DES COMÈTES , DES AÉROLITHES ET DES ÉTOILES FILANTES

Des Comètes .

Les comètes qui pendant si long-temps ont été des sujets de terreur, pour les peuples , lorsqu’on n’avait encore que des idées très-imparfaites sur leur grandeur , leur distance , et la nature de leurs mouvemens, ont été dépouillées de tout leur prestige depuis les progrès des connaissances astronomiques. Leur apparition, de même que celle des éclipses , est rentrée dans la classe des phénomènes ordinaires, lorsqu’on a su que ces corps étaient soumis aux mêmes lois que les autres astres, qu’on pouvait même prédire les retours de quelques-uns d’entre eux , et annoncer * après trois observations seulement , le chemin que chacun d’eux devait suivre en particulier dans le Ciel. Les astronomes, toujours attentifs aux phénomènes que présente la voûte céleste , aperçoivent aujourd’hui, au moyen de leurs instrumens , et par l’habitude qu’ils ont acquise , les comètes nouvelles long-temps avant le vulgaire, et il arrive souvent qu’ils ont calculé toutes les circonstances de leurs mouvemens, avant même que ces astres deviennent visibles à l’œil nu. Aussi la crainte

qu?inspirent les comètes , se trouve considérablement diminuée , et Ton ne verrait plus de nos jours , ces astres exorcisés par un chef de l’église , comme ils le furent autrefois par le pape Callixte IL

La crainte qui exagère tout ce qui se rattache aux causes qui la font naître , a produit anciennement les récits les plus extravagans sur l’apparition des comètes. Justin, en parlant des phénomènes qui annoncèrent la grandeur future de Mithridate , dit , qu’à la naissance de ce prince , une comète brilla, pendant soixante-dix jours , d’un éclat tel que tout le Ciel paraissait en feu ; qu’elle effaçait la lumière du Soleil , occupait le quart du firmament, et employait quatre heures à se lever et à se coucher. Nous ne nous arrêterons pas à rapporter d’autres récits non moins exagérés , nous nous contenterons d’observer que des apparitions aussi extraordinaires n’ont plus eu lieu, lorsque les descriptions en ont été faites plus tard par les astronomes mêmes.

Quand on observe une comète , au moyen des lunettes , on lui trouve ordinairement un noyau opaque, entouré d’une nébulosité , ou chevelure , qui paraît être son atmosphère. Souvent aussi la comète laisse derrière elle , dans la partie du Ciel opposée au Soleil, une queue lumineuse qui peut affecter dif férentes formes. Àppien paraît avoir indiqué le premier cette direction. Les comètes

étaient encore si peu connues de son temps , que l’on doutait si ce n’étaient point des météores qui se produisaient dans notre atmosphère. On a reconnu, depuis, que ces astres, qui se sont montrés jusqu’à présent toujours plus éloignés de nous que de la Lune, parcourent des ellipses trèsexcentriques ; peut-être même quelques-uns décrivent d es paraboles, au foyer commun desquelles se trouve le Soleil. Nous pouvons assurer, disonsnous , qu’il existe des comètes qui circulent dans *des ellipses , puisqu’on a pu calculer leurs retours avec assez de précision : tandis qu’on n’a pas les mêmes raisons pour soutenir qu’il en est qui décrivent des paraboles , et encore moins des hyperboles ; car lorsqu’une ellipse est très-excentrique , il est facile de confondre ses arcs avec des arcs de parabole.

On a cru reconnaître des phases à plusieurs comètes , et particulièrement à celle qui parut en 1682 : en sorte que les comètes pourraient être considérées comme des corps opaques. Quelques astronomes pourtant ont prétendu avoir distingué des étoiles à travers le noyau. Del ambre observe que l’effet de la réfraction a pu faire paraître sur le bord antérieur du disque une étoile qui était cachée par le noyau. Cependant la co mète de 1819 et celle à courte période , dont nous parlerons bientôt, ont passé sur le disque du Soleil, sans qu’on ait remarqué de tache pend ant leur passage.

Les c omètes présentent ordinairement très-peu de volume, et l’on pourrait révoquer en doute l’assertion d’Hévélius , qui prétend en avoir observé une dont le diamètre apparent était à-peuprès égal à celui de la Lune. Du reste , la grandeur d’une comète , de même que l’étendue de la queue , dépend de la distance de l'astre. On a vu des comètes qui présentaient des queues excessivement étendues, et qui soustendaient même des arcs de 90 degrés : d’autres en étaient entièrement dépourvues ; d’autres présentaient en même temps plusieurs faisceaux lumineux , quelquefois tourné du côté du Soleil , comme on l’a remarqué dans la comète du 2 3 janvier 1824. Cette dernière observation, qui ne s’accorde nullement avec celle d’Apien , s’est reproduite plusieurs fois. L’opinion la plus commune est que les queues des comètes sont produites par les vapeurs qui se forment à la surface de ces astres dans le voisinage du Soleil , et qui se dispersent ensuite dans l’espace. Il faut convenir cependant que cette hypothèse, qui paraît trèssimple au premier abord , n’explique pas avec une égale facilité tous les résultats des observations.

Comme les comètes circulent dans des ellipses très-excentriques, qui ressemblent beaucoup à des paraboles , et que ces dernières trajectoires sont plus faciles à calculer que les premières , les astronomes commencent , pour plus de simplicité, par supposer à la comète, dont ils veulent déter-

miner l’orbite , un mouvement parabolique. Il suffit alors d’employer, pour élémens du calcul, trois observations faites à certains intervalles de temps et avec la plus grande précision. Si l’on a ensuite des raisons de croire que l’astre décrit une ellipse plutôt qu’une parabole , on commence un nouveau calcul en employant quatre observations. Il existe différentes méthodes pour ce genre de calcul , et toutes sont plus ou moins longues. Les plus généralement suivies sont celles de Laplace, Olbers , Legendre , Gauss , Lagrange, etc. Il existe aussi une méthode baséç sur les règles de fausses positions , dont on ne se sert plus aujourd’hui. En calculant l’orbite d’une comète , on a principalement pour but de connaître : i° la ligne des nœuds ou la longitude de la ligne d’intersection de l’orbite de la comète avec l’écliptique ; 2° l’ inclinaison de cette orbite sur le même plan de l’écliptique ; 3° la distance périhélie , ou la plus courte distance de la comète au Soleil , exprimée en parties de la distance de la Terre ; 4° l’instant du passage de la comète au périhélie ; 5° la longitude du périhélie , que l’on a coutume d’évaluer sur l’orbite même de la comète, à partir de la ligne dès nœuds et dans l’ordre des signes ; enfin , l’on a soin d’indiquer si le mouvement est direct ou rétrograde , c’est-à-dire , si l’astre avance dans le sens des signes ou dans un sens opposé. Nous avons remarqué que les pîa~

nètes marchaient toutes dans l’ordre des signes ou d’occident en orient, quoique offrant de iemps en temps un mouvement rétrograde apparent. Il n’en est pas de même de comètes ; car sur 129 dont les orbites sont maintenant déterminées , il y en a 68 dont le mouvement est direct, et 61 pour lesquelles il est rétrograde. Il est également remarquable que les orbites des comètes font, avec l’écliptique, tous les angles possibles, tandis que la plus grande inclinaison connue , pour les planètes , ne dépasse pas 35°, Ce qui distingue encore les comètes, c’est la grande excentricité des ellipses qu’elles décrivent ; sans cette dernière circonstance caractéristique , il faudrait compter plusieurs comètes au nombre des planètes.

Pendant quelque temps les astronomes , et particulièrement Cassini , crurent que les trajectoires des comètes étaient des droites ; et l’on peut confondre , en effet , assez facilement un arc de parabole ou d’ellipse très-excentrique avec une droite , lorsque cet arc a peu d’étendue. Il arrivait de là qu’ils faisaient souvent deux comètes d’une seule qui avait disparu pendant quelque temps , à son périhélie , dans les rayons du Soleil.

Newton, en Angleterre, et Doerfel , en Allemagne , parvinrent les premiers à soumettre au calcul le mouvement d’une comète ; et ils s’at-

tachèrent à déterminer l’orbite de celle qui parut en 1680. Halley fit ensuite l’application de la méthode de Newton à un grand nombre d’observations, et trouva que la comète qui se montra en 1682, était la meme que celle qui s’était montrée succesivement en i456, i53i , 1607. Il reconnut qne la période de ses apparitions était de soixante-quinze ans environ , et il prédit son retour pour l’année 1759. Clairaut calcula même l’instant où l’astre devait passer au périhélie , et ses résultats furent pleinement confirmés par i’observation. Le grand axe de l’orbite , en prenant pour unité la distance moyenne de la Terre au Soleil , vaut 35, 9 , et la distance périhélie n’est que o,58. En remontant à des époques plus reculées, on trouve qu’il parut successivement deux comètes dans les années i3o5 et i38o; mais les observations ont été faites avec trop peu d’exactitude pour qu’on puisse établir leur identité avec celle de Halley. Cette dernière comète doit se représenter encore dans l’année i835, et passer au périhélie le 16 novembre, d’après le calcul de M. Damoiseau.

Halley fut moins heureux en soupçonnant que la comète de 1661 avait déjà paru en T 532, et devait se reproduire après une période de 128 à 129 ans. D’après cette conjoncture, l’astre aurait dû reparaître en 1789 ou 1790, ce qui n’est point arrivé. Halley supposa encore à la comète de

ï68o une période de 5y5 ans, et crut que c’était le même astre qui s’était montré successivement, sous une forme très-apparente , dans les années 1 106, 53 1 et 46 ans avant J. C. , lors de la mort de César. En rétrogradant ainsi de 5^5 ans, il alla même jusqu’à penser que cette comète a dû paraître lors du déluge, dont elle aurait été la principale cause. Cette opinion a surtout été soutenue par Whiston ; mais elle est rangée aujourd’hui dans la classe des hypothèses peu vraisemblables. Il faut beaucoup de circonspection dans les conséquences que l’on tire des résultats obtenus en calculant le mouvement elliptique d’une comète : ces résultats , s’ils ne sont appuyés sur d’excellentes observations, peuvent présenter des différences considérables. Euler faisait la période de cette même comète de 1680, de 170 ans et demi, et Pingré trouvait 1 5,864 ans. Ces résultats étaient déduits des observations, tandis que Haîley supposait la révolution donnée.

La comète dont on connaît aujourd’hui le mieux les mouvemens et les retours périodiques, est ce Ile qui est connue sous le nom de Comète à courte période ou des douze cents jours, ou bien encore Comète d’Enke, parce que cet astronome a calculé le premier son mouvement elliptique. Comme cet astre joue un rôle important dans notre système planétaire, nous allons donner l’abrégé historique de sa découverte, d’après une

notice de M. Arago, insérée dans F Annuaire pour 1824.

(c Le 26 novembre 1818, M. Pons aperçut à Marseille une comète qui, par sa forme, n’avait rien de remarquable. Après Lavoir observée à Paris, on calcula, comme à l’ordinaire, les élémens paraboliques de l’orbite. Le i3 janvier 181g, M. Bouvard présenta ces élémens au bu-

reau des longitudes :

La distance périhélie était. .... o,353 La longitude du nœud ascendant. 32g0 5’

La longitude du périhélie i44° *5’

L’inclinaison de l’orbite. i4° 48’

Le sens du mouvement direct

Un membre fit alors la remarque qu’il y avait entre ces élémens et ceux d’une comète observée en i8o5 , une trop grande ressemblance pour qu’on ne dût pas supposer qu’ils appartenaient à un seul et même astre. En supposant l’identité démontrée par la comparaison de ces élémens , il restait encore à déterminer la durée de la révolution de la comète , attendu qu’il était possible que de i8o5 à 1818, elle fût plusieurs fois revenue au périhélie sans avoir été aperçue ; mais, dans tous les cas, le grand axe d’une ellipse correspondant à une révolution de i3 ans, n’aurait point été assez grand pour qu’on ne dût pas espérer qu’en discutant soigneusement les observa-

lions , on trouverait que la parabole ne les représentait pas tout-à-fait C’est là le travail que FI. Encke exécuta , et qui le conduisit à reconnaître d’abord une ellipticité sensible dans l’orbite et ensuite une révolution d’environ trois ans et demi . Il résultait des calculs du même savant , que la comète serait visible dans l’émisphère austral , en juin 1822. Cette prédiction s’est complètement réalisée : les astronomes attachés à l’observatoire, fondé par le général Brisbane, à la nouvelle Hollande , ont , en effet , aperçu la comète , le 2 juin , très-près de la position que lui assignait Féphéméride de M. Encke. Du 2 au : 2 3 jnin 1822 , dernier jour de son apparition, elle a parcouru en ascension droite et en déclinaison 28° et 2 70 ; et toujours le calcul et l’observation se sont accordés d’une manière satisfaisante. La même comète a été aperçue encore en Europe , au mois d’août 1825 , très-près du lieu que lui assigne Féphéméride de M. Encke. Il est assez remarquable, "que vers la même époque, trois autres comètes encore ont été aperçues presqu’en même temps , deux par M. Pons , et une autre par M. Gambart, à Marseille. Voici les élémens elliptiques de la comète à courte période , tels qu’ils ont été donnés par M. Encke.

Passage au périhélie 1822, 2^ mai oh temps moyen au Seeberg.

Longitude périhélie. . 157° 12’ 7”

Longitude du nœud ascendant. 334° 2 3’ 4o”

Inclinaison de l’orbite i3° 20’ 36”

Demi-grand axe 2,2245

Excentricité 0,844/

La comète découverte le 9 mars par M. Gambart , et le 27 février 1826 par M. Biela, augmente le nombre des comètes dont les retours peuvent être calculés. Il paraît que c’est la meme comète qui fut observée en 1772 et i8o5. M. G a ruban lui attribue une révolution de 2461 jours dans une ellipse inclinée à l’écliptique , sous un angle de i3° 33’ i5” et ayant une excentricité de 0,74701, son demi-grand axe étant 3,56706.

De toutes les comètes dont les orbites ont pu être calculées , celle qui s’est le plus approchée du Soleil est la comète de 1680 , calculée par Newton. Sa distance périhélie n’était que o,oo63 ou d’environ deux cent mille lieues. Newton a calculé que la chaleur qu’a du éprouver la comète était 2000 fois plus grande que celle du fer rouge. En supposant une révolution de 575 ans, on trouve que le diamètre apparent du Soleil serait vu, au périhélie , sous un angle de 73 degrés; et à l’aphélie , sous un angle de i4 secondes seulement. Newton croyait qu’à chaque retour d’une comète, la distance périhélie devenait moindre , et qu’enfin l’astre finissait par se précipiter sur le Soleil, pour réparer les pertes faites par l’émission

de la lumière. Cette diminution n’est guère sensible sur la comète de Halley , la plus anciennement connue : il est vrai que pour prononcer sur une pareille hypothèse , il faudrait une plus longue suite d’observations exactes.

La comète qui jusqu’à présent a présenté la distance périhélie la plus grande, est celle de 1729 ; cette distance était 4? 0698 ; conséquemment , Fastre , dans son plus grand rapprochement du Soleil , en était encore éloigné de près de i4o millions de lieues. Sur 116 comètes dont les orbites se trouvent calculées dans l’astronomie de Delambre , 28 seulement ont leur distance périhélie plus grande que le rayon de l’écliptique. La comète de 1770 , est celle qui s’est le plus approchée de la Terre , dont elle n’a été éloignée que de 800,000 lieues : ce qui forme environ dix fois la distance de la Lune. Mauperluis pensait que notre Lune pouvait bien avoir été anciennement une comète , qui , pour s’être trop approchée de la Terre, en serait devenue un satellite. Cette hypothèse est maintenant reconnue impossible.

Quoique l’on ait cherché , avec raison , à faire disparaître la crainte que fait naître chez le vulgaire l’apparition d’une comète , considérée comme avant-coureur d’événemens désastreux, cependant il n’en demeure pas moins certain que si un astre semblable venait à choquer la Terre dans l’espace

ii en naîtrait un désordre épouvantable à la surface de notre globe : le dérangement de Y axe et le bouleversement des saisons ; le déplacement des eaux de la mer qui retirées de leur immense réservoir, iraient produire un nouveau déluge ; la destruction des monumens et de l’industrie des hommes ; l’anéantissement presque général des êtres animés seraient des suites inévitables d’une semblable rencontre. Heureusement un pareil événement est infiniment peu probable, et il n’existe aucune comète connue qui puisse rencontrer la Terre. Cependant, en 1778, sur la simple annonce que Lalande s’était occupé de rechercher quelles étaient les comètes qui pouvaient le plus se rapprocher de notre globe , la consternation s’était répandue dans Paris et dans une grande partie de la France. 11 pourrait se faire encore que , sans choquer la Terre , une comète vînt à passer dans son voisinage, et exerçât quelqu’influence pour augmenter les marées et produire des inondations; car, comme nous le verrons bientôt , tous les corps s’attirent mutuellement. On a répondu à cela que la comète passant si près de la Terre aurait un mouvement trop rapide pour vaincre l’inertie des eaux de la mer , et que conséquemment ses effets seraient à-peu-près nuis : d’ailleurs , aucune comète connue ne peut passer assez près de nous pour exercer une influence même sensible. La comète de

astrotst.

1770, qui passa près de Jupiter et au milieu de ses satellites , n’exerça aucun effet appréciable : il paraît que , de son côté , elle se trouva puissamment détournée de son orbite ; car , d’après le calcul de Lexel, elle aurait dû reparaître cinq ans et demi après, et cependant on ne l’a plus revue depuis. M. Burckhardt, sur les formules de M. Laplace, a calculé qu’elle devait être l’orbite actuelle , d’après l’action que la comète a dû éprouver dans le voisinage de Jupiter ; et il a trouvé que le grand axe a sensiblement augmenté , et que l’astre sera toujours trop loin de la Terre pour être jamais visible.

Les comètes se déplacent quelquefois dans le Ciel avec une rapidité extrême : on a vu celle de 14.72 décrire en un jour un arc de 1200 en rétrogradant depuis l’extrémité du signe de la Vierge jusqu’au commencement du signe des Gémeaux. Les circonstances les plus favorables, pour l’observation de déplacemens aussi rapides , seraient celles où la comète , ayant son orbite confondue avec l’écliptique , passerait au périhélie avec un mouvement rétrograde. Lacaille a calculé que l’astre étant à la distance de la Lune, à-peu-près , semblerait parcourir alors en une heure un arc d’environ i4-2°; et ce mouvement prodigieux serait encore augmenté de i5° par le mouvement diurne ; en sorte qu’un observateur entre les tropiques verrait la comète , en moins de trois

quarts d’heure , s’élever de l’horizon au zénith , et redescendre vers l’horizon pour se coucher quatre heures après.

De même que les autres corps planétaires, les comètes, en circulant autour du Soleil, obéissent aux lois de Kepler; de sorte qu’elles acquièrent leur plus grande vitesse en passant au périhélie , et leur mouvement se ralentit en même temps qu’elles s’éloignent. C’est à Newton que l’on doit la connaissance de ces mouvemens , car Kepler lui-même avait des idées fort inexactes sur les comètes, qu’il regardait comme des météores engendrés dans l’éther. Nous avons déjà dit que l’on peut, à cause du peu de différence qui existe entre une parabole et une ellipse fort alongée, supposer, pour plus de simplicité, que les comètes ont un mouvement parabolique. L’avantage consiste en ce que toutes les paraboles sont des courbes semblables. Supposons, par exemple, la parabole pah ; pm est son grand axe, p est le périhélie, et le Soleil se trouve en S(fîg. 16) au foyer. Si l’on construit une autre courbe PAB , telle que les rayons vecteurs SP, SA , SB soient proportionnels aux rayons Sp, Sa, SZ>, cette autre courbe sera aussi une parabole. Cela posé , les astronomes ont calculé , une fois pour toutes , le mouvement parabolique d’une comète dont la distance périhélie SP est supposée égale à la distance moyenne de la Terre au Soleil, et ils ont réduit les résultats

du calcul en forme de table; de telle manière que l'anomalie vraie PSB est donnée pour chaque jour. On a donc une table qui sert pour toutes les comètes, tandis que les trajectoires elliptiques auraient exigé chacune une table en particulier. Une pareille comète emploierait environ 109 jours à passer de P en A , l’angle PSA étant droit; c’est pourquoi on la nomme comète de 109 jours. On connaît, par une pareille table, quelle doit être l’anomalie au bout d’un certain nombre de jours, et réciproquement combien il s’est écoulé de jours depuis le passage au périhélie, quand on a l’anomalie vraie. Par exemple , au bout de 200 jours , l’anomalie vraie PSB serait îio° 24’ 47” ; elle serait d’environ i43° 19’ pour mille jours, et n’aurait augmenté que d’un peu plus de huit degrés après les mille jours suivans ; mais déjà l’astre aurait disparu depuis longtemps, à cause de la faiblesse de sa lumière et de son grand éloignement. Quand on veut calculer le mouvement parabolique d’une comète plus ou moins éloignée que la Terre , il faut avoir égard au principe suivant , qui rentre dans les lois de Kepler. Les carrés des temps qui répondent à une même anomalie vraie , dans différentes paraboles , sont comme les cubes des distances périhélies. Par exemple , si l’on voulait savoir combien il faut de temps à une comète dont la distance périhélie Sy»~o,5 pour arriver en a , on

écrirait la proportion 1092 : xa : : i3 : o,5s , cl’où î’on déduirait pour la valeur cherchée x z=z 38,8.

Quand on veut se contenter d’une estimation grossière , on peut assez facilement , sans calcul , se faire une idée de la position de l’orhite d’une comète. On trace sur un carton assez étendu une ellipse qui représente la trajectoire de la Terre ; puis aux différens points de cette ellipse où l’on a fait des observations , on tend des fils qui représentent les rayons visuels menés vers la comète. On a alors des paraboles en carton , de différentes dimensions; et l’on essaie, en plaçant successivement le foyer de chacune au foyer de l’ellipse , d’en trouver une qui touche à- la- foi s les différens fils. On obtient ainsi, par tâtonnement, la parabole qui indique la marche de la comète , et l’on détermine approximativement la position du périhélie , sa distance , l’inclinaison de l’orhite sur l’écliptique , la position des noeuds et l’instant du passage au périhélie.

Les opinions qui ont été émises sur la nature des comètes sont très-variées : nous ne nous arrêterons point ici à les examiner, parce qu’l existe encore trop peu de données pour énoncer quelque chose de positif à cet égard. Nous nous contenterons de rapporter ce que pense M. de Laplace sur les températures diverses que doivent éprouver les comètes dans leurs différens degrés d’éloignement du Soleil. « Les nébulosités qui les-

environnent étant le résultat de la vaporisation des fluides à leur surface , le refroidissement qui en est la suite , doit tempérer l’excessive chaleur due à leur proximité du Soleil ; et la condensation des mêmes fluides vaporisés , quand elles s’en éloignent, répare en partie la diminution de chaleur que cet éloignement doit produire ; en sorte que le double effet de la vaporisation des fluides et de la condensation des vapeurs rapproche considérablement les limites de la plus grande chaleur et du plus grand froid que les comètes éprouvent à chacune de leurs révolutions. »

Des Aérolithes et des Etoiles filantes .

On a douté pendant long-temps de l’existence des aérolithes , mais depuis qu’on, a eu l’occasion d’observer ces météores à différentes reprises, on ne s’est plus occupé que d’expliquer leur origine qui est encore très-problématique. Le caractère le plus remarquable et le plus distinctif des aérolithes , c’est que ces substances se ressemblent parfaitement; ce sont des masses pyriteuses où l’on voit briller quelques points métalliques : la Surface extérieure est noire , comme si elle avait subi l’action du feu ; l’intérieur est d’un blancjaunâtre ; elles ont toutes la même pesanteur spécifique , au moins à très-peu~près , et on peut l’évaluer à 3,5g i , celle de l’eau étant prise pour

unité. Leur analyse chimique donne presque constamment les mêmes substances et dans les mêmes proportions; elles sont composées de silice , de magnésie , de soufre , de fer à l’état métallique , de nickel et de quelques parcelles de chrome. Il est à remarquer que le fer ne se rencontre presque jamais à l’état métallique dans les corps terrestres , les volcans n’en contenant pas qui ne soit oxidé ; le nickel est également trèsrare , et ne parait jamais à la surface de la Terre ; le chrome est plus rare encore. Ces masses solides sont amenées sur la Terre par des météores que l’on nomme bolides ou globes de feu. Ils éclatent à une très-grande hauteur , et jusqu’à dix et quinze lieues au-dessus de la surface de la Terre ; c’est ce dont on s’est assuré en évaluant leur parallaxe d’une manière approchée, d’après les observations faites simultanément , à l’instant de leur explosion , par des observateurs placés en différens lieux. En général , ces météores éclatent avec un grand bruit : souvent la commotion est telle que les fenêtres , les portes , les maisons mêmes , en sont ébranlées comme dans un tremblement de terre ; enfin la vitesse dont ils sont animés , va jusqu’à égaler celle des corps planétaires.

Plusieurs savans ont pensé que les étoiles filantes devaient avoir la même origine que les aérolithes; les opinions que l’on a émises sur leur nature sont très-nombreuses , quelques physiciens ont

cru que ces météores avaient aussi la même origine que les aurores boréales ; mais la direction qui est très-variable , la différence de forme , une lumière plus éclatante , et d’autres circonstances prouvent assez que ces divers phénomènes ne peuvent avoir une origine commune. Yassali regarde les étoiles filantes comme des courans de matière électrique , qui se décharge d’une région de l’air où elle est en plus , dans une autre où elle est en moins. Toaldo les regarde comme produites par l’inflammation d’une longue traînée d’air inflammable. Silberschlay , dans la théorie des aérolithes , a prétendu expliquer leur origine, en supposant des vapeurs gluantes et huileuses qui s’élèvent et s’agglomèrent dans les hautes régions de l’atmosphère. Maskeline pense comme Hévelius , que les aérolithes sont des petits corps planétaires, ainsi que les comètes , qui circulent dans l’espace , et qui se trouvant engagés dans l’atmosphère terrestre , s’v enflamment par le frottement qu’ils éprouvent , y perdent peu à peu leur vitesse et tombent enfin vers la Terre par l’effet de leur pesanteur. Dans cette idée, les étoiles tombantes ou filantes , ne seraient que des corps de ce genre qui entreraient dans notre atmosphère à de grandes hauteurs , mais avec une vitesse suffisante pour la traverser , en sorte qu’ils ne feraient que s’enflammer en passant. Cette idée s’accorderait assez bien avec la découverte

récente des quatres petites planètes : Vesta, Cérès, Junon et Pallas ; mais elle n’explique pas l’identité de composition des aérolithes.

On voit , par ce qui précède , que la question se réduit à savoir si les aérolithes sont des produits terrestres , ou s’ils sont formés dans notre atmosphère, ou bien enfin si ce sont des produits entièrement étrangers à notre globe. On pourrait observer, contre la première hypothèse, qu’il n’existe ici-bas aucune force capable d’imprimer à ces corps un mouvement de translation aussi rapide, et qui devient quelquefois parallèle à l'horizon : nos volcans mêmes n’auraient point une force suffisante pour vaincre la résistance de l’air, et pour projeter à 10 ou 12 lieues de hauteur des masses telles que celles que Ton a vu tomber. éD’une autre part r des substances aussi denses , aussi volumineuses , ne peuvent pas se former à une aussi grande hauteur , de principes si divers répandus dans notre atmosphère ; il semblerait donc que l’hypothèse la plus simple est celle qui regarde les aérolithes comme des produits étrangers à notre globe. L’iliustre auteur de la Mécanique céleste , a pensé que ces masses pouvaient être lancées sur la Terre par des volcans lunaires. En soumettant cette idée au calcul , on a trouvé, qu’il suffisait pour cela d’une force de projection quadruple de celle d’un boulet de calibre lancé avec douze livres de poudre. Cette

force n’ayant aucune résistance d’atmosphère à vaincre, puisque la Lune n’en a pas , suffi rait pour détacher un corps de la Lune et l’amener au point où la pesanteur terrestre l’attirerait ensuite sur notre globe. Or , il n’est pas improbable que les volcans lunaires aient une pareille force de projection , puisque les volcans terrestres en ont une beaucoup plus grande, mais qui ne peut produire les mêmes effets à cause de l’énorme résistance que présente notre atmosphère.

M. Àrago a inséré , dans l’Annuaire du bureau des Longitudes, pour 182G, un catalogue de chutes de pierres , rédigé par le physicien Chladni, qui s’est beaucoup occupé de ces météores ; il y est aussi question de chutes de poussières. « Tout ce qu’on a observé dans ces chutes , dit ce savant , nous fait présumer qu’elles ne diffèrent pas essentiellement des chutes de pierres ; quelquefois elles ont été accompagnées de chutes de pierres , comme aussi d’un météore de feu. Les poussières paraissent contenir à-peu-près les mêmes substances que les pierres météoriques. Il semble qu’il n’y a d’autre différence que dans la rapidité avec laquelle ces amas de matière chaotique, dispersée dans l’univers , arrivent dans notre atmosphère ; mais dès-lors ces substances d oivent subir de plus ou moins grands changemens, suivant l’intensité de la chaleur que la compression développe dans l’air. »

LIYRE TROISIÈME.