DES COMÈTES INTÉRIEURES

On appelle comètes intérieures les comètes périodiques dont l'aphélie, c'est-à-dire la plus grande distance au Soleil, se trouve en deçà de l'orbite de Neptune, la dernière planète connue du système solaire. Les comètes intérieures dont l'existence est aujourd'hui hors de toute contestation, sont d'abord toutes les comètes dont l'apparition a été constatée au moins deux fois, à l'exception de celle de Halley; ainsi sont les comètes d'Encke (aphélie /i.09), de Faye (aphélie 5.93), de Gambart (aphélie 6.19), etc. 11 faut aussi placer, parmi ces comètes, celle de Lexell (aphélie 5.73} dont nous avons signalé les perturbations singulières dans le chapitre précédent. Enfin»

il est des comètes qui ont été visibles durant un temps assez long pour qu'on ait pu constater que des éléments paraboliques ne pouvaient représenter complètement leur marche, et pour qu'on ait calculé avec assez de certitude des orbites elliptiques rendant compte de tous leurs mouvements. Ces comètes sont regardées comme étant périodiques, quoiqu'on ne les ait pas encore revues depuis leurs premières apparitions.

Parmi les comètes périodiques non ' retrouvées encore au moment où j'écris, et dont la distance aphélie est plus petite que le demi-grand axe de l'orbite de Neptune, on doit mettre en première ligne celles de Vico, Brorsen, d'Arrest et Peters.

La comète qui porte le n** 166 dans, notre catalogue a été découverte à Rome, le 22 août 1 Sftù , par le père Vico. Pendant quelques jours du mois de septembre, elle a été visible à l'œil nu; elle était de l'intensité des étoiles de 6" grandeur; le noyau, dans les instruments grossissants, apparaissait circulaire et très-bien déterminé ; une courte queue de teinte bleuâtre s'étendait dans la direction opposée au Soleil. Les calculs de MM. Paye, Brunnow, Le Verrier, démontrèrent que les observations ne pouvaient être représentées que par une orbite elliptique, dont les éléments complémentaires de ceux du catalogue sont :

Demi-grand axe, 3.1028; — Distance aphélie, 5.0192; — Excentricité, 0.6176.

Durée de la révolution : 1,996 jours, ou5*"*.ft7. Le retour qui devait avoir lieu en 1850 n'a pas été constaté ; il est vrai que la comète devait se présenter dans

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une position p«u favorable an observations. Il n*m doit pas être de môme poar le passage au périhélie qui aura lieu dans Tété de 1833; M. Bruwow a calculé qu'elle serait h sa plus petite distance du Soleil le 6 aa(lt^ Dans le passé on n*« pas retrouvé d'apparitions tout à fait certaines de cetle comète. Cependant les ^ments de la Qomàte de 1678 (n"" &8 du catalogue), calculés d'après les observations de La Hire, pourraient bien ^* accorda avec ceux de la comète découverte par le père VicOf

M. Brorsen, de l'observatoire de Kei), en Danemark, a découvert, le 26 février 18&6, une conaète télescopique (n° 173 du catalogue). GettQ comète fut à sa plus petite distance de la Terre le 27 mars; elle fut visible jusqu'au 32 avril i elle apparut constamment comme unQ nébulosité, dans laquelle on ne put apercevoir ni noyau ni queue. Les calculs auxquels se livrèrent MM. Brunnow. Goujon et Hind ont montré que les positions observées ne pouvaient être représentées que par une ellipse, et que la comète devait avoir une courte période d'environ 5 ans et demi. En conséquence, cette comète devait revenir à son périhélie en 1851, mais elle ne fut pas aperçue» On devra la rechercher en 1857 ^« Parmi les anciennes comètes, cellea de 15â2 et de 1661 (n" 29 et li% du catalogue) peuvent être regardées comme ayant des orbites assez semblables à celles de la comète de M. Brorsen, à cause des perturbations qui, durant un si long intervalle, ont dû modifier la marche de cet astre. Aux élémmts du catalogue, nous ajouterons les suivants }