimus esse aliquid quod aequaliter undique Saturnum circumdaret; suadente scilicet periodo Lunae Saturniae dierum 16, etiam ipsum circa axem suum, & breviori tempore, conversiones facere; ex quibus conversionibus intra paucos dies diversas phases nasci oporteret, nisi undique eodem modo materia quaedam circumposita esset. Nec dissimili collectione usi fueramus dum nostrum Systema effingeremus, ut postea dicetur1). Verumtamen ex illa sua hypothesi neque phasis nostra anni 1655 & 16572), satis commodè exponitur, neque certis Saturni orbitae locis phases quaeque peculiares sunt, quod tamen ita se habere observationes omnes evincunt, & rotundi Saturni inprimis. Hae enim in duobus oppositis Eclipticae locis accidere animadversae sunt, contraque+ in iis qui quadrante hinc distant, ansae quam | maximè expansae: cum tamen causa non appareat cur aliis quidem orbitae partibus nullos vapores Sol è Saturno, aliis maximam eorum copiam extracturus sit. Deinde vapores isti, nescio quam bene, at multum certè dissimiles nostris hisce qui terram ambiunt ponuntur, tum quod immenso spatio, prae ut hi solent, à Saturno ascendant, tum quod versus polos paucissimi aut nulli sint, cum circa terrae polos plures contra atque altiores existant quam circa Zonam torridam. De elliptica autem forma Saturni diximus supra3), eam revera nunquam talem cerni, ut proinde causam ejus adferre superfluum fuerit4).

Nunc verò tuam quoque Hodierna doctissime5) sententiam excutiamus, quam+ novo nuncio meo6) de Saturni Luna & promisso Systemate excitatus, subito publicam fecisti7). Meretur tuus ille in haec studia non vulgaris amor, ut melioris

de meilleurs télescopes soient mis à votre disposition1); vous qui, même pourvu de télescopes médiocres, ne cessez de vous élever au ciel autant que vous le pouvez2) et qui avez entrepris de soumettre à des lois déterminées la plus éloignée des planètes qui déconcerte tous les observateurs par la diversité de ses formes. Mais il me semble qu'elle vous a trompé, vous aussi. Car si plus tard elle se présentera à vous sous cet aspect sous lequel elle m'apparut en 1655 et 16573), ou bien encore sous celui qui fut visible ensuite en 16584), vous reconnaîtrez clairement que ces aspects ne s'accordent pas avec la forme de son corps tel que vous vous l'êtes imaginé. En effet, vous supposez Saturne semblable à un sphéroïde, tel qu'un oeuf ou une prune, mais encore plus oblong que celui d'Hevelius5), et dans lequel se trouveraient des deux côtés deux taches non lumineuses telles que, dans la planche dont il a été question plus haut6) la huitième figure en fait voir, taches qui nous représentent les interstices entre les anses de Saturne et son disque central7). En suite vous introduisez des rotations de ce corps autour de son axe avec la même période qu'Hevelius8), et vous affirmez qu'il est vu rond lorsque le plus grand axe du sphéroïde est dirigé vers nous, de sorte que cela arrive deux fois dans un espace de 30 ans9). Cependant comme Saturne apparaît entièrement rond et comme son disque entier est lumineux

notae telescopia tibi suppeditentur1), qui qualibuscunque etiam instructus, non cessas in caelum quà licet eniti2), summumque illum planetarum, formarum varietate omnes frustrantem, certis legibus astringere aggressus es. At ille te quoque ut opinor delusit. Nam si posthac ea facie se tibi offerat, qua mihi anno 1655 & 1657 apparuit3), vel ea quoque quae successit anno 16584), cognosces utique has non quadrare illi quod tibi finxisti corpori. Sphaeroidi nimirum, cujusmodi aut ovum aut prunum est, sed magis etiam oblongo quam Hevelianum illud5), similem Saturnum imaginaris; in quo binae utrinque sint maculae lucis expertes, quales in tabula superiori6) phasis octava exhibet, quae nobis interstitia illa inter ansas Saturni mediumque ejus discum referant7). Inde conversiones hujus corporis circa axem, eadem periodo qua & Hevelius, definis8); & rotundum tunc videri asseris, cum longior sphaeroidis axis ad nos dirigitur, ideoque+ bis hoc accidere annorum 30 de|cursu9). Verùm enim cum prorsus rotundus ac orbe integro lucens appareat Saturnus, quoties brachiis suis nudatus est,

toutes les fois qu'il est dénué de ses bras, je vous laisse le soin d'examiner plus amplement comment vous remplissez certaines lacunes qui, à ce que vous avez fort bien prévu vous-même, subsisteront à cause de l'existence de ces taches noires1). De plus je vous prie de considérer aussi les phases que votre hypothèse ne peut pas laisser d'engendrer et qui cependant ne sont rapportées par aucun observateur. Pour que vous puissiez plus aisément vous rendre compte personnellement de toutes ces apparences, placez devant vos yeux un oeuf ou un autre corps de la même forme pourvu de ces taches et donnez à ce corps le mouvement de rotation que vous attribuez à Saturne, vous verrez chez ce Saturne à vous un grand nombre de phénomènes que le Saturne céleste n'a jamais présentés; d'autre part vous n'y verrez pas certains autres phénomènes qui, j'ose vous l'affirmer, se trouvent chez le Saturne du ciel; vous jugerez donc vous même de la valeur de votre Système.

Il n'est nullement surprenant, et il n'y a pas lieu de vous en vouloir, que ni vous ni les autres hommes éminents dont j'ai critiqué auparavant les opinions, ne soyez parvenus à atteindre la vérité touchant le sujet qui nous occupe, attendu que beaucoup de phénomènes faux vous ont été rapportés comme vrais, et que d'autres qu'on peut observer chez Saturne de telle manière que l'imperfection de la vision ne nous empêche pas d'être certains de leur existence, ne sont pas venus à votre connaissance. S'il vous était échu de contempler ces phénomènes avec nous, il est croyable que vous en auriez tiré la même conclusion que nous sur la véritable forme de la Planète2). Quant à moi, outre ces apparences plus véritables dont j'ai parlé, ce qui m'a beaucoup aidé c'est le mouvement de la Lune de Saturne découvert au commencement de mes recherches3), c'est en me basant sur sa révolution autour de Saturne que j'ai pour la première fois conçu l'espoir de former une hypothèse4). Je passe à expliquer la nature de cette hypothèse.

+ Ayant donc constaté5) que la nouvelle planète tourne en une période de 16 jours autour de Saturne, j'ai jugé que sans doute Saturne tourne autour de son propre axe en un temps encore plus court. En effet, avant cette découverte aussi, j'ai toujours cru qu'il y a une certaine analogie entre la Terre et les autres Planètes primaires en ce qu'elles tournent chacune autour de son axe et qu'ainsi leur surface entière jouit à tour de rôle de la lumière du soleil. Or, en général il en est ainsi des grands corps du Monde: que ceux autour

expendendum tibi amplius relinquo, qua ratione lacunas quasdam expleas quas à maculis illis nigris superfuturas rectè ipse praevidisti1). Praeterea & phases illas te considerare velim quas haec tua hypothesis non potest non producere, nec à quoquam tamen observatae perhibentur. Quas ut facilius omnes coram inspicias, ovum aut aliud quod eam formam habeat, istis maculis ornatum, tibi proponito, atque ita ut Saturnum converti vis circumducito; videbis non pauca in tuo hoc Saturno phaenomena quae caelestis Saturnus nunquam exhibuit, atque alia rursus, quae inesse huic certo tibi affirmare audeo, non videbis, ipseque de Systemate tuo statues.

Quod autem rei veritatem neque tu neque illi viri egregij, quorum antea opiniones recensui, assecuti sitis, minimè mirandum est, aut vobis imputandum, utpote ad quos falsa plurima pro veris phaenomenis delata sint; alia vero quae de Saturno citra visus fallaciam observantur, non pervenerint. Quae si nobiscum aspicere vobis contigisset, eadem inde quae nos de nativa Planetae forma collecturos fuisse credibile est2). Me vero praeter phases illas synceriores, etiam Lunae Saturniae motus jam inde à principio animadversus3), non parum hîc adjuvit; siquidem ex hujus circa Saturnum gyratione, prima mihi spes de constituenda hypothesi affulsit4). Quae cujusmodi sit deinceps explicare aggredior.

Quum ergo 16 dierum periodo circumferri Saturno planetam novum comperissem,+ haud dubiè minori etiam temporis spatio Saturnum in sese super axem suum revolvi arbitratus sum. Namque antea quoque, in eo cum Tellure hac+ nostra caeteris primariis Planetis convenire, semper cre|didi, quod singuli in se ipsis rotentur, atque ita tota eorum superficies lumine solis per vices gaudeat. Quin imo in universum ita cum magnis Mundi corporibus comparatum esse,

desquels d'autres plus petits circulent, ont eux-mêmes dans leur position centrale une période de rotation plus courte. Ainsi les taches du Soleil font voir que celui-ci tourne sur soi-même en 26 jours environ: et autour du Soleil les différentes Planètes, auxquelles appartient la Terre elle aussi, achèvent leurs courses en d'autant plus de temps qu'elles en sont plus éloignées. De même notre Terre tourne en un jour autour de son axe, tandis que la Lune met un mois à circuler autour d'elle. Quant à la Planète de Jupiter, quatre plus petites planètes, c'est-à-dire quatre Lunes, l'entourent, qui observent cette même loi que les plus proches se meuvent le plus rapidement. Il faut en conclure que Jupiter tourne peut-être en un temps plus court que 24 heures, vu que la plus proche de ses lunes y met moins de deux jours. Sachant déjà tout cela, j'étais d'avis que Saturne lui aussi a un mouvement de cette espèce. L'observation de son satellite me renseigna alors sur la vitesse de rotation: comme le satellite parcourt son orbite en 16 jours, il porte à croire que Saturne situé au centre de cette orbite tourne beaucoup plus rapidement. Et il paraissait maintenant plausible que toute la matière céleste située entre Saturne et son satellite est sujette au même mouvement en ce sens que plus cette matière est proche de Saturne, plus aussi sa vitesse s'approche de la sienne. Il s'ensuivait enfin que les appendices ou bras de Saturne, s'ils sont joints et attachés au corps sphérique central, tournent avec lui, ou bien, s'ils sont séparés de lui par un certain intervalle, possèdent pourtant un mouvement de rotation pas beaucoup plus lent.

Or, la figure des bras, pendant que je réfléchissais en sorte sur leur mouvement, me paraissait telle qu'elle se manifeste dans les observations, décrites plus haut, de 16551). C'est-à-dire: le corps central de Saturne était parfaitement rond et ses bras s'étendaient de part et d'autre selon une même ligne droite comme si la planète eût été traversée de part en part par une espèce d'axe. Il est vrai qu'avec ce télescope de 12 pieds2) dont je me servais alors3), les deux bras semblaient vers leurs extrémités un peu plus épais et plus lumineux que là où ils étaient attachés à la sphère centrale, comme l'indique la première de toutes les figures4). Comme Saturne montrait tous les jours la même forme, je compris donc que (s'il est vrai que la période de rotation de Saturne et de ce qui est attaché à lui est si courte) cela ne pouvait s'expliquer que d'une seule manière, savoir en admettant que le globe de Saturne est environné de toutes+ parts d'un autre corps de forme symétrique; qu'un anneau, pour ainsi dire, l'entoure au milieu. Je me disais que de cette façon, quelle que fût la célérité de sa rotation, la même figure devait toujours se présenter à nous, bien entendu si l'axe de rotation est perpendiculaire au plan de cet anneau.

De cette manière une cause qui convenait à la phase visible en ce temps avait été trouvée. Je commençai ensuite à examiner si les autres phases qu'on attribuait à Saturne pourraient être expliquées par le même anneau. Ceci réussit bientôt grâce au phénomène fréquemment observé de l'obliquité des bras

ut illa quibus alia minora circumferuntur, ipsa quoque in medio posita minori tempore circumeant. Ita enim Solem diebus 26 circiter in se redire maculae ejus declarant: circa Solem vero Planetarum singuli, inter quos Tellus quoque reponenda est, prout quisque remotior est ita tardius cursum conficiunt. Rursus Tellus haec diurno spatio gyratur, quam Luna menstruo motu ambit. Jovis autem Planetam quatuor minores, hoc est, totidem Lunae circumstant, eâdem hac lege, ut propiores quae sunt, celeriore cursu ferantur. Unde Jupiter quidem breviori forsitan tempore quam 24 horarum converti censendus est, cum citima ei lunularum minus biduo impendat. Quae omnia cum pridem cognovissem, Saturno quoque jam tum similem motum inesse judicabam. De celeritate autem periodi, comitis sui observatio me certiorem fecit. Qui cum 16 diebus orbitam expleat, Saturnum in centro orbitae situm, multo frequentius circumagi arguit. Jam verò & hoc credibile videbatur, omnem caelestem materiam, Saturnum inter comitemque ejus interjectam, eidem motui obnoxiam esse, hoc pacto ut quo Saturno propinquior est, eo magis ad ipsiusmet celeritatem accedat. Unde illud sequebatur denique, etiam appendices sive brachia Saturni, vel medio globoso corpori conjuncta atque affixa, simul cum eo volvi, vel, intervallo aliquo discreta, non multò tamen lentiorem periodum sortita esse.

Figura porro brachiorum, dum haec circa motum eorum mente agitabam, ejusmodi apparebat, qualis in superioribus observationibus anni 1655 expressa est1). Nempe medium Saturni corpus omnino rotundum erat, brachia vero utrinque |+ secundum eandem rectam lineam protendebantur, velut si axe quodam medius planeta trajiceretur, quanquam tubo illo 12 pedum2) quo tunc utebar3), utraque versus extremas ouspides paulo crassiora clarioraque videbantur, quam ubi mediae sphaerae cohaerebant, ut indicat figura omnium prima4). Quum itaque quotidie eandem hanc speciem prae se ferret, intellexi id alia ratione fieri non posse, siquidem tam brevis esset Saturni eorumque quae illi cohaerent circuitus, nisi ut globus Saturni à corpore alio aequaliter undique cinctus poneretur, atque ita+ annulus quidam medium eum ambiret. Hinc enim, quacunque celeritate circum-volveretur, eandem semper faciem nobis oblatum iri, si nimirum axis ad istius annuli planum erectus esset.

Et sic quidem ci quae per id tempus ad erat phasi causa sua constabat. Ergo deinceps expendere coepi anne reliquae etiam, quae de Saturno ferebantur, eidem annulo imputari possent. Hoc autem non tardè successit ex animadversa, per

de Saturne par rapport à l'écliptique. En effet, lorsque j'eus constaté que la ligne droite suivant laquelle les bras s'étendaient de part et d'autre ne suivait pas le cours de l'écliptique, mais la coupait suivant un angle de plus de 20^o1), j'établis que par conséquent le plan de l'anneau imaginé par moi était incliné par rapport à+ l'écliptique sous le même angle de 20^o environ. J'entends parler d'une inclinaison perpétuelle et constante comme il en existe une pour le plan de l'équateur chez notre terre. Il s'ensuivait nécessairement que le même anneau dans ses différents aspects devait nous faire voir tantôt une ellipse assez large, tantôt une ellipse plus étroite, enfin parfois aussi une ligne droite. Qu'il se forme des anses, cela provient, compris-je, de ce que l'anneau n'est pas attaché à Saturne, mais séparé de lui de tous côtés par un intervalle égal. Admettant cet arrangement et supposant en outre l'inclinaison de l'anneau telle que je l'ai dit, je trouvai que toutes les merveilleuses apparences de Saturne, comme cela sera bientôt démontré, peuvent en être déduites. C'est là précisément l'hypothèse que nous avons publiée2) en lettres transposées le 25 mars de l'année 1656 en même temps que les observations sur la Lune de Saturne.

Or, ces lettres étaient a a a a a a a c c c c c d e e e e e g h i i i i i i i l l l l m m n n n n n n n n n o o o o p p q r r s t t t t t u u u u u; qui donnent étant replacées: ‘Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohaerente, ad eclipticam inclinato’ (Il est entouré d'un anneau mince, plan, nulle part cohérent, incliné par rapport à l'écliptique). Quant à la largeur de l'espace qui sépare l'anneau du globe de Saturne, l'observation de sa forme par d'autres m'a appris - et ma propre observation a ensuite confirmé - que cette largeur est égale ou même supérieure à celle de l'anneau lui-même; et que le plus grand diamètre de l'anneau est à celui de Saturne à peu près comme 9 à 4. La forme est donc telle que nous l'avons dessinée dans la figure ci-jointe [Fig. 72].

+ Je pense d'ailleurs devoir saisir ici l'occasion de répondre à ceux auxquels il paraîtra nouveau et peut-être étrange que non seulement j'attribue à un corps céleste une forme telle qu'il n'en a jamais été trouvé chez aucun d'eux jusqu'ici, tandis qu'au contraire on était fermement convaincu de leur forme ronde et que cette figure sphérique semblait uniquement conforme à la nature des choses, mais que de plus je place cet anneau solide et permanent (car je l'estime tel) autour de Saturne de telle manière qu'il n'est attaché à lui par aucune liaison, par aucune chaîne, et que néanmoins il reste à égale distance et est transporté avec Saturne d'un même mouvement fort rapide. Ceux qui pensent ainsi doivent prendre en considération que je ne construis pas ici arbitrairement une hypothèse due à mon imagination seule, comme les Astronomes construisent leurs épicycles qui dans le ciel n'apparaissent nulle part, mais que de mes yeux - et c'est avec les yeux également que nous distinguons les formes de tous les autres objets - je vois cet

frequentes observationes, brachiorum Saturni ad eclipticam obliquitate. Cum enim lineam rectam, secundum quam utrinque ea extabant, non sequi ductum eclipticae, sed intersecare eam angulo 20 partibus majore comperissem1), statui proinde planum annuli quem imaginatus eram tali circiter angulo ad eclipticae planum inclinari. Perpetua videlicet constantique inclinatione, quemadmodum+ in tellure hac nostra plano aequatoris contingere notum est. Hinc autem necessario illud sequebatur, ut diversis aspectibus nunc ellipsin satis latam, nunc eandem strictiorem, nonnunquam denique & rectam lineam idem annulus nobis exhiberet. Quod autem ansae effingerentur, intellexi id inde fieri, quod non arctè Saturni globo annulus cohaereat, sed pari interstitio undique ab eo removeatur. Quibus+ proinde sic ordinatis, ac praeterea adsumta | ea quam dixi annuli inclinatione, omnes mirabiles Saturni facies sicut mox demonstrabitur, eo referri posse inveni. Et haec ea ipsa hypothesis est quam anno 1656 die 25 Martij permixtis literis una cum observatione Saturniae Lunae edidimus2).

Erant enim Literae a a a a a a a c c c c c d e e e e e g h i i i i i i i l l l l m m n n n n n n n n n o o o o p p q r r s t t t t t u u u u u; quae suis locis repositae hoc significant, Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohaerente, ad eclipticam inclinato. Latitudinem vero spatij inter annulum globumque Saturni interjecti, aequare ipsius annuli latitudinem vel excedere etiam, figura Saturni ab aliis observata, certiusque deinde quae mihi ipsi conspecta fuit, edocuit: maximamque item annuli diametrum eam circiter rationem habere ad diametrum Saturni quae est 9 ad 4. Ut vera proinde forma sit ejusmodi qualem apposito schemate adumbravimus [Fig. 72.].

Caeterum obiter hic iis+ respondendum censeo, quibus novum nimis ac fortasse absonum videbitur, quod non tantum alicui caelestium corporum figuram ejusmodi tribuam, cui similis in nullo hactenus eorum deprehensa est, cum contra pro certo creditum fuerit, ac veluti naturali ratione constitutum,+ solam iis sphaericam convenire, sed & quod | annulum hunc solidum ac permanentem (talem enim arbitror) Saturno ita circumponam, ut nullis compagibus retinaculisve ei cohaereat, ac nihilominus aequalem ab omni parte distantiam servet, unàque cum Saturno motu velocissimo transferatur. Hos autem reputare illud oportet, non ex mera inventione atque arbitrio meo hanc me fingere hypothesin, sicut Astronomi suos epicyclos, nusquam in caelo apparentes; sed oculorum sensu, quo nempe reliquarum rerum omnium figuras dignoscimus, hunc quoque annulum satis evidenter me percipere. Neque verò causam esse

anneau assez distinctement. Que d'ailleurs il n'y a pas de cause pour laquelle entre les corps célestes il n'en pourrait pas exister un doué de cette forme qui, si non sphérique, est du moins de révolution et telle que le corps qui la possède peut aussi facilement prendre un mouvement autour de son centre que les corps sphériques eux-mêmes. Certes il faut moins s'étonner qu'une telle forme ait été donnée à un corps de ce genre qu'une autre quelconque mal assortie et nullement de révolution1). De plus, puisqu'on semble pouvoir conclure avec assez de vraisemblance de la grande similitude et de la parenté évidente de Saturne avec notre Terre que Saturne, aussi bien qu'elle, est situé au milieu de son tourbillon et que tout ce qui là-bas est estimé avoir du poids tend par sa nature vers le centre de ce tourbillon, il s'ensuit nécessairement aussi que cet anneau, tendant à se rapprocher du centre avec une force égale de tous les côtés, demeure par là même en équilibre à une distance du centre partout égale. Absolument comme, d'après les spéculations de certaines gens, s'il était possible de construire une voûte entourant toute la terre, cette voûte se soutiendrait elle-même sans aucun fondement2). Qu'ils ne jugent donc pas entièrement impossible l'existence réelle de quelque chose de ce genre chez Saturne, mais qu'ils considèrent plutôt que la puissance et la majesté de la nature sont infinies, laquelle, faisant voir continuellement de nouveaux modèles construits par elle, nous avertit qu'il en reste encore davantage. Mais retournons maintenant au sujet qui nous occupe.

+ Nous avons dit3) que la ligne des bras a été vue en 1655 faisant un angle d'environ 20^o avec l'écliptique. Comme ceci a une grande importance pour les phénomènes qui peuvent être déduits de notre hypothèse, il faut démontrer par les observations qu'il en est ainsi avant que d'en venir à la considération de ces phénomènes.

Puisque donc le 25 mars 1655 la position A de Saturne [Fig. 73] auprès de l'étoile sixe B était telle qu'elle a été indiquée ici, comme cela est établi par les observations décrites plus haut4); que le jour suivant les positions respectives étaient D et B; et le troisième jour C et B, de sorte que le prolongement de la ligne des anses s'élevait chaque jour à une plus grande hauteur au-dessus de l'étoile B; il en résulte que la route AC suivie par la Planète ne coïncide nullement avec la direction des anses, mais qu'il y a entre les deux un angle ACE, que je trouve supérieur à 20^o. Or, en ce temps la latitude apparente de Saturne ne changeait presque pas, d'où il appert que le chemin AC était parallèle à l'écliptique, et que par conséquent la ligne des anses faisait aussi un angle de 20^o avec l'écliptique.

cur corpus aliquod inter caelestia hac forma praeditum existere nequeat, quae si non sphaerica at saltem rotunda est, atque ejusmodi ut motum circa centrum aequè commodè atque ipsa sphaerica suscipiat. Nam minus utique mirandum, hujusmodi figuram tali corpori tributam, quam inconcinnam quampiam minimèque tornatilem1). Porro quum certo satis colligi posse videatur, ob similitudinem ac cognationem magnam quae Saturno cum Tellure nostra intercedit, illum perinde ut haec in medio sui vorticis situm esse, centrumque ejus versus omnia naturâ suâ tendere quae illic gravia habentur; inde necessario quoque efficitur, annulum istum omnibus sui partibus aequali vi ad centrum nitentem, hoc ipso ita consistere, ut undiquaque pari intervallo à centro absit. Planè sicuti quidam contemplati sunt, quod si continuum fornicem per totum terrarum ambitum extrui possibile esset, is absque ullo fulcimine semet ipsum esset sustentaturus2). Ergo tale quid in Saturno reipsa effectum esse ne protinus absurdum credant, sed suspiciant potius infinitam naturae potentiam & majestatem, quae subinde nova suorum operum specimina in lucem promens, plura etiam superesse admonet. Verum ad propositum jam revertamur. |

+ Diximus2) brachiorum lineam anno 1655 eclipticae occurrere visam angulo+ partium plus minus 20. Quod cum praecipuè faciat ad phaenomena ex hypothesi nostra deducenda, antequam ad illa accedamus, ita se habere ex observationibus ostendendum est.

Cum igitur 25 Martij, anno 1655, Saturni in A positi [Fig. 73] ad stellam fixam B ea fuerit constitutio quae hîc adnotata est, ut constat ex superioribus observationibus3); die autem sequenti sicut in D & B, tertioque item die sicut

in C & B, ita ut quotidie linea ansarum producta altius supra stellam B ascenderet; hinc perspicuum fit viam Planetae AC nequaquam congruere directioni ansarum, sed diversam ferri angulo ACE, quem 20 gr. majorem invenio. Eo autem tempore nihil admodum mutabatur latitudo Saturni apparens, unde constat viam AC eclipticae parallelam fuisse; ac proinde eodem illo 20 gr. angulo etiam ab ecliptica lineam ansarum deflexisse.

Plus tard, le 9 avril et les trois jours suivants1), la position de Saturne [Fig. 74] fut notée telle auprès de l'étoile fixe C qu'elle apparaît aux points L, M, N et o. On y voit de même que la ligne des anses OP coupe le chemin LO de Saturne sous l'angle LOP qu'on trouve contenir environ 20^o mais l'écliptique, ou une ligne RQ parallèle à l'écliptique, sous l'angle PQR, un peu plus grand encore que LOP, parce qu'en ces jours la latitude de Saturne, qui était boréale, décroissait.

Lorsqu' enfin Saturne après son arrêt était retourné auprès de la même étoile fixe C et était venu, le 27 mai, dans une position plus australe, il se trouvait auprès d'elle à l'endroit figuré ici par S2) [Fig. 75]. Et au dernier jour de mai, à l'endroit T. De sorte qu'ici aussi la ligne SV qui passe par les bras, coupe ST, chemin parcouru par Saturne en ces quatre jours, sous l'angle VST un peu supérieur à 20^o, et l'écliptique, ou une ligne XY parallèle à l'écliptique, sous un angle SXY un peu plus petit, parce que la latitude de la Planète diminuait encore continuellement quoique son mouvement fût déjà direct.

Ayant compris ceci l'on ne peut plus mettre en doute l'inclinaison des bras de Saturne par rapport à l'écliptique quoique, je l'avoue, l'on ne puisse pas déterminer exactement sa grandeur de cette manière. Si cependant on admet que cet angle a paru être de 21^o, ce que les observations mentionnées confirment à peu près, et que nous faisons aussi attention à l'endroit occupé en ce moment par Saturne, nous trouverons que les bras étaient nettement parallèles à l'équateur. En effet, comme Saturne était placé auprès du 3^ième degré de la Vierge3), où une parallèle à l'équateur coupe l'écliptique sous un angle de 21^o, sous lequel la coupait également la ligne des bras, il est manifeste que cette dernière ligne devait avoir la direction de la dite parallèle et par conséquent aussi celle de l'équateur lui-même.

 

D'ailleurs nous confirmerons maintenant par un autre argument irréfragable cette même inclinaison des bras et leur parallélisme avec l'équateur. Il a été noté plus haut, dans le compte rendu des observations, qu'au 13 octobre 1656 nous avons vu que le mouvement de Saturne, j'entends celui dans lequel il est entraîné journellement avec tout le ciel, procède suivant la ligne même des anses, et cela non seulement en ce jour mais toutes les fois que plus tard il nous a plu d'examiner la même chose4). Or cet examen se fait de la façon suivante. Le télescope ayant été tourné du côté de Saturne et celui-ci ayant été amené dans l'ouverture du tube représentée ici par le cercle AB [Fig. 76], de sorte qu'il se trouve

Rursus 9 Apr. & tribus sequentibus continuè diebus1) ad aliam fixam C [Fig. 74] talis annotatus fuit Saturni positus qualis in L, M, N, O cernitur. Ubi similiter apparet, lineam ansarum OP, Saturni tramitem LO secare angulo+ LOP, qui 20 plus minus graduum deprehenditur. Eclipticam verò vel eclipticae parallelam lineam RQ, angulo PQR, | paulo etiam majore quam LOP, quoniam decrescebat per eos dies Saturni latitudo, quae borea erat.

Denique cum post stationem Saturnus ad fixam eandem C revertisset, factusque esset australior, die 27 Maij, eo positu juxta hanc adstabat quo hîc [Fig. 75] ad S2) designatus est. Die vero Maij postrema, eo qui ad T. Ita ut hic quoque linea SV, quae secundum brachia ducitur, intersecet ST, quam quatriduo illo Saturnus permeaverat, angulo VST, 20 gradus exiguo superante. Eclipticam vero vel eclipticae parallelam XY, paulo minorè angulo SXY, quoniam minuebatur adhuc continuè Planetae latitudo, etsi directus jam incedebat.

Et his quidem intellectis, inclinatio brachiorum Saturni ad eclipticam, in dubium vocari amplius+ nequit, etsi, fateor, non admodum accuratè quanta sit hoc modo | definiri possit. Si tamen 21 graduum per id tempus apparuisse ponatur, quantam ferè adductae observationes comprobant, ac porro ad locum Saturni, qui tunc fuit, attendamus, inveniemus aequatori planè parallela brachia extitisse. Cum enim circa 3 gr. Virginis Saturnus versaretur, ubi parallelus aequatoris eclipticam intersecat angulo gr. 21. quo angulo etiam brachiorum linea illam intersecabat; manifestum est hanc secundùm dictum parallelum atque adeo secundùm ipsum aequatorem incedere debuisse.

 

Caeterum alio nunc irrefragabili argumento eandem hanc brachiorum inclinationem, & cum aequatore circulo parallelismum confirmabimus. Suprà in observationum Historia ad diem 13 Octob. anni 1656, adnotatum est, motum Saturni, quo cum caelo quotidie defertur, secundum ipsam ansarum lineam procedere nobis visum, non ea die tantum, sed quotiescunque exinde idem inquirere libuit4): inquiritur autem hoc modo. Telescopio ad Saturnum obverso, eoque intra tubi aperturam, quam híc refert circulus AB [Fig. 76], recepto, ita ut primùm in

d'abord près du contour et que la ligne des bras tend vers le centre, nous rendons le télescope immobile; celui-ci restant donc dans la même position, on voit bientôt Saturne parcourir toute la largeur AB du tube, emporté par le mouvement que nous attribuons au ciel, et sortir du cercle du côté opposé B vers lequel était dirigée la ligne des bras. Puisque Saturne décrit donc par ce mouvement une circonférence parallèle à l'équateur, de laquelle la ligne AB fait partie, il est évident que la ligne des bras elle aussi a une direction parallèle à l'équateur. C'est ce qu'on peut vérifier chaque fois qu'on a l'occasion d'observer Saturne, et nous croyons qu'il n'y a pas de moyen plus sûr pour rechercher la direction des anses. Cependant les observateurs qui ont examiné la même question de diverses manières n'ont pas fait défaut et leurs observations confirment les nôtres. Galilée lui-même, qui le premier a indiqué ce phénomène, écrit qu'il ne voyait pas tout à fait parallèle à l'écliptique, la ligne sur laquelle étaient placés les satellites de Saturne, mais qu'elle faisait avec lui un angle bien visible; peut-être, ajoute-t-il, est-elle parallèle à l'équateur1).

Après lui tous ceux qui ont examiné la chose ont montré qu'en faisant cette conjecture il ne se trompait nullement; parmi eux se trouvent les célèbres Astronomes Gassendi2), Boulliau3) et Riccioli; dont le dernier écrit avoir plus d'une fois nettement constaté à l'aide des étoiles fixes (mais en suivant une méthode différant de la nôtre) ce parallélisme des anses avec l'équateur4).

+ Cependant le savant Hevelius, se confiant en ses observations, qu'il ne décrit pas, a sur ce sujet une opinion différente5): il prétend que l'inclinaison des bras est parallèle à l'excentrique de Saturne, de sorte qu'elle est aussi presque parallèle à l'écliptique et ne s'en écarte jamais plus de 2½^o: et cela seulement

extremo margine consistat, vergatque linea brachiorum ad aperturae centrum, immotum inde tubum sistimus, quo ita manente, mox totam tubi capacitatem AB percurrere Saturnus conspicitur, motu qui caelo tribuitur abreptus, atque exire ad partem oppositam B, quo tendebat brachiorum linea. Quoniam ergo Saturnus, hoc motu suo, circulum aequatori parallelum percurrit, cujus circuli

pars est linea AB, manifesto patet brachiorum lineam aequatori quoque parallelam extendi. Hujus vero rei periculum+ facere licet quoties Saturni|observandi facultas datur, neque alia certiori ratione directionem ansarum investigari posse credimus. Non defuere tamen qui diversimodè idem examen instituerunt, quorum observationes sententiam hanc nostram comprobant. Nam Galileus quidem ipse, qui primus phaenomeni hujus indicium fecit, non omnino eclipticae parallelam lineam, in qua Saturni comites positi essent, sibi visam scribit, sed evidenter ab ea deflectere; & fortasse, inquit, aequatori parallela est1).

Post hunc vero quicunque rem examinaverunt, omnes hanc ejus conjecturam nequaquam aberrasse ostendunt, & in his Astronomi insignes Gassendus2), Bullialdus3) & Ricciolus; quorum hic stellarum fixarum ope (alia tamen methodo quam qua modo nos usi sumus) non semel illum ansarum cum aequatore parallelismum liquido sibi compertum demonstrat4).

Clarissimus tamen Hevelius, suis observationibus confisus, quae cujusmodi+ fuerint non indicat, diversam hîc opinionem tuetur5), contenditque excentrico Saturni parallelam esse brachiorum inclinationem, ut proinde eclipticae quoque ferè conveniat, non amplius unquam quam 2½ gr. deflectens: & hoc quidem cum circa nodos intersectionis Saturnus versatur. Quo fiet ut cum in Librae & Arietis

lorsque Saturne est près des noeuds d'intersection. Il en résulte que lorsqu'il se trouve au 20^ième degré de la Balance et du Bélier, où les points limites1) sont placés, la direction des bras suit précisément l'écliptique. Mais c'est dans les environs de ces endroits que nos observations et celles d'autres personnes donnent la plus grande inclinaison; les nôtres, en effet, ont été faites lorsque Saturne se trouvait près du signe de la balance et dans ce signe même; et certaines observations d'autres personnes lorsqu'il n'était pas loin de la limite opposée. Nous admettrons donc sans hésiter sur ce sujet ce que l'autorité de plusieurs observateurs et notre propre expérience confirment; et je ne doute pas que, comme j'ai indiqué une méthode d'observer sûre et toujours praticable, cet homme qui aime tant la vérité n'abandonne volontiers sa première opinion après avoir appliqué cette méthode2). Il sait aussi bien que nous que pour trancher cette question controversée entre nous il est inutile de se servir soit de la méthode d'observer nommée, soit d'une autre méthode quelconque lorsque Saturne séjourne dans les signes du Cancer ou du Capricorne parce que dans ces signes il est impossible de voir si la ligne qui passe par les anses est parallèle à l'équateur ou bien à l'écliptique, puisqu'en ces endroits la circonférence parallèle à l'équateur ne coupe pas l'écliptique mais la touche. C'est pourquoi je me demande aussi avec étonnement comment il+ se fait que Riccioli, relatant l'observation faite par Grimaldi le 18 mars 1650 qui prouve qu'à cette époque la ligne des anses était oblique par rapport à l'écliptique3), n'ait pas aperçu que le contraire de ce qu'il avait en vue est démontré par cette observation: en effet, si la ligne des anses au temps considéré, c'est-à-dire lorsque Saturne se trouvait près du commencement du Cancer, n'était pas parallèle à l'écliptique, elle doit ne pas avoir été parallèle non plus à l'équateur, comme cela résulte de ce que nous venons de dire. Mais c'était son but de montrer par cette observation, comme il l'a fait par plusieurs autres, que cette ligne est toujours aperçue parallèle à l'équateur. Il est donc manifestement ici en opposition à sa propre expérience et assertion que nous avons démontré être exactes. Quant à l'observation de Grimaldi, quoique ce savant soit en toute autre occasion fort habile et fort versé dans ce genre d'observations, il faut croire qu'il s'y trouve quelque erreur: peut-être, la première étoile fixe ayant été cachée par Saturne ou rendue invisible par sa clarté, en a-t-il ensuite découvert une autre non aperçue d'abord et

gr. 20, ubi limites1) statuuntur, positus fuerit, prorsus eclipticam sequatur brachiorum dispositio. At circa haec loca maximam omnium inclinationem nostrae & aliorum observationes produnt, nam nostrae quidem, Saturno prope librae signum atque in ipso signo versante, habitae sunt; aliorum vero quaedam cum non procul ab opposito limite distaret. Ergo quod & plurium autoritas & propria experientia confirmat, haud cunctanter hac in re amplectemur: Neque vero dubito, quum+ certam semperque obviam ob|servandi methodum tradiderim, quin ea adhibita vir veri amantissimus priorem sententiam volens abdicaturus sit2). Illud utique nobiscum novit, frustra sive hunc sive alium quemlibet observandi modum, ad dirimendam inter nos hanc litem, usurpari, quando circa signa Cancri vel Capricorni Saturnus commoratur, quoniam ibi discerni nequit utrum aequatori an eclipticae parallela sit quae per ansas ducitur, eò quod in his locis parallelus aequatoris eclipticam non intersecet sed tangat. Quamobrem miror etiam quo pacto Ricciolus,+ observationem Grimaldi adferens anno 1650, 18 Martii habitam, quae probat eo tempore hanc ansarum lineam eclipticae obliquàm incidisse3), non animadverterit contrarium ejus quod intenderat illa observatione evinci: si enim tunc, Saturno prope initium Cancri agente, non erat eclipticae parallela ansarum linea, ne quidem aequatori parallela fuerit, ut constat ex modo dictis. Semper autem aequatori parallelam cerni, & aliis multis observationibus docuit, & hac ipsa ostendere voluit. Ergo & experientiae propriae & sententiae suae, quam veram esse demonstravimus, planè hîc adversatur. Grimaldi autem observatio, quanquam alioqui in hoc negotio versatissimi atque experientissimi, vitio aliquo laborare censenda est; in qua forsitan priore fixa à Saturno contecta, vel ob fulgorem cerni prohibita, aliam deinde telescopio detexerit prius non animadversam, proque eadem illa habuerit. Nos verò, cum parallelam aequatori brachiorum lineam esse indubitatis

l'a-t-il tenue pour la même. Pour notre part, comme nous avons apporté assez de raisons certaines pour constater le parallélisme de la ligne des bras avec l'équateur, nous nous servirons par la suite, dans la considération de notre hypothèse de l'anneau, de la connaissance acquise sur cette position de la ligne et nous montrerons que les causes des différents phénomènes peuvent être comprises en se basant sur cette connaissance.

+ Soit donc ABCD [Fig. 77] l'orbite de Saturne parcourue par lui en 30 ans environ; et puisse la circonférence FE dans le même plan (car nous ne tiendrons pas compte ici de la très-petite inclinaison de 2½^o) représenter l'orbite de la terre que nous décrivons annuellement avec elle et au centre duquel G se trouve le Soleil. Admettons maintenant que, de même que la terre a un axe de rotation toujours parallèle à lui-même, Saturne aussi possède un tel axe perpendiculaire au plan de l'anneau qui l'entoure. De sorte qu'autour d'un seul et même axe tournent et le corps sphérique de Saturne, et l'anneau, et le satellite ou la Lune de Saturne, placé dans le même plan que l'anneau. Cet axe de Saturne est supposé à peu près parallèle à celui de la terre. Il en résulte d'abord que le plan de l'anneau est parallèle à celui de notre équateur, ensuite qu'il fait un angle de 23½^o avec le plan de l'écliptique. Car le fait que l'inclinaison des anses de Saturne est trouvée parallèle à l'équateur, comme nous venons de le démontrer, nous a fait comprendre que c'est ainsi qu'il faut construire le système.

Il est évident qu'à nous qui parcourons donc la circonférence EF doivent apparaître différentes phases de cet anneau, éclairé de même que Saturne par le Soleil, à mesure bien entendu que Saturne parcourt diverses parties de son orbite. En effet, au même endroit de son orbite il ne se montrera pas sous différents aspects, quelle que soit la vitesse avec laquelle il est censé tourner autour de son axe, parce que cette rotation ne change nullement la situation de l'anneau par rapport à nous; il ne se montrera sous une autre forme que lorsqu'il aura parcouru une certaine distance sur son excentrique ou orbite. Et comme il revient aux mêmes endroits après 30 ans environ il est nécessaire que dans cet intervalle toutes les diverses phases apparaissent, les unes deux, les autres quatre fois: nous les décrirons maintenant en particulier.

+ D'abord il apparaît qu'il y a deux endroits de l'orbite aux extrémités opposées d'un diamètre, mettons A et C, tels que lorsque Saturne s'y trouve il présente les anses les plus larges et les plus ouvertes; cela a lieu lorsque le plan de l'anneau lui aussi est coupé perpendiculairement par un plan passant par les centres de la Terre et de Saturne et perpendiculaire au plan de l'orbite de Saturne, et que notre rayon visuel s'élève donc d'un angle de 23^o environ au-dessus du plan de l'anneau.

La forme véritable de cette phase, d'après ce que nous avons établi plus haut au sujet de l'anneau, sera telle que la montre la figure [Fig. 78], le rapport du

rationibus satis jam adstruxerimus, deinceps ad annuli nostri hypothesin hunc ejus situm applicemus, indeque phaenomenôn causas singulas derivari doceamus.

Esto itaque Saturni orbita, quam 30 circiter annis ille emetitur, ABCD [Fig.+ 77]; & in eodem plano (nam exiguae declinationis gr. 2½ non hic rationem habebimus)+ circulus FE, orbem magnum sive telluris orbitam referens, quam | annuo

spatio cum illa nos obimus: inque hujus centro G consistat Sol. Jam sicuti axem terra habet semper sibi parallelum, circa quem in sese volvitur, ita Saturnus quoque habere ponatur, qui sit ad annuli sibi circumdati planum erectus. Adeo ut circa unum eundemque axem gyrentur & corpus Saturni sphaericum, & annulus, & in eodem annuli plano positus Saturni comes sive Luna. Intelligatur autem Saturni hic axis axi terrae circiter aequidistans. Unde & planum annuli plano aequatoris nostri parallelum erit, ac proinde angulo partium 23½ ad planum eclipticae inclinabitur. Nam sic constituendum esse inde intelleximus quod ansarum Saturni inclinatio aequatori parallela deprehendatur, ut modo demonstratum fuit.

Nobis itaque in circulo EF circumlatis, varias annuli hujus, à Sole pariter cum Saturno illustrati figuras cerni debere perspicuum est, prout nimirum nunc has nunc illas orbitae suae partes Saturnus peragrabit. Nam eodem quidem orbitae loco, quacunque tandem celeritate super axem suum converti dicatur, diversas phases non exhibebit, quoniam ea conversione situm annuli, nostri respectu, nihil immutat, sed ita demum si in eccentrico suo sive orbita spatio aliquo progressus fuerit. Cumque triginta fere annis ad loca eadem revertatur, hinc necessario intra id tempus omnium phasium vicissitudinem conspici necesse erit, atque alias quidem bis, alias quater: quas singulas nunc expendemus.

Primò itaque duos orbitae locos esse liquet è diametro oppositos, velut A & C,+ in quibus Saturnus constitutus latissimas, maximeque omnium diductas ansas exhibeat; cum nimirum à plano per centra Telluris & Saturni acto, atque ad orbitae Saturniae planum erecto, annuli quoque planum ad angulos rectos secatur, eoque viginti trium circiter partium angulo supra planum annuli visus noster attollitur.|

plus grand diamètre de l'ellipse au plus petit étant environ de 5 à 22). C'est là la figure dont nous avons die qu'elle a été vue par Hevelius, Riccioli et Eustachio Divini en 1648, 1649 et 16503). Il est donc certain qu'il faut placer l'endroit où cette phase apparaît d'un côté entre les signes ♊ et ♋, de l'autre entre ⇸ et ♑, attendu que dans les années en question Saturne traversait le signe ♊ et passait dans le signe ♋. Il est vrai que plus tard, lorsque nous examinerons plus exactement cet endroit correspondant à la phase la plus large des anses, nous montrerons4) qu'il se trouve dans les signes ♊ et ⇸ à 20½^o5).

+ Or, il est évident que Saturne, toutes les fois qu'il présente cette apparence, doit se montrer beaucoup plus brillant à ceux qui le contemplent que lorsqu'il ne possède point de bras, vu que presqu'autant de lumière est émise par ceux-ci que par tout le disque central. Plus il s'approche des signes du Cancer et du Capricorne, plus il paraîtra donc toujours grand ou du moins brillant, même sans télescope: l'ellipse de l'anneau s'élargit alors continuellement, comme cela sera expliqué dans la suite.

+ Mais il y a encore autre chose à remarquer touchant cette phase, savoir le mouvement insolite du satellite de Saturne, mouvement que nous avons commencé à observer en 1659 mais dont le caractère se montre nécessairement le mieux lorsque cette phase la plus large des anses existe. En effet, comme l'anneau de Saturne et l'orbite du satellite se trouvent dans le même plan ou du moins dans des plans peu différents, il est certain que cette orbite prendra pour nous en même temps que l'anneau la forme de la plus large ellipse possible, et que par conséquent le satellite dans son mouvement apparent sera vu passer au-dessus ou en dessous de Saturne à une distance considérable(6), de sorte qu'il ne nous sera jamais caché par son corps ou par la trop grande proximité de ses rayons comme cela arrive généralement dans d'autres cas. Et l'ellipse que le satellite semblera décrire en ces endroits par le mouvement considéré paraîtra avoir une longueur deux et demi fois plus grande que sa largeur, comme nous l'avons dit aussi à propos de l'anneau. Mais lorsque Saturne s'éloignera de cette position, l'ellipse, toujours semblable à celle de l'anneau, deviendra aussi peu à peu plus étroite, de sorte que le passage du satellite sera rendu invisible, d'abord par la clarté de la planète, ensuite par le fait que le corps même de Saturne est placé devant ou derrière lui. C'est ainsi

+ Cujus phaseos vera proinde forma, secundum ea quae supra circa annulum definivimus, ejusmodi erit qualis hîc delineata cernitur [Fig. 78], majori

ellipsis diametro ad minorem se habente fere ut 5. ad2).|+ Atque haec ea figura est quam ab Hevelio, Ricciolo, & Eustachio de Divinis, anno 1648, 1649. & 1650.3) spectatam fuisse diximus Cujus itaque locum, hinc inter signa ♊ & ♋, in de inter ⇸ & ♑ constitui oportere certum est, quandoquidem istis annis signum ♊ Saturnus peragrabat & in ♋ signum transibat. Postea verò accuratius hunc locum latissimae ansarum phaseos inquirentes ostendemus4) eum cadere in 20½ gr. ♊ & ⇸5).

Illud vero manifestum est, Saturnum, quoties hanc praefert speciem, multo+ lucidiorem sese intuentibus ostendere debere, quâm dum nullis brachiis auctus est: quum tantundem luminis fere ab hisce emanet, quantum ab toto interiore disco. Atque ita semper quo propius versus Cancri & Capricorni signa accesserit, eo majorem, aut certè splendidiorem, etiam absque telescopio appariturum; quippe annuli ellipsis semper latius se pandente, ut in sequentibus declarabitur.

Sed & aliud circa hanc phasin observandum occurrit, motus nimirum insolens+ Saturnij comitis, qui quidem motus observationibus anni 1659 adnotari jam caepit, verùm hac latissimâ ansarum phasi existente, omnium evidentissimè ut sese prodat necesse est. Etenim quum eodem plano & annulus Saturni & comitis orbita contineantur, aut certè parum diversis; constat simul cum annulo etiam orbitam hanc latissimam omnium ellipsin nobis explicaturam: eoque futurum ut comes apparente motu altè supra Saturnum atque infra transire conspiciatur(6), ita ut corpore ejus vel radiis nimium propinquis nequaquam nobis occultetur, quemadmodum alias accidere solet. Atque ea quidem ellipsis quam tali motu describere hisce in locis cernetur, longitudinem latitudinis suae duplam sesquialteram habere

que les observations des années 1655 et 1657, lorsque les bras étaient minces et réduits à leur forme la plus exiguë, montrent que le satellite lui aussi apparaissait alors perpétuellement dans la droite qui passait par les deux bras1).

Eten ceci le parcours de la Lune de Saturne diffère de celui qu'on remarque chez notre Lune; attendu que cette dernière est liée non pas au plan de notre équateur mais plutôt au plan de l'écliptique, dont son orbite ne s'écarte que de 5 degrés.

+ Mais revenons aux phases de Saturne: lorsqu'il est situé en H ou en I, ou bien au contraire en O ou en P, il faut que nous voyions l'ellipse déjà un peu plus étroite mais aussi longue qu'auparavant, attendu que dans cette position notre rayon visuel

s'élève moins au-dessus du plan de l'anneau. Il en résultera la phase indiquée en huitième lieu dans la suite des figures donnée plus haut2); ou bien pour ceux qui ne peuvent la contempler qu'avec des instruments moins puissants, celle qui occupe la sixième place.

De nouveau, lorsque Saturne est parvenu en K ou en L ou aux endroits N et M opposés à ceux-ci, il apparaît que le plus petit diamètre de l'ellipse se contracte encore davantage, étant vu plus obliquement. De sorte que la forme de Saturne observée par nous en 16583) se présentera; laquelle regardée avec des télescopes moins parfaits, dégénère en celle qui occupe la cinquième place de la planche; ou bien, avec de plus mauvais, en la forme à trois sphères.

Ensuite, lorsque Saturne est trouvé éloigné de l'endroit de sa phase la plus large+ d'un quart de circonférence environ, comme en Q et en R, ou en S et en T, l'ellipse de l'anneau devient si étroite que, quand même il y aurait encore en lui une fente où le rayon visuel pùt passer, elle ne pourrait cependant être aperçue à cause de son étroitesse et de la clarté du reste du corps; de sorte qu'en somme la forme de Saturne apparaît telle que nous avons dit plus haut l'avoir vue en 1655 et en 16574); nous avons aussi montré auparavant5) comment à tous les autres observateurs jusqu'à ce temps il est apparu sous forme de trois sphères, par la faute des télescopes.

La phase ronde reste seule à expliquer; avant que de passer à la considération de

+ invenietur, sicut & annuli, quam diximus, ellipsis latis | sima. Verum recedente hinc Saturno sensim angustior ipsa quoque evadet, quippe annuli ellipsi semper similis, adeo ut primum fulgore planetae transitus comitis conspici prohibeatur. deinde corporis ipsius Saturni ante vel pone comitem objectu. Ita namque observationes anni 1655 & 1657, quo tempore exilia & quam maximè compressa brachia erant, ostendunt comitem etiam in ea recta tunc perpetuo apparuisse quae per utrumque illorum extendebatur1).

Et hac quidem in re dissidet Saturniae Lunae cursus ab eo qui in nostrate Luna animadvertitur; siquidem haec non aequatoris nostri sed magis eclipticae plano obnoxia est, à quo quinque tantummodo partibus exorbitat.

Verum ad Saturni phases revertamur: quo posito ad H vel I, vel ex adverso ad+ O vel P, paulo angustiorem jam annuli ellipsin, eadem tamen qua prius longitudine nobis aspici oportet, quum supra planum annuli minus altè hoc situ visus noster efferatur. Unde illa phasis exorietur quae in tabellae superioris2) serie octava posita est; vel, minus accuratè perspicere valentibus, ea quae sexta est efficietur.

Rursus autem cum ad K aut L Saturnus pervenit, vel ad loca hisce opposita N & M, magis adhuc contrahi apparet minorem ellipsis diametrum, quippe magis ex obliquo inspectam. Ut jam ea Saturni facies proditura sit quam nos anno 16583) observavimus; quae minus bonis telescopiis excepta degeneravit in illam quae quinta in tabella recensetur; pejoribus etiam in trisphaericam.

Deinde cum penè quadrante circuli à latissimae phaseos loco Saturnus remotus+ invenitur, velut in Q & R, vel S & T; usque eo ellipsis annuli constringitur, ut+ si qua adhuc rima supersit visui pervia, ea tamen propter exilitatem | & reliqui corporis splendorem conspici nequeat; ac proinde Saturni forma ejusmodi appareat qualem anno 1655 & 1657 nos spectasse supra meminimus4), quae quomodo aliis omnibus hactenus telescopiorum culpâ trisphaerica existimata sit, antea quoque ostensum est5).

Sola dehinc rotunda phasis explicanda restat; ad quam priusquam transeam, de inclinatione magnae Saturni diametri, sive ansarum lineae, ut supra eam vocavi6), pauca adnotanda sunt.

cette phase, je dois faire quelques observations sur l'inclinaison du grand diamètre de Saturne ou bien de la ligne des anses comme je l'ai appelée plus haut1).

+ Je dis donc que dans chacune des phases mentionnées ci-devant (si nous supposons, comme nous l'avons fait jusqu'ici, que le plan de l'anneau est parallèle à celui de l'équateur) il arrive nécessairement que le plus grand diamètre de Saturne, ou bien de l'ellipse dont l'anneau prend la forme, est toujours vu parallèle à l'équateur, absolument comme nous avons démontré plus haut2) que cela a lieu dans le cas de nos observations aussi bien que dans celui des observations d'autrui. En effet, comme notre oeil par rapport aux corps célestes est placé au centre de l'équateur et par conséquent dans son plan, auquel le plan de l'anneau est supposé parallèle, il est nécessaire que la plus grande longueur de l'ellipse de l'anneau ait une direction parallèle à ce même équateur; absolument de même comme, lorsque nous suspendons dans l'air un cercle parallèle à la surface plane de la terre et plus haut que notre oeil et qu'ensuite nous nous retirons de quelques pas, le plus grand diamètre de l'ellipse que le cercle suspendu présente à nos regards sera trouvé parallèle à l'horizon. Tout le monde comprend même sans en avoir fait l'expérience que cela aurait lieu hors de doute.

+ Or, quoique par les observations décrites jusqu'ici, dont aucune ne s'y opposait, nous ayons pu conclure de toutes façons au parallélisme du plan de l'anneau avec celui de l'équateur, on arrive cependant par un autre raisonnement à comprendre qu'à la perfection de ce parallélisme il doit manquer quelque chose. En effet, si les deux plans étaient parfaitement parallèles entre eux, il s'ensuivrait que lorsque Saturne est vu au commencement de ♈ et de ♎ l'ellipse de l'anneau serait aussi étroite que possible et à peu près une ligne droite, tandis qu'elle serait le plus large au commencement de ♋ et de ♑. Mais nous avons trouvé que la plus étroite des phases de l'anneau tombe en ♍ et en ♓, à 20½^o3), comme cela sera démontré plus tard4), et par conséquent la plus large en ♊ et en ⇸ à 20½^o5). Il nous apparut par là que les plans de l'anneau et de l'équateur ne sont pas exactement parallèles6) et que par conséquent le grand diamètre de Saturne ne peut pas toujours être vraiment parallèle à l'équateur quoiqu'il semble l'être. Et ayant cherché à l'aide de triangles sphériques7) où se prèsente la plus grande inclinaison et quelle est sa grandeur, je trouvai celle-ci de 4^o 8′8) au moment où Saturne se trouve en ♊ et en ⇸ à 25^o 15′9). C'est donc sous cet angle, et jamais sous un plus grand, que la ligne des anses coupera en ces endroits la parallèle à l'équateur passant par Saturne; comme il est si petit, je pense qu'il sera à peine observable; et en d'autres endroits encore beaucoup moins10). Car aux endroits éloignés des endroits nommés d'un quart du Zodiaque, c'est-à-dire lorsque Saturne se trouvera en ♍ ou en ♓ à 25^o 15′11), la

Aio itaque in omnibus praedictarum phasium, posito, ut hactenus fecimus, parallelum+ esse annuli planum plano aequatoris, necessario fieri ut major diameter Saturni, sive ellipseos ejus cui annulus assimilatur, semper aequatori circulo parallela spectetur, planè quemadmodum revera contingere nostris aliorumque observationibus supra probavimus2). Quum enim visus noster respectu caelestium in centro aequatoris circuli, atque adeo in plano ejus collocatus sit, cui plano planum annuli parallelum ponitur, necesse est maximam longitudinem annularis ellipseos eidem aequatori circulo parallelam extendi: eâdem prorsus ratione, quâ, si in aëre plano terrae parallelum circulum suspendamus, oculo nostro altiorem, indeque passibus aliquot retro absistamus, major diameter ellipsis quam suspensus circulus visui offert Horizontis circulo aequi distare comperietur. Hoc enim proculdubio eventurum, cuivis vel citra experimentum intelligitur.

Esse autem annuli planum plano aequatoris omnimodis parallelum, etsi observationibus,+ quas quidem expendimus hactenus, minimè repugnantibus statuere licuit; exiguum tamen quid deesse, quo minus omnino perfectus sit eorum parallelismus, alia ratione deprehenditur. Etenim si prorsus inter se parallela forent+ utraque plana, sequeretur ut cum | in pr. ♈ & ♎ Saturnus spectaretur, omnium arctissima annuli ellipsis, & quasi recta linea existeret, latissima verò in pr. ♋ & ♑. Atqui arctissimam annuli phasium in gr. 20½ ♍ & ♓{3) cadere invenimus, ut in sequentibus demonstrabitur4), ac proinde latissimam in gr. 20½ ♊ & ⇸5). Non igitur exactè parallela esse plana annuli & aequatoris hinc patuit6), ideoque nec semper revera parallelam, licet ita videatur, magnam Saturni diametrum aequatori circulo fore. Quaesitoque per sphaerica triangula7), quibus in locis & quanta sit maxima inclinatio, inveni eam gr. 4.8′8). quando Saturnus in gr. 25, 15′. ♊ & ⇸9) versatur. Tali nimirum angulo, nec unquam majori, ansarum linea circulum aequatori parallelum per Saturnum transeuntem iis in locis intersecabit; qui cum sit adeo exiguus, vix puto observabilis erit: aliis autem locis multo minus10). Nam iis quidem quae quadrante Zodiaci inde absunt, nempe cum gr. 25.15′ ♍ aut ♓11) Saturnus obtinebit, prorsus parallela aequatori eadem ansarum linea conspicietur. Eclipticae vero parallela fiet Saturno gr. 20½ ♊ aut ⇸5) tenente: quippe quam in

même ligne des anses sera vue absolument parallèle à l'équateur. Elle deviendra parallèle à l'Écliptique lorsque Saturne occupera l'endroit marqué 20½^o en ♊ ou en ⇸1), parce que c'est aux endroits éloignés de là d'un quart de circonférence, donc aux endroits marqués 20½^o en ♍ et en ♓2) qu'elle la coupe sous le plus grand angle. Or, il s'ensuivit des observations de 1655, 1656 et 1657 que ce plus grand angle sous lequel la ligne des anses coupe l'écliptique, est d'environ 23½^o3), et c'est là l'angle que nous avons adopté dans le calcul des données précédentes4). Mais peut-être dans le cours des siècles arrivera-t-il que petit à petit tous ces endroits changeront, le globe de Saturne pouvant être animé d'un mouvement semblable à celui qui chez notre Terre cause la précession des équinoxes: et ainsi les endroits correspondant à chacune des phases seront-ils aussi nécessairement changés5). Ceci toutefois ne sera pas aussi facilement apercevable dans les autres phases que dans la phase ronde à la considération de laquelle il faut venir maintenant.

+ Si donc nous considérons de nouveau la figure précédente [Fig. 77] il est manifestement impossible que Saturne en parcourant son orbite entière ne parvienne pas deux fois à un endroit (mettons en B et en D) où le plan de l'anneau est dirigé directement vers nous et où son prolongement passe par nos yeux. Ceci aurait lieu en des endroits diamétralement opposés, et toujours aux mêmes endroits, si nous regardions du Soleil le mouvement de Saturne; mais actuellement il se produit une certaine inégalité par le fait du mouvement annuel de la Terre dans son orbite. L'anneau étant donc vu de côté et ne présentant que la forme d'une ligne droite puisqu'aucune de ses surfaces planes n'est visible, les bras se réduisent à rien du tout et disparaissent entièrement, tandis que le corps rond de Saturne reste seul visible. Nous avons nommé plus haut Galilée comme le premier témoin oculaire de ce phénomène6): en 1612 il a observé cette forme simple de Saturne. Puis, 30 ans plus tard, Gassendi7) et bien d'autres l'observèrent; et nous-

locis per quadrantem circuli inde distantibus, nempe in gr. 20½ ♍ & ♓2), maximo angulo intersecat. Hunc autem maximum angulum quo linea ansarum eclipticam intersecat esse circiter gr. 23½ observationibus anni 1655, 1656 & 1657 apparuit3), talemque ad ista supputanda adsumsimus4). Fortasse autem, longo saeculorum lapsu, sensim omnia haec loca mutari continget, simili quodam motu Saturni globum inclinante atque in Tellure nostra est is qui praecessiones aequinoctiorum efficit: atque ita phasium quoque omnium loca transferri necesse erit5). Hoc verò non tam facile in caeteris phasibus quam in rotunda patescet, ad cujus considerationem deinceps veniendum.|

+ Schema itaque superius [Fig. 77] repetenti manifestum est Saturnum integro+

orbitae suae circuitu non posse non ad eum locum bis pervenire, (esto in B & D) ubi planum annuli recta ad nos dirigatur, productumque in oculos nostros incurrat. Quod quidem in locis è diametro oppositis contingeret, inque iisdem perpetuò, si ex Sole Saturni motum prospiceremus: at nunc propter motum Terrae in sua orbita annuum, nonnulla oritur inaequalitas. Annulo igitur secundum latus inspecto, nec nisi rectam lineam referente, quum neutra planarum ejus superficierum appareat, ad nihilum rediguntur brachia ac prorsus intereunt, solo rotundo Saturni corpore quod intueamur reliquo. Cujus phaenomeni primum testem Galileum supra commemoravimus6), qui anno 1612 simplicem hanc Saturni formam observaverit. Inde verò post annos 30 Gassendum7) aliosque complures; ac nos

-mêmes enfin en 16561). Mais vraiment si les anses ne s'évanouissaient que dans cette position de l'anneau, la phase ronde ne pourrait nullement persister aussi longtemps que l'indiquent les observations; en esset, Saturne fut vu sphérique durant tout un semestre2). Il faut donc encore chercher quelle cause outre celle que nous avons déjà nommée empêche parfois les anses d'être aperçues; or, la cause suivante est bien évidente.

Il est certain qu'il arrive souvent, lorsque Saturne séjourne auprès d'un des endroits nommés B et D, que nous sommes placés de telle manière tant par rapport à celui-ci que par rapport au Soleil que si l'on imagine le plan de l'anneau prolongé celui-ci passera entre nous et le Soleil; comme cela a lieu dans la figure précédente [Fig. 77] lorsque Saturne se trouve auprès de D et nous avec la Terre en E. Il en résulte que nous ne pouvons voir la surface de l'anneau éclairée par les rayons du soleil mais seulement la surface opposée qui a alors son alternative d'ombre. L'anneau dans cette position ne fournit donc pas non plus de bras à Saturne mais, étant lui-même invisible pour nous, il le laisse ras et solitaire. Et cette cause suffit parfois pour occasionner une phase ronde de cinq ou six mois, comme plus tard nous le ferons voir plus amplement3).

Mais on pourrait à bon droit se demander pourquoi, tant dans cette position de l'anneau que dans la précédente, lorsque son plan est dirigé directement vers nous, son contour extérieur du moins qui est éclairé par le Soleil n'apparaît point. Qu'en dirons-nous? Que le corps entier de l'anneau est si mince que, quoique son contour brille en effet, il reste néanmoins imperceptible à nos télescopes à cause de sa trop faible largeur? Nullement: mais le même fait qui défend de recourir à cet expédient,+ nous fournira sans doute aussi la vraie cause: savoir la bande plus obscure que le reste du disque de Saturne, que nous avons raconté avoir vue tant lorsqu'il paraissait rond que lorsqu'il avait recouvré ses bras4). Celle-ci démontre indubitablement que le contour extérieur de l'anneau est ainsi constitué qu'il possède en vérité

+ etiam denique anno 16561). Verùm | enim si hôc tantum annuli positu ansae evanescerent, nequaquam tanto tempore perstare rotunda phasis posset atque observationes testantur, toto enim semestri rotundus Saturnus spectatus fuit2). Quamobrem porro quaerendum est quae causa, praeter eam quam jam attulimus, ansas quandoque cerni prohibeat: est autem quae sequitur manifestissima.

Frequenter nimirum evenire constat Saturno circa locos modo dictos B vel D commorante, ut tum hujusce tum Solis respectu ita positi simus, ut si produci planum annuli intelligatur, id inter nos ac Solem transiturum sit: velut in schemate superiori [Fig. 77], cum Saturnus prope D consistit, nos autem cum Tellure in E. Quo fit ut illam annuli superficiem quae solis radiis illuminatur conspicere nequeamus, sed alteram tantummodo quae tunc umbrae vices patitur. Nulla itaque ne hîc quidem brachia Saturno annulus praestat, sed oculis nostris ereptus orbum ac solitarium relinquit. Atque haec causa ad continuos quinque aut sex menses rotundae phasi interdum sufficit, uti postea accuratius docebimus3).

At non immerito dubitari possit, cur & hôc & praecedenti quoque annuli positu cum planum ejus rectà ad nos vergit, non saltem exterior ejus limbus à Sole illustratus appareat: quid enim dicemus? anne tam tenue esse totum annuli corpus, ut licet revera splendeat extrema ejus margo, exilior tamen ipsa sit quam quae nostris telescopiis percipi possit? Nequaquam: verùm res eadem quae causam+ hanc praetexi vetat, eadem veram causam quoque haud dubiè suppeditat: fascia nimirum illa reliquo Saturni disco obscurior, quam & rotundo illo apparente, & rursus brachiis aucto, nobis visam narravimus. Haec ita comparatum esse exteriorem+ illum annuli ambitum evincit, ut aliqua | quidem crassitudine praeditus sit,

une certaine épaisseur, mais qu'il réfléchit la lumière du Soleil ou point du tout ou du moins très faiblement. En effet, comme cette bande obscure est aperçue chez Saturne de même lorsqu'il est pourvu de bras, c'est-à-dire lorsque nous contemplons la surface de l'anneau qui est éclairée par le Soleil; position dans laquelle aucune partie se trouvant dans l'ombre n'est tournée du côté de nos yeux; il s'ensuit que cette obscurité ne peut provenir d'une autre cause si ce n'est que la marge de l'anneau est couverte d'une certaine matière qui n'est pas également apte à la réflexion de la lumière que le reste de la surface. Pareillement nous voyons aussi dans le disque lunaire quelques taches beaucoup plus obscures que les autres parties; lesquelles il est vrai ne paraissent pas absolument exemptes de lumière, mais il est admissible que si elles étaient éloignées du Soleil autant que Saturne, position dans laquelle elles ne lui emprunteraient que la centième partie de la lumière qu'elles reçoivent maintenant, elles seraient absolument invisibles pour nous, à moins que d'être entourées de toutes parts par des parties plus lumineuses; et surtout si elles ne formaient qu'une ligne mince comme la marge de l'anneau de Saturne. D'ailleurs on pourrait peut-être dire aussi qu'une certaine matière semblable à de l'eau ou du moins douée d'une surface lisse et réverbérante entoure les parties extrêmes de l'anneau, laquelle matière, réfléchissant les rayons du Soleil en un seul point pour ainsi dire, nous sera absolument invisible, comme cela est évident pour des raisons optiques.

Mais examinons plus amplement ce qui se rapporte à la phase ronde, sur laquelle il reste beaucoup de remarques à faire. Nous avons dit un peu plus haut1) qu'elle se présente en premier lieu lorsque le prolongement du plan de l'anneau passe entre nous et le Soleil. Il faut expliquer maintenant comment nous pouvons savoir, et comment calculer d'après les tables Astronomiques, quand cette éventualité se présente. Soit donc de nouveau ABC2) [Fig. 79] l'orbite de Saturne, DEF l'orbite annuelle de la Terre, L la place du soleil.

Or, comme il a été posé que l'axe de Saturne, qui est perpendiculaire au plan de l'anneau, est toujours transporté parallèlement à lui-même, il s'ensuit que l'intersection commune des plans de l'anneau et de l'orbite est aussi toujours parallèle à une même ligne. Soit AC cette ligne tirée par le Soleil, laquelle par suite indiquera au ciel la place des équinoxes de Saturne. Saturne étant donc placé en H et la Terre en D, l'un et l'autre du même côté de la droite AC mais de telle façon que Saturne en est moins éloigné que la Terre, la droite d'intersection HM des plans de l'anneau et de l'orbite de Saturne, qu'on doit évidemment tracer par H parallèlement à AC, passera nécessairement entre le Soleil L et la Terre placée en D; par consé-

verum ejus naturae, ut solis lumen, vel nihil prorsus, vel certè leviter admodum reflectat. Quia enim in Saturno etiam brachiis praedito tractus iste nigricans animadvertitur, nempe cum superficiem annuli eandem quae à Sole illustratur despicimus; quo positu nulla ejus regio obumbrata oculis nostris obversa est; sequitur nigredinem illam ex alia causa manare non posse, nisi quod ejuscemodi quadam materia annuli margo cooperta sit, quae non perinde ut reliqua ejus superficies repercutiendo lumini sit idonea. Sic in lunari quoque disco maculas aliquas, caeteris partibus multo obscuriores, cernimus; quae quidem non planè omni luce defectae apparent, verùm si aequè procul ac Saturnus à Sole distarent, ubi tantum centesimam partem ejus, quod nunc accipiunt, luminis ab illo mutuarentur, credibile est penitus nobis invisibiles fore, nisi quatenus lucidioribus undique terminantur; praesertim si tenuem modo lineam, ut Saturnij annuli margo, constituerent. Alioqui vel illud forsitan dici possit, materiam quandam aquae similem, aut certè laevi & splendida superficie praeditam, extrema annuli praecingere, quae unico tantum veluti puncto Solis radios reflectens, nequaquam nobis conspicua erit, ut rationibus opticis clarum est.

Sed quae ad rotundam phasin attinent ulterius etiam expendamus, in qua plura animadvertenda supersunt. Diximus paulò ante1), tunc eam potissimum existere, cum productum annuli planum inter nos Solemque medium transit. Hoc verò

quando contingat, quo pacto cognoscere possimus, atque ex Astronomicis tabulis definire, deinceps explicandum est. Sit itaque denuo Saturni orbita ABC2) [Fig. 79], Telluris annua DEF, locus solis L. |

+ Jam quia positum fuit, Saturni axem, qui ad annuli planum erectus est, semper sibi parallelum ferri, sequitur communem quoque planorum annuli & orbitae intersectionem uni cuidam lineae semper fore parallelam. Esto ea linea per Solem ducta AC, quae proinde in caelo locum Saturni aequinoctiorum designabit. Posito igitur Saturno in H, Tellure verò in D, utroque ad partem eandem rectae AC, verum ita ut minus ab ea Saturnus quam Tellus distet: necessario intersectionis linea planorum annuli & orbitae Saturni HM, quae nimirum ex H

quent le plan de l'anneau lui aussi passera manifestement entre les deux. Or, quand cela a lieu, la phase ronde se présente comme nous l'avons démontré. Lorsqu'au contraire Saturne et la Terre se trouvent du même côté de la droite AC mais de telle manière que la dernière en est plus proche, comme lorsque Saturne est en N et la Terre en F; ou qu'ils occupent des places opposées par rapport à la droite AC, comme lorsque Saturne est en N et la Terre en f; dans l'un et l'autre cas la ligne d'intersection de l'anneau et de l'orbite de Saturne, comme NQ dans les cas considérés (qui est, bien entendu, tracée parallèlement à AC) aura la Terre et le Soleil du même côté. D'où l'on comprend que dans l'une et l'autre position la même surface de l'anneau est vue par le Soleil aussi bien que par nous, ce qui est une condition nécessaire comme nous l'avons remarqué plus haut pour que les bras ou les anses de Saturne puissent paraître. Toutefois même dans ce cas ils ne sont pas toujours visibles comme cela apparaîtra dans la suite1).

+ Pour que ces diverses situations puissent aisément être reconnues d'après les tables Astronomiques, et que par suite aussi la phase ronde, pour autant qu'elle dépend de cette cause, puisse être prédite, il faut savoir que toutes les fois que le lieu apparent de Saturne et son lieu vu du Soleil (ou lieu excentrique) sont situés de part et d'autre de l'endroit que la droite AC indique entre les étoiles fixes (endroit dont nous démontrerons plus tard qu'il tombe en ♍ ou en ♓ à 20½^o2), il en résulte des positions de Saturne et de la Terre telles que celles indiquées par les points H et D, c'est-à-dire telles qu'ils se trouvent l'un et l'autre du même côté de la droite AC et que Saturne en est plus proche; et que par conséquent la phase ronde se présente alors. En effet, dans les conditions nommées, soit Saturne en H. Je dis donc d'abord que la Terre se trouve également de ce côté de la ligne AC. Car si nous la supposons située de l'autre côté de cette droite, en P par exemple, il apparaît que la droite tirée de P vers H et prolongée jusqu'aux étoiles fixes, laquelle marque le lieu apparent de Saturne, et de même la droite LH qui prolongée marque son lieu vu du Soleil, donneront ces deux lieux du même côté du point des équinoxes que détermine parmi les étoiles fixes le prolongement de LA; contrairement à ce qui avait été supposé. La Terre est donc nécessairement du même côté de la ligne AC que Saturne placé en H. Prenons pour elle un point déterminé par exemple D. Comme alors DH prolongé jusqu'aux étoiles fixes désigne la place apparente de Saturne, et LH comme nous l'avons dit sa place excentrique, entre lesquelles places il est supposé que se trouve le point des équinoxes vers lequel se dirige LA, il est nécessaire que la droite DH coupe enfin cette même droite LA,

parallela ducitur AC inter Solem L, Terramque in D positam excurret, ac propterea annuli quoque planum manifestò inter utrumque medium incedet. Quod

ubi contingit, rotundae phasi+ lo|cum esse demonstravimus. Contra verò, cum Saturnus quidem ac Tellus ad eandem partem rectae AC consistunt, verum ita ut illa propius àd eam accedat ut cum ille est in N, haec in F. vel cum diversas partes respectu AC obtinent, velut cum Saturnus est in N, Tellus in f; utroque casu linea intersectionis annuli atque orbitae Saturni, ut hîc NQ, quae nimirum ipsi AC aequidistans acta est, Terram Solemque ab eadem parte habebit. Unde intelligitur, utrovis positu eandem annuli superficiem à Sole & nobis aspici: quod requiri jam supra advertimus, ut brachia Saturni aut ansae apparere possint. Quanquam ne sic quidem semper cernuntur, uti postea manifestum fiet1).

Hi autem diversi situs ut ex tabulis Astronomicis parvo negotio cognoscantur,+ indeque rotunda phasis, quatenus ab hac causa pendet, praedici possit, sciendum est, quandocunque Saturni locus apparens locusque ex Sole sive eccentricus, diversas partes obtinent ejus loci quem inter fixas designat recta AC, (quam in gr. 20½ ♍ & ♓2) incidere post haec ostendemus) id ejusmodi situm Saturni ac Telluris indicare qualis in H & D, ut nimirum ab eadem parte ambo reperiantur rectae AC, utque propior huic Saturnus consistat; eoque tunc rotundam phasin conspiciendam dari. Illo enim posito, sit Saturnus in H. Primùm itaque dico ab hac parte lineae AC etiam Tellurem consistere. Etenim si ad alteram partem sita esse dicatur, velut in P; liquet rectam ex P ad H ductam & versus fixas porro continuatam, quae locum Saturni apparentem, itemque rectam LH, quae producta locum ejus ex Sole demonstrat, ab eadem parte puncti aequinoctiorum, quod LA producta inter fixas determinat, utraque ea loca exhibituras; contra quàm positum fuerat. Est ergo Tellus necessario ab eadem parte lineae AC, qua Saturnus H. Esto jam ea alicubi puta in D. Quoniam igitur DH ad fixas protracta locum+ Saturni apparentem designat, LH | vero, uti diximus, locum ejus eccentricum, inter quae loca intercedere ponitur locus aequinoctiorum quò tendit LA, necesse

et que par conséquent le point D, c'est-à-dire l'endroit de la Terre, soit plus éloigné de la ligne AC que le point H où se trouve Saturne. Il est donc établi que lorsque le lieu apparent de Saturne et son lieu excentrique tombent de différents côtés du point des équinoxes, la Terre et Saturne seront nécessairement trouvés du même côté de la droite AC, et cela de telle manière que Saturne en est plus proche. Au contraire, toutes les fois que le lieu apparent de Saturne ainsi que son lieu excentrique se trouvent du même côté de la droite AC, c'est-à-dire du point des équinoxes de Saturne, je dis qu'on peut en conclure avec certitude que la Terre et Saturne sont posés comme en F [ou f] et N. C'est-à dire de telle manière qu'ils sont ou bien placés de différents côtés de la droite AC, ou bien du même côté mais de sorte que Saturne est plus éloigné de cette droite que la Terre; et que par conséquent, d'après ce qui a été démontré plus haut3), la surface de l'anneau qui est éclairée par le Soleil est tournée également vers nous. En effet, comme le prolongement de LN indique parmi les étoiles fixes le lieu excentrique1) de Saturne, et FN [ou fN] son lieu apparent, et qu'on suppose que l'un et l'autre tombent du même côté de l'endroit désigné parmi les étoiles fixes par LC, il est manifeste que la droite FN [ou fN] prolongée au-delà de N ne doit pas couper la droite LC ni lui être parallèle, mais s'écarter d'elle toujours davantage. C'est pourquoi le point F [ou f] sera nécessairement ou bien plus proche de la droite AC que le point N, s'ils se trouvent l'un et l'autre du même côté de la dite ligne; ou bien N sera situé d'un côté, f de l'autre. Ce qu'il fallait démontrer.

Ensuite il faut encore remarquer que la phase ronde se présente nécessairement toutes les fois que, soit le lieu de Saturne vu du Soleil, soit son lieu apparent, coïncide avec l'un ou l'autre des équinoxes que détermine le prolongement de AC, savoir avec ♍ ou ♓ à 20½^o6). En effet, si le lieu vu du Soleil se trouve là, c'est-à-dire si Saturne occupe le point A ou le point C, il est évident que le prolongement du plan de l'anneau passe par le Soleil, d'où il résulte que ni l'une ni l'autre surface de l'anneau ne reçoit alors aucune lumière. D'autre part lorsque son lieu apparent coïncide avec les dits points des équinoxes, c'est-à-dire lorsque la droite qui joint la Terre à Saturne prolongée est parallèle à la droite AC, comme cela a lieu lorsque Saturne est situé en O et la terre en f, en cette position donc il est certain que le prolongement du plan de l'anneau passe par notre oeil, parce que son intersection commune avec le plan de l'orbite de Saturne est précisément la droite Of. D'où il résulte que nous ne pouvons apercevoir ni l'une ni l'autre surface de l'anneau, quoique l'une d'elles soit éclairée par les rayons du Soleil.

est rectam DH tandem ipsam LA intersecare, ideoque punctum D, locum videlicet Telluris, amplius distare à linea AC quam punctum H in quo Saturnus. Constat

itaque quando locus Saturni apparens & eccentricus1) ad partes diversas cadent loci aequinoctiorum, necessario tunc Tellurem cum Saturno ab eadem parte rectae AC inventum iri, atque ita ut minus ab ea Saturnus removeatur. At vero quoties apparens locus Saturni itemque eccentricus ab eadem parte habentur rectae AC, sive loci aequinoctiorum Saturni, inde certo coligi aio, Tellurem ac Saturnum ita positos esse uti in F2) & N. Nempe ut vel diversas ad partes ipsius AC collocati sint, vel ad easdem quidem, sed ita ut Saturnus amplius ab ea quam Tellus distet. Ideoque, secundum ante demonstrata3), eandem annuli superficiem quae à Sole illustratur oculis quoque nostris obversam esse. Nam cum LN producta ostendat inter fixas locum Saturni excentricum1), FN4) vero locum ejus apparentem, ac uterque cadere ponatur in partem eandem loci illius quem inter fixas exhibet LC: manifestum est rectam FN4) ab N porro productam neque secare debere neque parallelam esse rectae LC, sed semper ab ea magis recedere. Quare necessario punctum F2) vel propinquius erit rectae AC quam punctum N, si sint ambo ad eandem partem dictae lineae; vel N ad istam, F5) ad illam partem situm erit. Quod probandum erat.

Denique advertendum etiam, quando vel Saturni locus ex Sole, vel apparens locus incidit in alterutrum aequinoctiorum, quae determinat producta AC, nempe in gr. 20½ ♍ vel ♓6), necessario quoque rotundam phasin exoriri. Si enim locus ex+ Sole inibi reperiatur, hoc est, si Sa|turnus occupet punctum A vel C, tunc planum annuli protractum per Solem transire liquet: unde sequitur neutram annuli superficiem tunc luce aliqua perfundi. Rursus vero cum locus ejus apparens incidit in

+ Voyons maintenant quel endroit de l'Écliptique est indiqué par la droite AC qui est la ligne des équinoxes de Saturne. Nous avons dit qu'elle tombe en ♍ et en ♓ à 20½^o1), mais il faut expliquer de quelle manière nous avons déduit cela des observations.

Nous avons vu Saturne dénué de bras et parfaitement rond depuis le mois de décembre de l'année 1655 jusqu'au mois de juin 16562). Cette phase a pu persister si longtemps pour la cause que nous venons de nommer, si nous supposons que la ligne AC est dirigée vers la place même où se trouvait aussi Saturne lorsqu'il était opposé au Soleil, c'est-à-dire vers le point ♍ 20^o3). En effet, ceci devait avoir pour résultat que durant tout ce temps Saturne et la Terre se trouvaient du même côté de la ligne AC et cela de telle manière que Saturne en était plus proche, mais qu'une seule fois, savoir à l'époque de l'opposition, ils se trouvaient ensemble sur la ligne AC; d'où ne pouvait résulter que la phase ronde comme cela se conçoit d'après ce que nous avons dit auparavant.

Mais comme il n'est pas très vraisemblable (quoique nullement impossible) que cette opposition a eu lieu au même moment où Saturne était situé sur la ligne AC de son équinoxe, nous n'hésiterons pas à éloigner cette ligne de cet endroit d'un demi-degré et de la transporter en ♍ 20½^o4), attendu que dans cette position il est mieux satisfait aux autres observations sur la phase ronde, celles des années 1642 et 1612, tandis que la nôtre de l'année 1656 s'accorde tout aussi bien avec cette nouvelle position de la ligne comme la suite le fera voir5). AC étant donc dirigée vers les points 20½^o ♍ et ♓ il s'ensuit que la phase ronde a persisté depuis le commencement d'août de l'année 1642 jusqu'à février 1643, absolument comme cela a été noté par Gassendi6) et d'autres. En effet, au commencement du mois d'août le lieu excentrique7) de Saturne était en ♓ à 20^o, c'est-à-dire elle différait du point de l'équinoxe d'un demi-degré en moins, mais le lieu apparent était en ♓ 24^o et avait donc déja dépassé ce même point de l'équinoxe de 3½^o. C'est pourquoi Gassendi n'a aucunement pu contempler la surface éclairée de l'anneau mais avait la surface ombragée tournée vers lui. Et de cette façon le lieu apparent de

dictos aequinoctii locos, hoc est, quando recta à Tellure ad Saturnum extensa parallela incedit ipsi AC; velut cum Saturnus situs est in O, tellus in f, eo positu productum annuli planum oculo nostro occurrere constat, quoniam communis ejus intersectio cum plano orbitae Saturni ipsa est Of recta: Unde fit ut neutram superficiem annuli, etiamsi altera jam illarum Solis radiis splendeat, conspicere possimus.

Nunc illud videamus, quemnam Eclipticae locum teneat recta AC Saturni+ aequinoctiorum linea: quam quidem in ♍ & ♓ gr. 20½ cadere diximus1), verum qua ratione id ex observationibus collegerimus declarandum est.

Saturnum brachiis carentem ac prorsus rotundum spectavimus à Mense Decembri anni 1655, usque in Jun. 16562). Quae phasis ex ea causa, quam modo retulimus, tanto tempore durare potuit, si linea AC eum ipsum locum obtinere ponatur quem & Saturnus tenebat tunc cum Soli esset oppositus, hoc est, ♍ gr. 203). Hinc enim fieri debuit ut toto illo tempore Saturnus ac Tellus ab eadem parte lineae AC simul consisterent, atque ita quidem ut Saturnus ei vicinior esset; semel autem eodem momento, nempe oppositionis tempore, in ipsa AC reperirentur: unde non nisi rotunda phasis potuit existere, sicut ex praedictis intelligitur.

Caeterum uti non admodum verisimile est (etsi fieri potuerit) eo ipso tempore oppositionem illam contigisse cum Saturnus in aequinoctii sui linea AC situs esset,+ ita non verebimur hanc lineam dimidio gradu emovere loco illo, at|que in gr. 20½ ♍4) eam transferre; quum hoc positu melius satisfiat aliis rotundae figurae observationibus. anni 1642 & 1612, ac nihilo secius nostra illa anni 1656 conciliari queat, ut ex sequentibus liquebit5). Posita itaque AC in gr. 20½ ♍ & ♓ sequitur rotundam phasin, ab usque principio Augusti anno 1642, ad Febr. 1643, continuè perseverasse, prorsus quemadmodum à Gassendo6) aliisque fuit adnotatum. Erat enim ineunte Augusto locus Saturni eccentricus7) in 20 gr. ♓, hoc est, dimidio gradu praecedebat locum aequinoctij: at locus apparens in 24 gr. ♓, atque ita gr. 3½ eundem aequinoctij locum transierat. Quare superficiem annuli illuminatam Gassendus nequaquam conspicere potuit, sed eam quae tenebris tegebatur sibi obversam habuit. Et sic quidem locus Saturni apparens eccentricusque perpetuo diversis in partibus loci aequinoctiorum perstiterunt usque ad initium fere Febr. 1643, unde non nisi rotunda forma prodire potuit, ut antea demonstratum est8).

Saturne et son lieu excentrique sont restés perpétuellement situés de côtés opposés du point des équinoxes à peu près jusqu'au commencement de février 1643, d'où n'a pu résulter que la forme ronde, comme cela a été démontré auparavant1).

Le même phénomène sans doute s'est aussi présenté en 1627, mais par l'absence ou le manque de zèle des observateurs il a passé inaperçu: personne que je sache ne nous a fait savoir si Saturne en cette année est apparu avec ou sans globules.

C'est en 1612 que Saturne fut observé rond pour la première fois, par Galilée. Celui-ci écrit à Mark. Welser2) dans la troisième lettre sur les taches solaires3) que vers le solstice de cette année Saturne lui apparaissait encore sous forme de trois corps, mais que plustard lorsqu'il avait négligé durant deux mois et davantage de le regarder avec son télescope n'ayant aucun pressentiment d'un changement de forme, la planète lui parut solitaire à son grand étonnement et resta ensuite telle jusqu'à ce jour-là qui était le 1 décembre4). Cette observation s'accorde avec notre hypothèse en ce sens que si Saturne devra apparaître rond en passant par la ligne AC5) ce phénomène devait avoir lieu en cette année et non pas en une autre. Mais comme durant toute cette année le lieu de Saturne, tant le lieu apparent que le lieu excentrique, est resté du même côté du point équinoctial placé en ♓ à 20½^o6), il semble que d'après notre exposé précédent il faudrait conclure qu'il eût pu se rapprocher de ce point en conservant ses bras; ce à quoi cependant l'expérience fut contraire. Ainsi le six septembre de la dite année 1612, lorsque Galilée le trouva déjà rond7), son lieu, tant celui vu du Soleil que son lieu apparent, était en ♓ à 14^o44′8). C'est-à-dire 5^o46′ en deçà du lieu de son équinoxe. De sorte que les rayons du soleil et les rayons visuels des habitants de la terre tombaient sur la même surface de l'anneau de Saturne, non pas il est vrai sous un angle de 5^o46′ avec son plan, mais de 2^o15′. En effet, cet angle-ci d'élévation, pour faire cette remarque en passant, est dans la même relation à ces 5^o46′, qui indiquent la distance de la Planète à son équinoxe, que pour nous la déclinaison du Soleil est à sa distance de l'équinoxe9); attendu que par rapport à Saturne le plan de son anneau n'est pas autre chose que pour nous le plan de

Idem quoque phaenomenon anno 1627, proculdubio sese obtulit, sed observatorum penuria an supinitate praeteriit inobservatum; cum nemo, quod sciam, prodiderit, utrum Saturnus eo anno cum globulis apparuerit an secus.

Anno autem 1612, à Galileo primo omnium rotunda facie animadversus est. Scribit is ad Marc. Velserum2) Epistola3) de Solaribus maculis 3. circa solstitium quidem illius anni, tricorporem adhuc Saturnum sibi visum, inde verò, cum duobus mensibus atque amplius telescopio eum inspicere omisisset, ut qui nullam formae mutationem animo praesagiret, postea nihil minus cogitanti solitarium oblatum, talemque deinceps in illam usque diem, quae prima Decembris4) erat,+ permansisse. Quae quidem observatio ha|ctenus hypothesi nostrae consentit, ut si eo transitu lineae AC5) rotundus apparere Saturnus debuerit, id hoc anno neque alio accidere fuerit necesse. Sed cum per totum hunc annum Saturni locus, quà apparens, quà eccentricus, ab eadem parte manserit loci aequinoctiorum, sive ♓ gradus 20½6); videbatur ex praecedentibus colligendum, salvis brachiis suis eum praeterlabi potuisse, quod tamen contra evenit. Et sexto quidem Septembr. dicti anni 1612, quo tempore jam rotundum Galileus reperit7), erat ejus locus ex Sole simul & apparens, in gr. 14, 44′ ♓8). Hoc est g. 5.46′ citra locum aequinoctij sui. Adeo ut solares radij atque ij qui à visu terricolarum fluebant in eandem annuli Saturnij superficiem inciderent: non tamen angulo g. 5.46′ desuper in planum ejus directi, sed gr. 2.15′ duntaxat. Hic enim elevationis angulus, ut hoc obiter adnotemus, sic se habet ad illum gr. 5.46′, quo Planetae locus distat ab aequinoctio suo, quemadmodum apud nos declinatio Solis ad ejusdem ab aequinoctio distantiam9). Quando-

l'équateur, et que le plan de l'anneau a aussi la même inclinaison par rapport au plan de l'ecliptique1). Par conséquent, la distance du lieu excentrique de Saturne à son équinoxe étant connue, si l'on veut savoir sous quel angle les rayons du Soleil tombent sur la surface de l'anneau, il faut chercher dans la table de la déclinaison de l'Écliptique en usage chez les Astronomes, quelle est la déclinaison d'un certain endroit à cette même distance du commencement du Bélier: c'est là l'angle cherché. Semblablement, lorsque la distance du lieu apparent de Saturne à son équinoxe sera donnée, c'est-à-dire la distance au point situé en ♍ ou en ♓ à 20½^o, il sera possible de trouver sous quel angle avec le plan de l'anneau nos regards tombent sur lui, et par conséquent quelle ellipse il doit nous faire voir. En effet, il suffit de tirer de la même table la déclinaison correspondant à cette distance du commencement du Bélier: cette déclinaison ici aussi est égale à l'angle cherché. Inutile d'ajouter la démonstration de ces vérités: les gens versés en Astronomie la trouveront aisément.

Mais ce qui mérite d'être recherché c'est la cause de ce qu'aucune trace des bras n'est apparue chez Saturne, quoique nos yeux ainsi que le Soleil fussent en même temps élevés de plus de 2^o au-dessus du plan de l'anneau. Cette cause faut-il peut-être la chercher dans le fait que l'ellipse de l'anneau, vue si obliquement qu'elle ressemblait plutôt à une ligne très étroite, émettait trop peu de lumière pour qu'on eût pu l'apercevoir avec le télescope de Galilée? Ceci pourrait sembler probable si ce n'était que vers le solstice de cette même année 1612 les bras de Saturne, ou bien les deux satellites comme on croyait alors, eussent été aperçus par Galilée avec le même télescope quoiqu'à cette époque Saturne fût vu en ♓ à 18^o environ, c'est-à-dire à 2½^o de son équinoxe et que par conséquent notre rayon visuel ne tombât sur le plan de l'anneau que sous 1^o à peine. En effet, si les bras pouvaient être vus dans cette position, ils devraient avoir été aperçus bien plus nettement lorsque le rayon visuel tombait sur le même plan sous un angle de 2^o15′, savoir au commencement de septembre, et plus encore le 14 novembre de la même année 1612, au temps d'arrêt de Saturne, parce qu'il occupait alors le point situé en ♓ à 11^o10′ et qu'il était donc à une distance de 9^o20′ de son équinoxe, de sorte que les rayons visuels tombaient sur le plan de l'anneau sous un angle de 3^o42′2). Mais là, ou du moins à peu près là, Saturne resta sans bras, puisque nous pouvons admettre que Galilée, dont la curiosité avait été excitée peu de temps auparavant par l'étrange phénomène de la phase ronde, a été en ces jours assez diligent et assidu dans ses observations.

La cause de ce que les bras étaient entièrement invisibles ne peut donc être cherchée dans leur ténuité. De même nous n'arrivons aucunement à mieux comprendre le phénomène en déplaçant davantage le lieu des équinoxes de Saturne; pas même si nous admettons qu'il est mobile et se déplace peu à peu à l'instar de nos équinoxes qui ont un lent mouvement rétrograde. Je pense donc que la cause du phénomène n'est pas autre que celle que nous indiquerons maintenant.

quidem non aliud respectu Saturni est planum annuli sui, atque nobis est planum aequatoris, similique etiam angulo ad eclipticae planum inclinatur1). Proinde cum cognita est distantia loci Saturni eccentrici ab aequinoctio suo, si scire libeat quali angulo Solis radij in superficiem annuli deferantur; quaerendum in tabula declinationis Eclipticae, qualis apud Astronomos in usu est, quanta sit declinatio loci alicujus qui tantundem à princ. Arietis absit. Ea enim est ipse angulus quaesitus. Ac simili quoque ratione cum data erit distantia loci Saturni apparentis ab aequinoctio suo, hoc est, à gr. 20½ ♍ aut ♓, invenire licebit quonam angulo desuper planum annuli nos inspectemus; qualemque propterea ellipsin ille nobis exhibere debeat. Ex eadem nimirum tabula capiendo declinationem huic distantiae à pr.+ Arietis | respondentem, quae declinatio rursus hîc quaesitum angulum aequat. Quorum demonstrationem adferre operae pretium non est, quippe quam Astronomiae periti facile perspicient.

Illud verò videndum, qui evenerit ut visu nostro ac Sole simul supra planum annuli plus quam 2 gr. altis, nullum tamen brachiorum apud Saturnum vestigium apparuerit. Anne haec fortasse causa fuit quod ellipsis annuli, tam obliqué inspecta ut magis tenuissimae lineae similitudinem praeferret, exiliorem lucem emittebat quam quae Galilei tubo percipi posset. Hoc quidem non improbabile videri queat, nisi eodem tubo, circa solstitium ejusdem anni 1612, brachia Saturni sive bini illi, ut tum putabant, satellites Galileo animadversi fuissent, quo tempore Saturnus observabatur circa gr. 18, ♓. hoc est gr. 2½ ab aequinoctio suo remotus, ideoque visus noster vix uno gradu plano annuli superior. Etenim si hoc positu brachia cerni potuere, multo clarius cerni debuissent tunc cum gr. 2.15′ supra idem planum visus extolleretur, initio nimirum Septembr. magisque etiam 14 Nov. ejusdem anni 1612, tempore stationis Saturni; quia tunc gr. 11. 10′ ♓ tenebat, eoque gr. 9. 20′ ab aequinoctio suo aberat; adeo ut angulo gr. 3. 42′ radij visus in planum annuli descenderent2) . Atqui hîc, vel certe circa haec loca brachiorum expers mansit, quum satis utique diligentem ac intentum observationibus Galileum fuisse per eos dies credibile sit, qui rotundae phaseos miraculo nuper esset excitatus.

Itaque in tenuitatem brachiorum, cur ea penitus latuerint causa conferri non potest. At neque transponendo amplius Saturni aequinoctiorum locum, quicquam proficimus; ne quidem si mobilem statuamus lento quodam progressu,+ ad similitudinem nostrorum aequinoctiorum, quae sen|sim in praecedentia referuntur. Quamobrem non aliam hujus rei causam esse crediderim quam quae nunc dicetur.

Certum est cognitaeque experientiae, superficiem quamlibet ab eodem lumine

Il est certain et établi par l'expérience, qu'une surface quelconque est plus ou moins éclairée par la même lumière selon qu'elle est exposée à des rayons perpendiculaires ou obliques, ce qui a été aussi fort bien démontré par Galilée dans son premier dialogue sur le système du Monde1). C'est pourquoi, lorsque le Soleil ne s'élève que d'un fort petit angle au-dessus du plan de l'anneau de Saturne, par exemple d'un ou de deux degrés ou même de deux degrés et demi, c'est-à-dire lorsque le lieu excentrique2) de Saturne n'est pas éloigné plus de 6^o de son équinoxe, la surface de l'anneau ne recevra du Soleil qu'une très petite quantité de lumière. Or, il est vraisemblable que la surface de l'anneau, ayant si peu d'éclat, ne peut être distinguée par nous de l'obscurité complète, surtout lorsque nous en sommes empêchés par la splendeur voisine du globe de Saturne, et que, par conséquent, nous n'apercevons alors point d'anses. Là-dessus il faut pourtant avant tout remarquer que la surface de l'anneau n'est pas rude, couverte de montagnes, comme la surface de notre Lune l'est pour la plus grande partie; mais égale et plane comme c'est le cas pour ces régions de la Lune que d'aucuns ont jugé être des mers à cause de leur surface parfaitement plane.

En effet, s'il n'en était pas ainsi, de même que la pleine Lune ne paraît pas plus faiblement lumineuse vers les bords de son disque, où cependant elle reçoit les rayons obliques du Soleil, que vers le centre, savoir parce qu'elle est là toute montagneuse et rugueuse, de même aussi la surface de l'anneau si elle était douée d'une nature semblable, ne brillerait pas moins étant frappée par des rayons obliques que par des rayons perpendiculaires. Il faut donc nécessairement, comme nous l'avons dit, la juger plane. Partant de là, on peut comprendre pourquoi Galilée depuis le mois de septembre 1612 jusqu'en février 16133), c'est-à-dire jusqu'au coucher héliaque de Saturne, n'y a point vu d'anses. Savoir parce que depuis septembre le lieu excentrique de Saturne s'est continuellement approché du lieu de l'équinoxe et que par conséquent la hauteur du Soleil au-dessus du plan de l'anneau que nous avons dit avoir été de 2^o15′ seulement au commencement de septembre, a en même temps diminué. Pour la même raison Gassendi n'a pas pu apercevoir de bras en février 16434) quoiqu'alors aussi le Soleil et l'oeil de l'observateur regardassent la même surface de l'anneau; savoir parce que le lieu excentrique de Saturne se trouvait en ♓ à 26^o, c'est-à-dire à une distance de 5½^o de son équinoxe, et que par conséquent la hauteur du Soleil au-dessus de la surface de l'anneau n'était que de 2^o11′. Enfin en 1656 aussi, pendant quelques jours du mois de mars5), où pareillement la même surface de l'anneau était dirigée vers nous

plus minusve illustrari, prout directis vel obliquis radiis exposita est: quod & à Galileo, dialogo 1. de Mundi systemate, optimè est demonstratum1). Quamobrem cum exiguo admodum angulo supra annuli Saturnij planum Sol attollitur, puta gradus unius vel duorum vel etiam duorum cum dimidio, hoc est, cum Saturni locus eccentricus2) non ultra gr. 6. ab aequinoctio suo aberit, etiam praetenui tantum luce annuli superficies à Sole impertietur. Hanc autem, ita leviter splendentem, verisimile est à meris tenebris nos discernere non posse, praesertim Saturnij globi vicino fulgore praepeditos; eoque ansas tunc nullas animadverti. Qua tamen in re illud ante omnia statuere necesse est, superficiem annuli non esse asperam montibusque obsitam, veluti maxima ex parte Lunae nostrae est superficies: sed aequalem planamque velut in iis Lunae regionibus, quas nonnulli maria esse ob insignem planiciem arbitrati sunt.

Alioqui enim, sicut Luna plena circa disci sui extrema, ubi tamen obliquos Solis radios excipit, nihilo languidiori lumine quam versus medias partes cernitur, scilicet quia illic tota montosa atque aspera est, ita annuli quoque superficies si simili natura praedita foret, non secus obliquè incidentibus radiis quam directis splendesceret. Quamobrem necessario plana, uti diximus, censenda est. Atque hinc jam intelligere licet cur Galileo à Mense Septembri anni 1612 usque in Febr. 16133), quoad nempe Heliace Saturnus occideret, nullae circa eum ansae conspicerentur.+ Quia nempe inde à Septembri continuè locus Saturni eccentricus | ad aequinoctij locum appropinquavit, eoque altitudo Solis supra annuli planum, quam initio Sept. tantum gr. 2. 15′. fuisse diximus, simul imminuta est. Pari ratione nec Gassendus brachia ulla percipere potuit mense Febr. anni 1643.4) etsi tunc quoque Sol oculusque observantis eandem annuli superficiem intuebantur; scilicet quia Saturni locus eccentricus in gr. 26. ♓ inveniebatur, hoc est 5½ gr. à loco aequinoctij, eoque altitudo Solis supra annuli superficiem tantum g. 2. 11′. Denique & anno 1656, mensis Martij5) diebus aliquot, quibus similiter eadem annuli superficies ad nos Solemque spectabat, multo minus brachiorum ullum vestigium apparere debuit, quod nunquam dimidio gr. supra planum annuli Sol

et vers le Soleil, aucune trace des bras ne dut apparaître à plus forte raison, parce que le Soleil ne s'élevait jamais d'un demi-degré au-dessus du plan de l'anneau. Quant au reste du temps de sa visibilité1), le lieu de Saturne vu du Soleil et son lieu observé occupaient des positions opposées par rapport au point des équinoxes, d'où résulte qu'il fallait le voir sans bras pour la raison donnée plus haut2).

Et il ne faut pas croire que l'anneau devienne plus visible pour nous lorsque l'oeil s'élève davantage au-dessus de son plan, tandis que le Soleil continue à ne le frapper qu'obliquement de ses rayons, comme cela eut lieu au dit temps d'arrêt de Saturne le 14 novembre 1612, le Soleil s'étant élevé alors de 1^o36′ au-dessus du plan de l'anneau, et nos yeux de 3^o53′. En effet, c'est ce dont on peut faire l'expérience avec une surface plane quelconque: lorsque les rayons y tombent obliquement, elle n'apparaîtra pas plus brillante de quelqu'endroit qu'on la regarde, mais seulement lorsqu'elle recevra de la lumière des rayons incidents moins inclinés. Par contre, lorsqu'elle est mieux tournée vers la lumière et illuminée moins obliquement, il n'importe sous quel angle les rayons visuels tombent sur elle: de quelque point qu'on la voie elle paraîtra également lumineuse. Ainsi se fait-il que lorsque le Soleil s'est élevé un peu plus au-dessus du plan de l'anneau, par exemple de trois degrés ou d'un peu davantage, l'anneau commence à resplendir quoique nos regards ne s'élèvent que d'un angle d'un seul degré au-dessus de lui; et qu'ainsi Saturne acquiert des bras. Comme cela arriva en 1612 à l'époque du solstice3), lorsque Saturne vu du Soleil se trouva en ♓ à 12^o environ, c'est-à-dire à 8½^o de son équinoxe, et que par conséquent la hauteur du Soleil au-dessus du plan de l'anneau était de 3^o23′, tandis que l'oeil de Galilée n'était élevé que d'un degré à peine au-dessus du même plan. En effet, Saturne se voyait en ♓ à 18^o, c'est-à-dire à 2½^o du point de l'équinoxe4), distance qui donne une déclinaison d'un seul degré.

+ Pour qu'on puisse juger suivant cette théorie de l'apparition de la phase ronde, il faut d'abord faire attention au nombre des degrés qui séparent le lieu excentrique de Saturne de son équinoxe, c'est-à-dire du point situé en ♍ où en ♓ à 20½^o. Considérant les phénomènes mentionnés, il me semble qu'on peut formuler cette règle: que toutes les fois que lieu de Saturne vu du Soleil ne sera pas situé à plus grande distance que 6^o environ de part ou d'autre des endroits nommés, jamais on ne pourra voir les bras de cette planète, quelle que soit la position de notre oeil, c'est-à-dire sans qu'il faille tenir compte du lieu apparent de Saturne. Bien entendu, si Saturne est observé avec des télescopes non pas meilleurs que ceux dont se sont servis Galilée et Gassendi. Car si des télescopes semblables aux nôtres sont employés, peut-être pourra-t-on déjà remarquer à cette distance de 6^o quelque vague apparition des bras. Il est du moins certain qu'en 1656, le 13 octobre6), nous avons vu les bras revenus, lorsque le lieu de Saturne vu du Soleil n'avait dépassé son point equinoctial que de 6^o46′. Or, en ce moment ils étaient à peu près aussi visibles qu'en 1655 avant la phase ronde7). Mais

attolleretur. Nam reliquo tempore fulsionis illius1), diversas partes loci aequinoctiorum locus Saturni ex Sole atque observatus locus obtinebant, unde ex superius allata causa2) brachiorum expertem cerni oportuit.

Neque verò magis conspicuum nobis annulum fieri credendum est, si altius supra planum ejus oculus attollatur, Sole tamen ex obliquo tantum radiis suis eum perstringente, quemadmodum contigit dicta Saturni statione ad 14 Nov. 1612; quippe quo tempore Sol gradu 1.36′ supra planum annuli ascenderat, visus autem noster gr. 3. 53′. Idem enim in quacunque plana superficie experiri licet, in quam si à latere radij luminis incidant, non apparebit illustrior quocunque in loco visus statuatur, sed tum demum, si radios à lumine rectiores accipiat. Uti contra quoque si amplius ad lumen obversa directiusque illuminata fuerit, non refert quàm obliquè in eam radij visus incidant, sed undecunque spectata aeque lucida apparebit. Atque ita fit ut cum Sol paulo altius supra planum annuli sese extulit, tribus puta gradibus aut paulo amplius; visu licet nostro non | nisi uno+ gradu extante; splendere jam nunc annulus incipiat, Saturnoque brachia adnascantur. Sicut anno 1612. circa solstitium accidit3), Saturno ex Sole circa gr. 12. ♓, hoc est, gr. 8½ ab aequinoctio suo agente, ac proinde Solis altitudine supra planum annuli graduum 3. 23′: Galilei verò oculo vix uno gr. supra idem planum elevato. Videbatur enim Saturnus in gr. 18. ♓, hoc est 2½ gr. à loco aequinoctii4), quae distantia dat declinationem gr. unius.

Ut igitur secundum haec de rotunda phasi judicium feratur, illud in primis respicere oportet, quod5) gradibus ab aequinoctio suo, hoc est, à gr. 20½ ♍ vel ♓,+ Saturni locus eccentricus absit. Ac mihi quidem phaenomena antecedentia expendenti, videtur ita statuendum, ut quoties non amplius quam 6 gr. circiter in alterutram partem, à dictis locis Saturni locus ex Sole distabit, nunquam brachi ejus conspici queant, quicunque demum oculi nostri situs fuerit; hoc est, nulla ducta ratione Saturni loci apparentis. Quod tamen ita accipiendum est, si perspicillis non melioribus quam quibus Galileus & Gassendus usi sunt Saturnus inspiciatur. Nam si nostris similia adhibeantur, forsitan jam in illa 6 graduum distantia tenue quoddam brachiorum exordium percipi possit. Certè anno 1656, 13. Oct.6) renata illa vidimus, cum Saturni locus ex Sole tantum gradibus 6.46′. aequinoctii sui punctum praetergressus esset. Erant autem aequè conspicua ferè atque ante phasin rotundam, anno 16557). At ii qui minoribus telescopiis eum tunc observitabant,

ceux qui, comme Joh. Hodierna, l'observaient alors avec de plus petits télescopes le trouvèrent encore presque rond: en effet, ce dernier dit qu'il ne voyait que certains rayons très vagues, pour ainsi dire, vibrer des deux côtés de Saturne1). Par conséquent les limites nommées doivent peut-être être prises un peu plus restreintes pour nos télescopes; cependant la différence est sans doute minime; elle devra être déterminée par l'expérience des années suivantes2).

D'autre part, lorsque le lieu excentrique de Saturne sera trouvé distant de plus de 9^o ou peut-être de plus de 8^o seulement de ses équinoxes, c'est-à-dire des points situés en ♍ et en ♓ à 20½^o3), nous dirons qu'à partir de ce moment il est pourvu de bras ou d'anses, sans tenir compte en aucune façon ici du lieu apparent, parce que cela suffit déjà pour conclure que le lieu apparent et le lieu excentrique se trouvent du même côté du point équinoctial, et que par conséquent, d'après ce qui a été démontré plus haut4), la même surface de l'anneau est tournée vers le Soleil et vers nos yeux, et cela de telle manière que le Soleil est élevé de plus de trois degrés au-dessus de ce plan, et notre rayon visuel d'un degré au moins; d'où il résulte que des bras, minces il est vrai, doivent être observés.

Mais lorsque le lieu excentrique de Saturne sera éloigné des points situés en ♍ ou en ♓ à 20½^o3) de plus de 6^o, mais de moins de 8^o ou de 9^o, il semble qu'il faille aussi tenir compte de la place apparente; savoir lorsque Saturne, comme on dit, est en quadrature avec le Soleil5). En effet, il pourra arriver que le lieu apparent n'est du point de l'équinoxe qu'à une distance d'un demi degré ou moins, et que par conséquent nos yeux ne s'élèvent que de 12′ au-dessus de la surface de l'anneau: et puisque celle-ci n'est en même temps que faiblement illuminée par le Soleil, je ne crois guère qu'elle sera visible. Mais comme il y a deux quadratures dans chaque période de visibilité de Saturne, il faut remarquer qu'il ne faudra avoir égard à ce dont nous avons parlé que dans le cas de la première quadrature seulement, si le lieu de la planète vue du Soleil précède le point situé en ♍ ou en ♓ à 20½^o, et de la deuxième seulement, si elle le suit. Car s'il en est autrement, elle sera certainement vue pourvue de bras.

Ainsi nous avons donc traité jusqu'au bout, sans dissimuler aucune difficulté, ce qu'il y avait de plus compliqué dans toute cette question. En effet, nous nous étions proposé de rechercher si la phase ronde pouvait être associée à des endroits déterminés, de sorte que notre théorie fût d'accord avec toutes les observations faites jusqu'ici. C'est à quoi nous avons enfin réussi, quoique ces endroits soient enfermés dans des limites si étroites qu'il ne sera pas permis, sans violer les apparences, de s'en écarter, d'un côté ou de l'autre, si peu que ce soit. En même temps nous avons fait un travail utile en ce sens qu'à l'avenir il sera possible de prédire sans incertitude les phases futures de Saturne. En effet, pour peu qu'on ait trouvé à l'aide des tables astronomiques à quelle époque le lieu de Saturne vu du soleil,

ut Joh. Hodierna, penè adhuc rotundum repererunt: ait enim is, tantum tenuissimos quosdam veluti radios utrinque è lateribus Saturnum vibrare visum1). Quamobrem nostris telescopiis fortasse arctiores paulò praedicti limites sumendi sint; quod tamen minimum quid erit, sequentiumque annorum experientiâ definiendum2).|

+ Rursus cum amplius 9. gradib. vel forsan supra 8. gr. solum, ab aequinoctiis suis sive 20½ gr. ♍ aut ♓3) locus Saturni eccentricus distare invenietur, jam inde brachiis ansisve praeditum dicemus: nullâ ne hic quidem apparentis loci consideratione, quoniam hinc jam apparens locus & eccentricus ab eadem parte loci aequinoctialis habentur; ac propterea eadem annuli superficies, per ea quae supra demonstrata sunt4), Soli & visui nostro obversa est, idque ita ut Sol plus tribus gr. supra ipsam elevatus sit, visus vero noster ut minimum gr. uno: quo fit ut brachia saltem tenuia animadverti debeant.

At cum nondum gr. 8 aut 9, plus verò quam senis, eccentricus locus Saturni à 20½ gr. ♍ aut ♓ aberit, videtur etiam apparens locus expendendus esse, nempe circa quadratum quem vocant Saturni cum Sole aspectum5). Fieri enim poterit ut non ultra gradus unius semissem locus apparens ab aequinoctij loco remotus sit, ideoque visus noster tantum 12′ super annuli superficiem exurgat; quae cum à Sole simul debiliter illuminetur, vix puto se videndam praebebit. Quum autem duo contingant quadrati aspectus singulis Saturni fulsionibus, priori eorum ita demum illud quod diximus perpendere opus erit, si locus planetae ex Sole praecedat gr. 20½ ♍ aut ♓, posteriori verò non nisi sequatur. Nam si secus fuerit jam certo brachiis auctus cernetur.

Et sic quidem quod maximè perplexum in toto hoc negotio inerat, nulla dissimulata difficultate, pertractavimus. Illud enim inquirere voluimus an certis locis rotunda phasis alligari posset, ita ut omnibus huc usque observatis fieret satis. Quod & praestitimus tandem, etsi arctis adeo limitibus circumscripti, ut ne minimum quidem ultra citrave ab iis discedere salvis apparentiis licuerit. Simul ve | rò+ hoc operae pretium fecimus, quod de futuris Saturni phasibus haud dubia praenuntiare in posterum licebit. Etenim si modo tabularum Astronomicarum ope inveniatur, quo tempore Saturni locus ex sole sive eccentricus, cadat in gr. 20, 30′ ♍

c'est-à-dire son lieu excentrique, tombe en ♍ ou en ♓ à 20^o30′, on pourra être assuré que six mois avant aussi bien que six mois après ce temps les bras seront invisibles; et cela parce que chaque mois le lieu de la Planète vue du Soleil avance d'un degré. On saura de plus que quelquefois la phase ronde entrera en existence un ou deux mois plus tôt, et que quelquefois aussi elle restera visible autant de temps après l'intervalle nommé; savoir s'il arrive qu'à ce temps Saturne est éloigné du Soleil d'un quart du ciel, et que le lieu excentrique de la Planète, d'après la loi énoncée, précède ou suit le point situé en ♍ ou en ♓ à 20^o30′.

Suivant cette règle, je pense donc que, puisque le lieu excentrique tombe en ♓ à 20^o30′ le 12 janvier 1672, Saturne manquera de bras en 1671 et 1672; non pas durant tout le cours de ces années, mais de telle manière qu'aux mois d'avril, de mai et de juin de l'année 1671 il n'en paraîtra pas encore dépourvu, mais+ qu'ils s'étendront encore minces de chaque côté tels que nous les avons observés vers la fin de l'année 16561); qu'en juillet ou en août ils s'aminciront tout-à-fait et disparaîtront enfin pour laisser Saturne rond2). Sous cette forme il sera visible non seulement jusqu'à son coucher héliaque, c'est-à-dire jusqu'à la fin de février de l'année 1672; mais encore montrera-t-il cette forme en se levant de nouveau au mois d'avril et ne la perdra-t-il qu'au mois de juillet ou d'août3). En effet, vers ce temps on verra les bras renaître et devenir peu à peu plus évidents; et enfin chacun d'eux se fendra en deux parties près du disque central de Saturne; c'est ainsi que nous les avons vus croître depuis l'année 16564).

Ils resteront visibles jusqu'en 1685, où l'on pourra de nouveau les voir s'évanouir, au commencement de mars5). À partir de ce moment la planète sera vuc ronde durant toute une année, excepté à l'époque où elle devient invisible à cause du Soleil. De sorte qu'elle ne recouvrera ses bras qu'au mois de mars de l'année suivante 1686, mais leur accroissement sera minime pendant cette période de visibilité de la planète6). Je trouve que le lieu de Saturne vu du Soleil tombe en ♍ à 20½^o le deuxième jour de septembre de l'année 1685, d'où suivent nécessairement les vicissitudes prédites.

C'est en 1701, le 15 juin, que le lieu de Saturne vu du Soleil revient au même point, c'est-à-dire au point situé en ♍ à 20½^o. Il s'ensuit qu'il paraîtra rond vers la fin de l'année 1700 et le commencement de 1701, avant son coucher héliaque, et que plus tard aussi, lorsqu'il sera sorti des rayons du Soleil, il conservera la même figure jusqu'au commencement de l'année 1702; depuis ce moment jusqu'au coucher héliaque des bras minces pourront peut-être être aperçus. Ce qui est hors de doute c'est qu'au mois de mai de la même année, lorsqu'il sera de nouveau devenu visible, on les trouvera revenus.

vel ♓; senis mensibus qui id tempus praecedunt totidemque sequentibus brachia nulla percipi posse manifestum erit; quoniam scilicet in menses singulos gradu uno Planetae locus ex Sole promovetur. Praeterquam quod aliquando uno etiam atque altero mense citius rotunda phasis existet, aliquando tanto diutius videri perseverabit; si nempe quadrante caeli per id tempus Saturnum à Sole distare contingat, locusque Planetae eccentricus, ea qua diximus lege, praecedat vel sequatur ♍ aut ♓ gr. 20.30′.

Secundùm haec igitur, quoniam in gr. 20,30′ ♓ incidit locus eccentricus die 12 Jan. 1672, existimo anno 1671 & 1672 Saturnum brachiis cariturum; non toto utriusque anni tempore, sed hoc pacto, ut mensibus quidem Aprili, Majo, Junioque anni 1671, nondum iis spoliatus cernatur, sed tenuia etiamnum utrinque+ extent qualia sub finem anni 1656 observavimus1). Julio autem aut Augusto gracilescant prorsus tandemque dispareant & rotundum Saturnum relinquant2). Quo vultu non tantum ad Heliacum occasum usque conspiciendus erit, hoc est usque ad finem Februarij anni 1672; sed eundem quoque exoriens rursus mense Aprili referet, nec amittet nisi Julio mense aut Augusto3). Circa hoc enim tempus adcrescere denuo brachia cernentur, ac paulatim evidentiora fieri; tandemque etiam singula prope medium Saturni orbem bifida evadent, quemadmodum ab anno 1656 deinceps augeri ea vidimus4).

+ Manebunt autem ad annum usque 1685, quando rursus | evanescentia spectare continget, nempe circa Martij initium5). Inde rotundus planeta observabitur per annum integrum, excepto eo tempore quo propter Solem delitescit. Adeo ut mense Martio sequentis anni 1686 brachia demum recuperaturus sit, sed tenui tantum incremento quandiu illa vice visendus erit6). Locum Saturni ex Sole reperio in gr. 20½ ♍ die secunda Sept. anni 1685, unde praedictas vicissitudines consequi necesse erat.

Rursus verò anno 1701, 15 Jun. redit Saturni locus ex Sole ad ♓ gr. 20,30′. Unde circa finem anni 1700, principiumque 1701, priusquam Heliace occidat, rotundus lucebit, ac porro quoque ubi jam ex Solis radiis emerserit, ea facie permanebit ad initium usque anni 1702: à quo tempore ad occasum usque Heliacum tenuia fortasse brachia cerni poterunt. Absque dubio autem, mense Majo ejusdem anni, cum denuo observari coeperit, restituta invenientur.

Et ainsi dans la suite la forme ronde se présentera tous les quatorze ou quinze ans, c'est-à-dire deux fois dans le cours de chaque révolution de Saturne dans son orbite: car il ne peut jamais passer ses points équinoctiaux sans perdre ses bras. Tout le monde pourra donc facilement, en suivant nos traces, prédire les époques exactes des changements de forme considérés et cela même avec plus de certitude lorsqu'on aura vu réapparaître les anses de Saturne.

Nous souhaitons d'ailleurs que tous les Astronomes s'appliquent à observer les transitions considérées ici de la forme ailée à la forme ronde. S'ils constatent à l'avenir que dans la prédiction de ces transitions nous nous sommes écartés de la vérité ou point du tout ou fort peu seulement, ils reconnaîtront aussi sans doute que les causes naturelles et véritables de ces phénomènes leur ont été expliquées. Mais s'il paraîtra que nous nous sommes trompés de beaucoup, de sorte que la planète sera vue en possession de ses bras à une époque où d'après notre jugement elle devait en être totalement dépourvue, ce sera une raison pour croire que certaines circonstances ayant rapport à la phase ronde nous sont restées cachées, circonstances que peut-être nul homme au monde ne parviendra à comprendre. Qu'ils ne jugent point cependant que pour cette raison l'hypothèse de l'anneau doive être rejetée aussi longtemps que cette hypothèse rendra exactement compte, comme cela a été le cas jusqu'ici, des autres phénomènes relatifs aux anses que l'on observera.

Dans le cas des phases ailées de Saturne, vu qu'il ne s'y rencontre aucun changement tellement brusque, il n'était pas nécessaire de distinguer aussi exactement que dans le cas de la phase ronde, les époques des différents aspects: il suffit de savoir en général que la phase la plus large des anses se présente entre deux phases rondes+ vers le milieu de cet intervalle; de sorte que cette phase-là doit réapparaître vers 1663 et 1664, de même vers 1678 et 1679; et plus tard vers 16931). Car dans les autres années intermédiaires entre celles-ci l'ellipse de l'anneau sera vue d'autant plus étroite que le temps de la phase ronde sera plus proche. Par ce qui précède nous avons donc exposé complètement les causes et les époques relatives aux aspects de Saturne.

Maintenant il ne paraîtrait peut-être pas étranger à la nature de notre sujet si, de même que nous avons jusqu'ici regardé le système de Saturne de notre point de vue terrestre, nous transportions ensuite notre contemplation au globe de Saturne lui-même, et que nous examinions, comment se présente là-bas l'aspect de l'univers, quels doivent y être les intervalles des années, des mois et des jours, comment l'été et l'hiver s'y succèdent, et surtout quels effets doit avoir l'anneau qui entoure la planète pour ceux qui l'habitent2): car il doit parfois priver certains habitants durant un grand laps de temps de l'aspect du Soleil, d'autres fois diminuer les ténèbres nocturnes, s'élevant au-dessus de leur horizon sous la forme d'un arc lumineux.

Atque ita porro singulis quatuordecim aut quindecim annis, nimirum bis ad singulas Saturni in sua orbita revolutiones, rotunda forma conspicienda dabitur; neque enim unquam aequinoctij sui locos transire quin brachia amittat potest. Ac facile quidem accurata mutationum ejusmodi tempora vestigiis nostris insistendo, quilibet inposterum praefiniet, certiusque etiam ubi renascentes Saturni ansas conspexerit.

Caeterum ad eos observandos, quos hic adnotavimus, alatae formae ad rotundam transitus, Astronomos omnes intentos esse cupimus. In quorum praedictione si à veritate aut nihil aut pauxillum tantum aberrasse nos invenient, tum procul dubio causas quoque horum phaenomenôn germanas qualesque revera sunt sibi+ explicitas credant. Sin |longè hallucinati fuerimus, adeo ut brachiis praeditus planeta cernatur, quo tempore ex sententia nostra vel maximè iis carere deberet; indicio id erit, quaedam circa rotundam phasin accidere nobis nondum satis perspecta, nec ulli mortalium forsitan pervidenda. Nec tamen annuli propterea hypothesin rejiciendam existiment, quandiu reliquis quae circa ansas animadvertentur ad amussim, uti hactenus, consentiet.

Porro in hisce ansatis Saturni phasibus, cum nulla adeo subita mutatio locum habeat, ideo nec tempora singularum tam accuratè ut in rotunda distinguere necesse fuit; sed in universum scire sufficit, phasin ansarum latissimam medio+ tempore inter duas rotundas incidere; ut proinde circa annum 1663 & 1664 illa reversura sit; iterumque anno 1678 & 1679; ac postea anno 16931). Reliquis enim inter istos intercedentibus annis, tanto angustior annuli ellipsis cernetur, quanto magis rotundae phaseos tempus imminebit. Et hactenus quidem eorum quae circa Saturnum observantur causas ac tempora digessimus.

Nunc fortasse haud alienum proposito videatur, si quemadmodum ex nosta hac statione hucusque systema ejus contemplati sumus, ita ad ipsius Saturni globum deinceps cogitationem transferamus, atque illud dispiciamus, qualis inde universi facies, quaenam futura sint intervalla annorum mensium ac dierum, quaeve aestatis hyemisque vicissitudo, ac praesertim qualia ob annulum planetae circundatum contingere eum inhabitantibus necesse sit2): ut nonnunquam longo tempore aliquos conspectu Solis privet, aliàs rursum nocturnas tenebras imminuat, arcus lucidi specie horizonti illorum superstans. Verum eo labore supersedere rectius

Je pense toutefois qu'il vaut mieux s'abstenir de ce labeur, d'abord parce qu'il ne sera pas difficile aux gens versés en Astronomie de considérer tous ces détails eux-mêmes et de se les imaginer, ensuite aussi parce que parmi ceux-là mêmes (pour ne pas parler des autres) il doit y en avoir beaucoup à qui une recherche de ce genre semblerait oiseuse et vaine, et cela d'autant plus, plus ils jugent absurde de croire que des êtres doués de quelque raison peuvent habiter Saturne et les autres Planètes.

+ Mais ce qui semble valoir la peine, c'est de soumettre ici aux astronomes nos idées sur les dimensions de Saturne et sa distance de la terre, puisque d'abord nous avons cherché ces quantités autrement qu'on n'a l'habitude de le faire et que d'autre part nous arrivons sur leurs grandeurs à des résultats assez différents. En effet, il faut croire que cette petite sphère entourée d'un anneau, que nous avons observée seulement en dimensions exiguës, a un diamètre à peu près quinze fois1) plus grand que celui de cette terre que nous habitons; et qu'elle est distante de nous, lorsqu'elle est le plus proche, de 100344 diamètres terrestres et lorsqu'elle est le plus loin, de 122000 diamètres2). Nous déduisons ces chissres du calcul suivant.

Copernic dans son système nouveau et divinement inventé nous a appris quelles proportions ont entre elles les diverses distances des Planètes au Soleil; quant à leurs diamètres apparents on constate au moyen du télescope combien de fois les uns sont plus grands que les autres. Comparant donc eux les deux groupes+ de rapports, tant ceux des distances que ceux des grandeurs apparentes, les vraies grandeurs relatives des planètes, ainsi que leurs grandeurs par rapport au Soleil se laissent calculer. Quant à Saturne, le diamètre de son anneau, lorsqu'il est à sa plus petite distance de nous, est vu sous un angle de 68″3), car c'est la plus grande valeur que nous avons trouvée pour cet angle4), et comme cette plus petite distance de Saturne est environ huit fois plus grande que la distance moyenne du Soleil, il s'ensuit que si Saturne se trouvait à une distance de nous égale à la distance moyenne du Soleil, le diamètre de son anneau paraîtrait alors huit fois plus grand que maintenant, c'est-à-dire de 9′ 4″. Or, le diamètre du Soleil à sa distance moyenne est de 30′ 30″. Le rapport du diamètre de l'anneau de Saturne au diamètre du Soleil sera donc en vérité de 9′ 4″ à 30′ 30″, c'est-à-dire de 11 à 37 environ. Mais le rapport du diamètre de Saturne lui-même (que nous avons dit plus haut être au diamètre de l'anneau comme 4 est à 95), c'est-à-dire à peu près comme 5 est à 11) au diamètre du Soleil sera un peu plus petit que 5 : 376).

Il n'est pas possible de déterminer aussi certainement la grandeur du diamètre de Saturne comparé avec celui de la Terre. Les Astronomes cherchent à résoudre ce problème comme suit: ils expriment d'abord l'intervalle qui sépare la terre du

+ arbitror, tum quod Astronomiae gnaris sin|gula haec expendere, sibique ob oculos ponere, non sit difficilè futurum; tum quod in his ipsis multi sint, (ut alios mittam) quibus otiosa & inanis ejusmodi disquisitio videretur; ac tanto quidem magis, quanto absurdius putant ut animantia aliqua ratione praedita Saturnum ac reliquos Planetarum incolere credamus.

De magnitudine autem Saturni ejusque à terris distantia operae pretium videtur+ ut sententiam nostram his subjiciamus, siquidem & alio modo illas inquisivimus quam quo fieri solet, & aliquanto aliter de utraque statuimus. Nempe sphaerulam illam annulo cinctam quam sub exiguis modo lineamentis spectavimus, diametrum quindecies circiter1) majorem habere, quam nostra haec in qua degimus terra, putandum est; abesse autem à nobis, cum proxima est, terrae diametris 100344; cum longissimè distat, 1220002). Quae quidem sequenti ratiocinio nituntur.

Docuit nos novo suo ac divinitus invento systemate Copernicus, quamnam inter se proportionem servent singulorum à Sole Planetarum distantiae, apparentes vero eorundem diametri quanto aliae aliis majores sint telescopii ope innotescit. Collatis ergo invicem rationibus utrisque, tum distantiae tum magnitudinis apparentis, vera inde planetarum ad se mutuo, nec non ad Solem magnitudo cognoscitur. Et ad Saturnum quod attinet, primùm annuli ejus diameter, quum in+ minima à nobis distantia comprehendatur angulo sexaginta & octo scrupulorum secundorum3); talem enim ad summum reperimus4); cumque minima haec Saturni distantia ad mediocrem Solis distantiam sit fere octupla; sequitur, si tam propinquus nobis fieret Saturnus quam Sol in distantia mediocri, apparituram tunc+ annuli diametrum octuplam ejus quae nunc apparet, hoc est 9′,4″. | Solis autem diameter in media distantia est 30′,30″. Ergo revera ea erit proportio diametri annuli Saturnij ad diametrum Solis quae 9′,4″, ad 30′,30″, hoc est, fere quae 11 ad 37. Diameter verò Saturni ipsius, quam superius diximus ad annuli diametrum se habere ut 4 ad 95), hoc est fere ut 5 ad 11, ad diametrum Solis erit paulo minor quam 5 ad 376).

Quanta vero sit Saturni diameter ad Telluris diametrum collata haud aeque certo definiri potest. Astronomi ita hoc investigant, ut primò intervallum inter terram ac Solem ad certum terrestrium diametrorum numerum revocent, inde

Soleil en diamètres terrestres, ensuite ils en tirent le rapport cherché des dimensions. Mais en évaluant cette distance de la terre au Soleil ils diffèrent beaucoup entre eux; ce qui n'est pas étonnant, vu qu'aucune méthode tolérable de mesurer cette distance n'a encore été trouvée. Car soit qu'ils s'efforcent de l'obtenir par les Éclipses, soit par les dichotomies de la Lune, il peut aisément être démontré que ces efforts doivent être vains. C'est pourquoi il me semble qu'il ne reste qu'une seule méthode (que je vais expliquer) pour se former une idée du moins vraisembable de la grandeur et de la distance de toutes les Planètes par rapport aux dimensions de la terre. Qu'on observe avec le télescope les diamètres apparents des Planètes; qu'on cherche ensuite la grandeur de chacune d'elles comparée avec celle du Soleil, comme nous venons de le faire tantôt pour Saturne; qu'on adopte ensuite, ayant tout considéré, pour grandeur de la. Terre par rapport aux autres celle qui semble s'accorder le mieux avec l'ordre et la bonne disposition de tout le système. De cette façon, le rapport des diamètres de la Terre et des autres Planètes à celui du Soleil étant déterminé, attendu qu'on sait aussi de combien de ses diamètres le Soleil est éloigné de nous (ce qu'on tire de l'angle correspondant à son diamètre apparent), la grandeur de la terre par rapport au Soleil sera désormais connue; et en même temps la distance du Soleil, tant de la terre que des autres Planètes, sera exprimable en diamètres terrestres. Il nous plaît donc de suivre maintenant cette voie, c'est-à-dire d'examiner de la même manière dont nous avons tout à l'heure comparé Saturne avec le Soleil, ce qui se rapporte aux autres planètes.

+ Le diamètre de Jupiter, lorsqu'il est le plus proche de nous, me semble être de 64″1); et comme cette plus petite distance de Jupiter à la Terre est à la distance moyenne du Soleil comme 26 à 52), on trouve par la proportion 5 : 26 = 64″: autre chose, la grandeur 5′35″ pour l'angle sous lequel serait vu le diamètre de Jupiter, lorsqu'on se l'imagine placé aussi loin de nous que le Soleil à sa distance moyenne. Or, le Soleil est vu d'ici avec un diamètre de 30′30″. Celui de Jupiter est donc à celui du Soleil comme 5′35″ est à 30′30″, c'est-à-dire comme un peu plus de 1 est à 5½3).

+ J'ai aussi mesuré exactement le diamètre de Vénus4) en suivant la méthode que j'expliquerai plus tard5) et j'ai trouvé que lorsqu'elle est à sa plus petite distance de la terre, elle ne sera pas plus grande que 85″6). Or, cette distance de Vénus en son périgée est à la distance moyenne de la Terre au Soleil environ comme 21 est à 82. Si Vénus se trouvait auprès du Soleil, son diamètre paraîtrait donc mesurer 21″46‴. Il en résulte que le diamètre de Vénus est à celui du Soleil comme 21″46‴ est à 30′30″, c'est-à-dire comme 1 est à 847).

+ Quant au diamètre de Mars, lorsqu'il est le plus proche de la Terre, j'ai trouvé qu'il n'excède pas 30″8), quoique par une observation moins exacte que celles

quaesitam magnitudinum rationem eliciant. At in illo Solis terraeque taxando intervallo nimium quantum inter se dissentiunt; nec mirum, quum nulla adhuc tolerabilis methodus ad dimetiendum hoc spatium reperta sit. Nam sive per Eclipses sive per Lunae dichotomias id deprehendere conentur, facile ostendi queat inanem operam sumi. Quare mihi quidem unica illa, quam dicam, ratio reliqua esse videtur, qua saltem verisimiliter de Planetarum omnium ad terram magnitudine ac distantia statui possit. Telescopio diametri Planetarum apparentes explorentur; ex his singulorum deinceps ad Solem comparata magnitudo investigetur, ut de Saturno modo exemplum dedimus; omnibusque perpensis, ea Telluris ad caeteros assumatur magnitudo, quae totius systematis ordini aptaeque dispositioni quàm maxime congruere videbitur. Ita cum proportio diametrorum Telluris ac reliquorum Planetarum ad Solis diametrum constituta fuerit, constetque insuper quot suis diametris Sol à nobis distet, ex angulo videlicet quem subtendit diameter ejus apparens, jam terrae quoque ad Solem magnitudo nota erit; atque+ unà Solis distantia, tum | à terra tum à caeteris Planetis, Terrae diametris aestimabitur. Hanc itaque nunc viam ingredi placet, ideoque sicut Saturnum cum Sole modo comparavimus, ita de reliquis quoque simile examen instituemus.

Jovis diameter, cum proximè nobis adest, sexaginta quatuor secunda scrupula1)+ comprehendere mihi videtur; quumque haec ejus distantia ad mediam Solis distantiam sit ut 26 ad 52), hinc si fiat ut 5 ad 26 ita 64″ ad aliud, invenientur 5′,35″, amplitudo anguli quem obtineret Jovis diameter si tam propinquus nobis fieri intelligatur atque Sol in distantia mediocri. Sol autem hîc apparet diametro 30′,30″. Ergo Jovialis diametri ad Solarem haec proportio erit quae 5′,35″ ad 30′,30″, hoc est paulo major quam 1 ad 5½3).

Accuratè etiam diametrum Veneris dimensus sum4), ea quam postmodum+ exponam methodo5), invenique cum terris proxima est, non majorem fore quam octoginta quinque secundorum scrupulorum6). Est autem distantia haec Veneris perigaeae ad mediam Solis à Tellure distantiam circiter ut 21 ad 82. Ergo si apud Solem Venus consisteret appareret ejus diameter duntaxat 21″,46‴. Unde constat ita esse diametrum Veneris ad Solis diametrum ut 21″,46‴ ad 30′,30″, hoc est ut 1 ad 847).

At Martis diametrum terris proximi non excedere 30″ deprehendi7), etsi obser-+

par lesquelles j'ai trouvé les quantités correspondantes pour Saturne, Jupiter et Vénus: je n'avais pas encore inventé la bonne méthode lorsque Mars atteignit la dernière fois son périgée1). Il en résulte, attendu que la plus petite distance de Mars est à la distance moyenne du Soleil comme 15 est à 41, que le rapport du diamètre de Mars à celui du Soleil est environ de 1 à 1662). De cette façon Mars devient deux fois plus petit que Vénus selon le diamètre. Il est donc manifeste que chez les Planètes la règle que les plus éloignées du Soleil sont aussi les plus volumineuses n'est pas partout observée, car la sphère de Jupiter a été elle aussi trouvée plus grande que Saturne sans anneau. C'est pourquoi l'on peut moins certainement évaluer la grandeur de la Terre par rapport aux autres Planètes. Car si les grandeurs des Planètes leur eussent été assignées d'après leur rang, de sorte que Saturne fût plus grand que Jupiter, Jupiter plus grand que Mars, Mars plus grand que Vénus, et Vénus que Mercure, on en pourrait conclure presqu'avec certitude que la grandeur de la Terre est intermédiaire entre celles de Mars et de Vénus. Mais comme on constate le contraire chez quelques-unes d'elles, il n'est pas aussi évident ce qu'il faut conclure. Néanmoins pour que l'harmonie du système entier puisse être conservée autant que cela peut se faire, il paraît après tout le plus raisonnable d'admettre que, comme la Terre est placée entre Mars et Vénus par rapport aux distances, elle occupe également une place intermédiaire par rapport à la grandeur. Nous avons dit que le diamètre de Mars est 1/166 du diamètre du Soleil, et celui de Vénus 1/84. Prenant donc pour diamètre de la Terre la moyenne3) de ces deux diamètres, nous trouvons qu'il est 1/111 de celui du Soleil4). Or, nous avons trouvé5) que les 5/37 de ce dernier sont égaux au diamètre de Saturne; le diamètre de Saturne contiendra donc 15 fois6) celui de la Terre et celui de l'anneau contiendra le même diamètre de la Terre environ 34 fois. On arrive donc de cette façon à reconnaître la grandeur merveilleuse de ces corps: elle surpasse de beaucoup ce que d'autres ont enseigné jusqu'à ce jour.

Ceci étant établi, l'intervalle qui sépare la Terre du Soleil devra aussi nécessairement être plus grand que le résultat de toutes les évaluations antérieures. En effet, si le diamètre de la terre est 1/111 de celui du Soleil; et que le diamètre du Soleil est égal à 1/113 de sa distance moyenne de nous, comme cela résulte de ce que son diamètre apparent est de 30′ 30″, le diamètre de la Terre sera nécessairement 1/12543 de sa distance du Soleil7). Enfin, comme la plus petite distance de Saturne est presque 8 fois plus grande que la distance moyenne du Soleil, la

vatione non tam exacta quam qua in Saturno Jove & Venere usus sum, quippe cujus rationem novissimo Martis ad Tellurem accessu1) nondum inveneram. Unde quum distantia Martis minima sit ad mediocrem Solis ut 15 ad 41; colligitur ratio diametri Martis ad diametrum Solis ea circiter quae 1 ad 1662). Mars itaque duplo+ minor Venere secundum diametrum hac ratione effici|tur. Atque adeo manifestum est in Planetis non ubique eum servari ordinem, ut qui remotiores à Sole sunt iidem quoque majori sint mole: nam & Jovis sphaera Saturno sine annulo major inventa est. Quo fit ut minus liquido de Terrae ad caeteros Planetas proportione aestimatio iniri possit. Nam si pro ratione ordinis magnitudines essent attributae, ut Saturnus Jove major esset, Jupiter Marte, hic Venere, haec Mercurio; inde quidem penè certo colligere liceret, Telluris magnitudinem esse inter Martem Veneremque mediam. Cum verò in aliquibus contrarium deprehendatur, non aequè quid sequendum sit apparet. Veruntamen ut quatenus fieri potest totius systematis concinnitas observetur, id nunc quoque maximè consentaneum videtur, ut sicut loco media Terra est inter Martem & Venerem, ita quoque sit magnitudine. Martis diametrum diximus diametri Solis esse 1/166; Veneris vero diametrum 1/84. Inter utramque mediam3) igitur terrae diametrum ponendo fiet ea 1/111 diametri Solis4). Hujus autem 5/37 diametro Saturni aequales repertae sunt5); ergo Saturni diameter Telluris diametrum continebit quindecies6), diameter vero annuli Saturnij eandem Telluris diametrum circiter trigesies & quater. Unde eximia horum corporum magnitudo cognoscitur; quae sane omnem ab aliis hactenus traditam facile exuperat.

Hinc verò & intervallum inter Terram ac Solem necessario omnium existimatione majus conflabitur. Si enim diameter terrae diametri Solis 1/111 continet; Solis autem diameter suae à nobis mediae distantiae 1/113 aequat, uti sequitur ex eo quod diameter ejus observetur 30′,30″; erit certè Terrae diameter 1/12543 distantiae quae est inter ipsam ac Solem7). Deinde cum Saturni minima distantia+ sit ad mediam Solis distantiam ferme octupla, hinc Saturni cum Terrae proxi|mus

distance minimum de Saturne doit être estimée à 100344 diamètres terrestres; la distance maximum à 122000 diamètres environ1).

J'avoue que ce calcul repose jusqu'ici sur une base peu solide, attendu que nous avons pris la grandeur de la Terre moyenne entre celles de Mars et de Vénus, sans autre argument que celui tiré de la vraisemblance, et que nous avons pu de cette façon nous écarter aisément de la vérité de quelques milliers de diamètres terrestres. Mais même si nous admettons avoir calculé les intervalles en question peut-être deux fois plus grands ou plus petits qu'ils ne sont en réalité, ou même trois fois plus grands ou plus petits, il ne faut néanmoins pas juger insignifiant le fait que nous avons du moins pu les déterminer avec ce degré d'exactitude, vu qu'il n'existe pas d'autre méthode où l'on n'aurait pas à craindre une erreur même dix fois plus grande. C'est là du moins ma conviction. Quant au reste du calcul, par lequel nous avons comparé les diamètres des Planètes avec celui du Soleil, il faut savoir qu'il n'y a là rien d'arbitraire, mais qu'il provient avec certitude des données. Prenant donc pour les diamètres apparents des Planètes les valeurs observées par nous, comme nous l'avons dit, il est impossible que le rapport du diamètre solaire à celui de l'anneau entourant Saturne ne soit pas de 37 à 11,+ et celui du diamètre solaire au diamètre de Saturne lui même, de 37 à 5, au diamètre de Jupiter, de 11 à 2, à celui de Mars, de 166 à 1, à celui de Vénus de 84 à 1. Je ne donnerai pas de chiffres relatifs à Mercure avant que de l'avoir bien mesuré, ce qui ne m'a pas réussi jusqu'ici, d'une part à cause de l'exiguité de cet astre, et de l'autre parce qu'on le trouve en général près de l'horizon, où les vapeurs surgissant de la Terre empêchent par une certaine réfraction vacillante sa forme d'être limitée par un contour nettement défini2). Il appert aussi que le diamètre du globe de Saturne est à celui de Jupiter comme 55 est à 74, que le premier contient le diamètre de Mars plus de 22 fois, et qu'il est à celui de Vénus comme 34 : 3. De plus que le diamètre de Jupiter est plus de trente fois supérieur à celui de Mars, et plus de quinze fois à celui de Vénus, enfin que le diamètre de Mars est environ la moitié de celui de Vénus. Tous ces rapports demeurent fermes et certains, quelle que soit la valeur attribuée à la distance du Soleil à la Terre, pourvu qu'on conserve les diamètres apparents tels que nous les avons donnés. Reste à dire comment nous les avons observés, d'autant plus que nous nous écartons parfois beaucoup de l'opinion d'autrui: par exemple lorsque nous donnons pour le diamètre de Vénus une valeur trois fois plus petite que celle donnée par Riccioli3) qui cependant paraît avoir examiné ces questions avec beaucoup de soin4). Notre artisice donc est le suivant.

+ Il y a dans les télescopes pourvus exclusivement de verres convexes un certain endroit5) situé de l'oeil6) à une distance deux fois plus grande environ que l'ocu-

est, distantia habebitur diametrorum terrestrium 100344; cum verò plurimum aberit, circiter 1220001).

Fateor equidem lubrica eatenus ratione haec niti, quatenus nimirum Terrae magnitudinem inter Martem Veneremque mediam adsumsimus, nullo nisi verisimilitudinis argumento: adeoque vel millenis aliquot Terrae diametris facile à veritate aberrari potuisse. Verùm ut jam duplo majora minorave quam reipsa sunt intervalla ista definiverimus, aut triplo etiam; non tamen parum videri debet hactenus saltem mensuram eorum comprehendisse, quum alia nulla ratio suppetat qua non vel decuplo major error timendus sit. Ita enim omnino existimo. Ad reliquum verò calculum quod attinet, quo Planetarum diametros Solis diametro comparavimus, sciendum est nihil in eo conjecturae tribui, sed ex iis quae data sunt certa ratione illum procedere. Atque adeo positis iis Planetarum diametris apparentibus quas à nobis observatas diximus, non posse non Solis diametrum+ ad diametrum annuli Saturno circumdati sese habere ut 37 ad 11; ad diametrum vero Saturni ipsius, ut 37 ad 5; ad Jovis diametrum ut 11 ad 2; ad Martis ut 166 ad 1; ad Veneris ut 84 ad 1. De Mercurio non definiam priusquam ritè eum dimensus fuero; quod hactenus non successit, cum ob exilitatem sideris, tum quod horizonti plerumque vicinum inveniatur, ubi vapores è Terra surgentes tremula quadam refractione figuram ejus praeciso ambitu terminari non sinunt2). Patet autem & Saturnij globi diametrum ad diametrum Jovis rationem habere quam 55 ad 74: diametrum vero Martis continere amplius quam vicies & bis, ad Veneris diametrum esse ut 34 ad 3. Jovis item diametrum diametri Martis amplius quam trigecuplam esse; diametri vero Veneris amplius quam quindecuplam; ac+ denique Martis diam. ad diametrum Veneris circiter subduplam. Quae om|nes proportiones ratae fixaeque permanent, quantacunque distantia Solem inter ac Telurem statuatur, si modo apparentes diametri quales tradidimus retineantur. Hasce autem quo modo observaverimus denique dicendum est, atque eo magis quod longè ab aliorum sententia alicubi recedamus: veluti cum Veneris diametrum triplo minorem asserimus quam à Ricciolo definita est3), qui tamen summa cura circa haec versatus videtur4). Nostrum igitur artificium est hujusmodi.

Locus quidam5) est intra tubos qui solis convexis vitris instructi sunt, circiter+ altero tanto amplius quàm convexum oculare ab oculo6) distans; quo in loco si

laire convexe, tel que si l'on place en cet endroit à l'intérieur du tube un objet aussi sin et aussi petit qu'on veut, celui-ci est vu distinctement et avec un contour extrêmement net, de sorte qu'il soustrait à la vue, proportionnellement à ses dimensions latérales, une partie d'un objet lumineux, comme par exemple de la Lune, regardé avec le télescope. Déterminé exactement, pour ceux dont les yeux n'ont aucun défaut, cet endroit tombe au foyer de l'oculaire convexe; pour un myope le point doit être pris un peu plus près; un peu plus loin au contraire pour ceux qui ne voient distinctement qu'à grande distance; ce que l'expérience peut montrer immédiatement. Si donc l'on place ici pour commencer un anneau1) avec une ouverture un peu plus petite que la lentille près de l'oeil, l'ouverture entière du télescope, c'est-à-dire l'espace circulaire qu'on embrasse au ciel d'un seul regard, est limité par un contour net. Il faut examiner d'une façon ou d'uneautre combien de minutes le diamètre de cet espace comprend; cela se fait le mieux en observant le passage d'une étoile; on compte le temps de passage par le nombre des oscillations du fil à plomb ou bien au moyen de notre Horloge à pendule récemment inventé2), le télescope restant durant ce temps immobile. En effet, nous savons qu'en 4 minutes horaires un degré du ciel, et une petite quantité de plus, passent3); par conséquent, si par exemple on a compté 69 secondes pendant qu'une étoile fixe parcourt tout le champ du télescope, il en résultera que cette ouverture du télescope comprend 17¼ minutes, comme c'était le cas pour le nôtre4). Ceci étant trouvé, il faut préparer quelques baguettes de cuivre ou d'une autre substance, de largeur graduellement diminuante, et perforer le tube des deux côtés aux environs du point nommé un peu plus haut, afin qu'en ce point même des baguettes transversales puissent être placées devant l'oeil de l'observateur. Lorsque nous voulons mesurer le diamètre d'une Planète, nous introduisons donc une baguette à l'endroit nommé; et il s'agit d'observer quelle largeur de baguette suffit pour cacher toute la Planète5). Car si l'on prend ensuite cette largeur entre les pointes bien fines d'un compas et qu'on la compare avec la largeur de l'ouverture toute entière, le diamètre apparent de la Planète sera+ connu par un calcul facile. Ainsi nous avons trouvé le 29 décembre 1658 qu'au diamètre de Vénus correspondait une baguette dont la largeur était 1/20 de celle de toute l'ouverture6); or, celle-ci, comme nous l'avons dit, était de 17′ 15″. Le diamètre de Vénus était donc de 51″ 45‴. Quant à sa distance, elle était à sa plus petite distance de la Terre environ comme 27 à 16, son diamètre lorsqu'elle est en son périgée est donc de 87″ 20‴. Nous avons de nouveau observé le diamètre de Vénus le 8 mars 1656, à 6 heures du matin7): elle était égale à 4/67 de l'ouverture du télescope. Elle était donc de 61″ 30‴. Or, sa distance en ce temps

quid intra tubi cavitatem visui objiciatur, quantumvis subtile aut exiguum, id distinctè prorsus ambituque exquisitè terminato conspicitur, atque ita pro ratione latitudinis suae partem aliquam rei lucidae, velut Lunae per telescopium spectatae, visui subducit. Exacta loci determinatio, his quibus nullo vitio visus laborat, in focum convexi ocularis cadit; myopi aliquanto propinquius punctum accipiendum est, contraque, qui tantum à longinquo clare vident, paulo remotius; quod experientia protinus docere potest. Hîc igitur si primò annulus statuatur1) cum foramine paulo angustiore quam sit vitrum ipsum oculo proximum, eo tota tubi apertura, sive spatium circulare quod uno obtutu in caelo detegitur, praecisâ circumferentiâ descriptum habetur. Cujus spatij diameter, quot scrupula comprehendat, aliquo pacto inquirendum est, atque optimè quidem ex transitu sideris alicujus, cujus tempus numeretur vibrationibus perpendiculi, vel ope Horologij nostri oscillatorij nuper inventi2), telescopio interim immoto manente. Scimus enim 4 scrupulis horariis unum caeli gradum & exiguum quid amplius transire3): ideoque si verbi+ gratia numerentur scrupula secunda 69 interea dum stella | quaedam fixa totam telescopij capacitatem emetitur, argumento id erit 17¼ scrupula prima, telescopij hujusmodi apertura comprehendi, sicut nostro evenit4). Quo invento virgulam unam atque alteram ex aere aliave materia parare oportet, decrescente paulatim latitudine, tubumque perforare utrinque circa locum illum paulo ante memoratum, quo possint in ipso ejus puncto virgulae transversae ante oculum obtendi. Cum igitur Planetae alicujus diametrum metiri cupimus, adhibitâ eo quo diximus loco virgulâ, notandum est quaenam hujus latitudo totum Planetam contegere possit5). Eâ enim latitudine acuto deinde circino acceptâ, atque ad totius foraminis amplitudinem collatâ, Planetae diameter apparens facili ratiocinio innotescet. Sic die 29 Dec. 1658 diametro Veneris invenimus convenire virgulam cujus+ latitudo aequabat 1/20 totius foraminis6): est autem hoc, uti diximus, 17′,15″. Ergo Veneris diameter erat 51″,45‴. Distantia autem Planetae ad minimam suam à Terris distantiam se habebat circiter ut 27 ad 16, ergo diameter ejus terris proximae efficitur 87″,20‴. Rursus anno 1659, 8 Mart. hora 6 mat. Veneris diametrum observavimus7) quae aequabat 4/67 aperturae telescopij. Ideoque erat 61″,30‴. Distantia autem eo tempore ad minimam Veneris à terris distantiam se habebat ut 430 ad 316, ergo diameter ejus maxima fit 83″,40‴. Sed & alias eadem

était à la plus petite distance de Vénus à la terre comme 430 est à 316, son plus grand diamètre est donc de 83″ 40‴. D'autres fois encore nous avons toujours, en nous servant de la même méthode, trouvé ce diamètre un peu plus petit ou un peu plus grand seulement; car nous avons souvent répété cette mesure1), et choisissant une valeur moyenne entre toutes les valeurs trouvées, nous avons pris, comme nous l'avons dit plus haut2), 85″ pour le plus grand diamètre de Vénus. Or, Riccioli l'avait évalué à 4′ 8″3); il l'estime donc trois fois plus grand que nous: sans doute il s'est trompé d'autant dans la simple évaluation à l'oeil, dont il a ici fait usage4). Car quant aux diamètres de Saturne et de Jupiter, qu'il a déterminés d'après une méthode plus sûre, savoir à l'occasion de leur approchement d'étoiles fixes5), il leur donne environ la même amplitude que nous; ses nombres sont cependant un peu supérieurs aux nôtres; en effet, il soutient que le plus grand diamètre de Saturne contient 72″, celui de Jupiter 68″, tandis que chez moi ils ont 68″ et 64″ respectivement6). Mais il est certain que notre méthode n'est pas plus sujette à erreur dans la mesure de Vénus que dans celle de Jupiter ou de Saturne. D'ailleurs Hevelius aussi affirme7) n'avoir trouvé, par une comparaison avec les taches de la Lune, le diamètre de Vénus que de 82″ lorsqu'elle se trouvait près du périgée, d'où il s'ensuit que le plus grand diamètre ne surpassera pas beaucoup la valeur trouvée par nous. Et ce qu'il y a de fort commode dans la méthode décrite par nous, c'est qu'il n'est nullement nécessaire d'attendre la conjonction de la Lune ou d'une étoile quelconque avec la planète que nous voulons mesurer, mais que cette méthode est toujours applicable. Elle ne s'applique pas seulement aux diamètres des planètes mais sera employée avec le même avantage pour décrire exactement les taches de la lune, et pour mesurer les distances des satellites de Jupiter. Cependant on doit savoir que pour mesurer les diamètres des planètes il faut se servir de télescopes longs et de première qualité. Et dans l'observation de Vénus et de Mercure il ne faut pas négliger d'enduire la lentille la plus proche de l'oeil d'une légère couche de suie, afin que le contour de la planète apparaisse plus nettement.

 

FIN.

methodo semper tantum paulo majorem minoremve invenimus, nam saepius examen hoc repetivimus1), atque ex omnibus medium quid sumentes, 85″ pro maxima Veneris diametro supra statuimus2). Hanc autem Ricciolus 4′,8″, taxavit3), atque adeo triplo quam nos majorem existimat, sed procul dubio nuda illa oculi aestimatione, qua hîc usus est4), in tantum deceptus fuit. Nam Saturni Jovisque+ diametros, quas methodo certiori, appulsu nimirum ad fixas5) inve|stigavit, eadem fere qua & nos amplitudine definiit, paulum tantum excedens: Saturni enim maximam 72″ continere asserit, Jovis item maximam 68″, quae mihi sunt 68″ & 64″6). Certum autem est non magis in Venere, quam in Jove aut Saturno dimetiendis, errori obnoxiam esse rationem nostram. Et Veneris quidem diametrum Hevelius quoque, ad Lunae maculas instituta comparatione, tantum 82″ se invenisse testatur7) cum circa perigaeum versaretur, unde diameter ejus maxima non multum sanè nostram superabit. Porro illud in methodo à nobis tradita commodissimum accidit, quod nec Lunae, nec sideris cujusquam conjunctionem, cum eo quem metiri volumus planeta, opperiri necesse est, sed omni tempore ejus usus conceditur. Nec ad planetarum tantum diametros pertinet, sed ad lunares quoque maculas accuratè describendas, comitumque Jovialium distantias accipiendas rectissimè adhibebitur. Ad planetarum autem diametros longis atque optimae notae telescopiis opus esse sciendum est. Nec negligendum in Venere ac Mercurio, ut fuligine leviter inficiatur lens oculo proxima, quo perfectius planetae ambitus circùm terminetur.

 

FINIS.