Om Ole Rømers Opdagelse af Lysets Tøven

140 36 Jour de l’année h m s 1676 Aout 23, n° 236 8. 13. 0 en temps nioyen 44 involutions de 1 i 18h28m34s — 771 20. 51. 56 n° 314 5. 9. 56 en temps moyen + 15. 41 équ. de temps 1676 Nov. 9, n° 314 5. 25. 37 (temps vrai); l’heure obtenue, on le voit, est en avance sur l’heure observée (5h35m45s) d’environ 10 minutes (10“ 9s), comme le veut le Rapport de 1676. Quant å la durée moyenne de revolution, estimée par Ræmer å li 18b 28m 34s, on ne voit pas comment elle a été trouvée. En la calculant pour la période 1675 Juil. 20i 8h 28™ 17«-1676 Aout 23i8M3m(> qui contient: 399 i 23h 44m 43s et qui est immédiatement voisine de l’intervalle qui nous intéresse ici, on aurait: 1118h 28“> 36s. De deux choses l’une: ou Ræmer avail déjå calculé å une occasion antérieure, la durée moyenne de la revolution du satellite pour 1675 - 76, et cette valeur donnait, combinée avec celle que je viens d’indiquer, la moyenne li 18^ 28m 34«, de méme que nous avons combiné, pour 1673—74, les résultats de calculs relatifs å deux périodes synodiques voisines (voir la p. 13 du texte danois), — ou bien il a employé dans ses calculs la grandeur li 18h 28m 36s, qui donne un retard d’å peu pres 9 minutes, et non pas celui (de 10 minutes environ) qu’il annonce. Dans cette derniére hypothése, la valeur attribuée au retard dans le Rapport de 1676 ne serait qu’un nombre rond, et, å en juger par le caractére assez sommaire du compte rendu, cette possibilité n’est pas tout å fait exclue. Quoi qu’il en soit, il ressort de notre recherche relative å la durée moyenne de revolu- tion que pour trouver une valeur de cette grandeur, susceptible d’avoir été employée par Ræmer en vue de calculer d’avance, et sans tenir compte du retardement de la lumiére, les heures des éclipses du satellite, il faudrait la chercher å l’intérieur de revolutions synodiques de Jupiter pas trop distantes de la période pour laquelle il s’agit de la déterminer, pour cette raison que la moyenne en question n’est pas constante et qu’on n’avait pas pu établir les lois qui régissent ses variations. Nous allons maintenant examiner s’il est possible de conclure avec Ræmer, c’est-å-dire en nous basant sur les éclipses observées par lui en 1671, 1672 et 1673, å un espace de temps d’environ 22m qu’emploierait la lumiére å parcourir le diametre de l’orbite terrestre. Nous avons expliqué plus haul comment Ræmer å du s’y prendre, seion fonte proba- bilité, pour calculer le retard des éclipses pendant une période d’émersions et, d’autre part, leur avance pendant les périodes d’immersions; il nous reste done, pour résoudre le probléme que nous nous sommes posé, de déterminer la variation que subit la distance de la Terre å Jupiter pendant les périodes d’émersions ou d’immersions. Pour y arriver, nous devons répondre aux trois questions suivantes: Quelles sont les Tables astronomiques employées par Ræmer pour la determination des positions relatives des deux astres; de quelle méthode s’est-il servi pour les calculer; et avec quelle approxima- tion donnait-il les distances? A priori, il parait vraisemblable que Ræmer s’est servi des Tables Rodolphiennes: ses Adversaria nous apprennent que plusieurs années plus tard, en 1707, pour calculer un passage de Mercure sur le Soleil, c’est ces Tables qu’il a prises comme base de ses calculs, comparant ensuite le resultat ainsi obtenu avec celui que lui fournissaient les Tables de La Hire, publiées