COMÈTES. — MONDE SOLAIRE

214. NotioxiB génér&les sur les comètes. -^ On voit sou- Tcnt apparaître dans le monde solaire des astres d'un volume considérable et d'une forme étrange qui décrivent autour du soleil des courbes très-allongées, vont d*abord en se rapprochant de lui, puis s'éloignent et disparaissent, les uns pour ne plus revenir, les autres en très-petit nombre pour reparaître après des intervalles de temps plus ou moins longs; ce sont les comètes, Kepler affirme que ces astres sont répandus dans le ciel avec autant de profusion que les poissons dans l'océan ; Arago, prenant pour base le nombre des comètes observées entre Mercure et le soleil et admettant qu'elles sont distribuées également dans toutes les régions du système solaire, évalue à plus de 17 millions et demi le nombre total des comètes qui sillonnent le ciel en deçà de l'orbite de Neptune.

Le mot comète signifie astre chevelu. Le plus souvent en elîel une comète se présente sous la forme d'un noyau lumineux entouré d'une nébulosité plus ou moins brillante que les anciens astronomes appelaient chevelure. Une comète ressemble ainsi, lorsqu'elle apparaît à nos yeux et qu'elle est encore à une grande distance du soleil, à un corps solide entouré d'une atmosphère très-volumineuse. Mais lorsque l'observateur a to-

PLANÈTES BT COUÈTSS. 301

eoursàuoe lunette dont le pouvoir grossissant est sulfigamment fort, il reconnaît bientôt que le noyau n'est pas solide, car oo peut dans certains cas apercevoir les Étoiles à travers son épaisseur; c'est simplement une nébulosité plus condensée que le reste. A mesure que la comète se rapproche du soleil, son éclat augmente et sa forme change. La nébulosité s'allonge de plus en plus dans le sens de la droite qui joint le centre du soleil au centre du noyau, mais seulement dans la direction opposée ai soleil. Il se forme alors une queue qui atteint quelquefois des dimensions considérables et dont les aspects sont très-variés. Certaines comètes ont une queue rectiligoo, d'autres recourbée ; choï quelques-unes la queue conserve partout la mém

iargeuFi pour d'autres, elle s'épanouit en éventail (Qg. 135); enfin, on a vu des comètes possédant plusieurs queues qui divergeaient du point où se trouvait le noyau.

Tant qu'une comète est loin du soleil et que la queue n'apparaît pas, toutes les parties de l'astre semblent solidaires. Maïs, lorsque la queue commence à se développer, la nébulosité s'écoute en fusant, pour ainsidire, par l'extrémité opposée au solci!, de sorte que cette extrémité n'est jamais nettement terminée ; l'a'jtre extrémité, dont les contours sont moins vagues, porte le

202 CUSMOGRAPIIIE ELEMENTAIRE.

"nom de tête de la comète. Cependant il arrive quelquefois qu*une comète fuse par les deux extrémités en même temps \ la tête présente alors des aigrettes plus ou moins divergentes.

C'est au moment du passage au périhélie que la comète atteint son plus grand développement. Lorsqu'elle s'éloigne du soleil, la queue la précède sur sa trajectoire, toujours à l'oppo site du soleil. L'éclat diminue peu à peu et l'astre disparaît. Il est peu d'exemples qu'une comète soit restée visible à la dislance de Jupiter.

215. Petitesse de la masse des ooxuètes. — La matière des comètes est disséminée à un point dont aucune substance terrestre, pas même la plus légère fumée, la brume la plus fine, ne peuvent donner l'idée. Aussi, malgré leur énorme développement, leur masse est-elle très-petite. Une comète passant dans le voisinage d'une planète n'influe pas sur sa marche d'une manière sensible, tandis qu'elle éprouve de sa part de très-grandes perturbations. Nous venons de dire plus haut qu'une comète devenait invisible à la distance de Jupiter, c'està-dire dans les régions où les planètes brillent encore d'un vif éclat; c'est une* preuve de plus de l'extrême rareté de la matière qui les compose.

On a redouté pendant longtemps les effets mécaniques qui pourraient résulter du choc d'une comète contre la terre. L'extrême petitesse de la masse donne lieu de croire que le choc serait à peine sensible. M. Paye assure que la matière. d'un» comète se laisserait traverser par la terre plus facilement que la moindre toile d'araignée par la balle d'un fusil. Le seul inconvénient qui pourrait en résulter pour nous serait l'introduction dans notre atmosphère d'une matière étrangère capable d'exercer sur nos organes une influence délétère.

216. Trajectoires des comètes ; sens du mouvement. — En s'appuyant sur les lois de Kepler, on démontre que Taction attractive du soleil sur les planètes varie en raison inverse du carré de la distance. Réciproquement, si l'on suppose qu'un corps animé d'une vitesse initiale soit soumis à l'attraction solaire, on trouve que la trajectoire de ce corps n'est pas nécessairement une ellipse, mais une section conique dont le soleil occupe un des foyers, les aires décrites par le rayon vecteur croissant toujours proportionnellement au temps. Ainsi, la trajectoire d'une comète peut être une ellipse, une hyperbole ou une parabole (lîg. 136). Dans ces deux derniers cas, l'astre s'approche une seule fois du soleil et s'en éloigne ensuite sans jamais revenir, allant peut-être chercher dans les profondeurs de

PLANETES ET COMETES

l*espace un autre centre d'aUraction qu'il abandonnera plu^ lard, comme il l'aura fait pour notre soleil.

Nous savons que les comètes ne sont visibles que lorsqu'elles sont dans le voisinage du soleil. La portion de la trajectoiro

7ig. I3Ô.

qu'elles décrivent ainsi sous nos yeux ne diiïérant pas beaucoup d'un arc de parabole, on admet que c'est là la véritable forme de leur trajectoire, ce qui simplifie le problème, et l'on détermine les éléments de cette trajectoire au moyen de trois observations.

Voilà donc une différence essentielle entre les orbites planétaires et les orbites cométaires. Les premières sont des ellipses très-peu allongées, tandis que les secondes sont, ou des ellipses

lOk COSMOGRAPHIE ÉLÉMENTAIRE.

très-allongées, ou des hyperboles, ou des paraboles. Parmi les orbites cométaires aujourd'hui connues, celle qui se rapproche le plus du cercle est de beaucoup plus allongée que Torbite planétaire qui accuse le plus la forme elliptique.

Il y a deux autres caractères différentiels entre les planète» et les comètes : {^ Les inclinaisons des plans des orbites cométaires prennent au contraire toutes les grandeurs possibles. 2® Le mouvement des planètes est toujours direct; celui des comètes est tantôt direct et tantôt rétrograde.

217. Ooznètes périodiques. — On appelle comètes périodigwes celles dont on peut prédire le retour. Pour qu'il en soit ainsi, il faut évidemment que la trajectoire soit révolutive. Le nombre des comètes périodiques connues est très-petit, et cela se comprend aisément. En général la période de révolution est considérable. Citons, par exemple, la comète de 1680 dont la période est de 88U ans et celle de 18^^ dont la période dépasse 100 000 années. La plupart des comètes qui traversent notre système solaire sont donc nouvelles pour nous, ou du moins n'ont été observées qu'une fois; il en résulte que la trajectoire n'est pas connue d'une manière certaine. Rappelons-nous aussi que, par suite de l'extrême petitesse de la masse, il leur suffit de passer dans le voisinage d'une planète pour que la trajectoire soit influencée d'une manière sensible. On ne compte aujourd'hui que 79 comètes dout la période de révolution ait pu être calculée. Il n*y en a que 45 dont le retour ait été observé.

218. Comète de Halley. — La comète de Halley est la plus remarquable des comètes périodiques, et c'est la première dont on ait constaté la périodicité. Halley l'observa en 1682 et conclut de ses calculs que les comètes de 1531, de 1607 et de 1682 ne faisaient qu'un seul et même astre dont la période se trouve ainsi être de 76 ans environ. Il put donc prédire son retour pour la fin de l'année 1758 ou au commencement de 1759. Un géomètre français, Clairaut, remarquant que la comète de Halley devait passer dans le voisinage de Saturne et de Jupiter, calcula le retard qui en résulterait pour sa réapparition et annonça le retour de l'astre à son périhélie pour le mois d'avril 1759-, le phénomène eut lieu le 12 mars. La comète de Halley a été revue en 1835. Son passage avait été prédit, à trois jours près, par M. de Pontécoulant.

L'orbite de la comète de Halley a une forme excentrique très-prononcée. Au périhélie elle est plus près du soleil que

PLANÈTES ET COMÈTES. $05

Vénus; à son point le plus éloigné du soleil, elle dépasse Por. bile de Neptune. Dans cette dernière position elle reçoit 3600 fois moins de chaleur et de lumière que dans la première. Lorsqu'elle apparut en 1006, elle paraissait quatre fois plus grande que Vénus. En U56, elle passa très-près de la terre; sa queue occupait 60 degrés et avait la forme d'un sabre recourbé. Ses dimensions étaient moins considérables lors de ses dernières apparitions.

La comète de Halley se meut d^orient en occident et le plan de son orbite fait un angle de 18® avec le plan del'orbite terrestre.

219. Comète d'Encke. — La comète d'Encke est celle qui a la plus courte période; elle accomplit sa révolution en 1205 jours, sOit 3 ans 1/3 à peu près. Sa distance au soleil varie entre 13 et 156 millions de lieues; elle pénètre donc jusque dans l'intérieur de l'orbite de Mercure. Encice observa cette comète en 1818 et conclut de ses calculs qu'elle était la même que la comète observée d'abord en 1786, puis en 1795 et en 1805. Tous ses passages au périhélie ont été régulièrement constatés.

Le mouvement de cette comète offre cette particularité remarquable, que la durée de sa révolution va sans cesse en diminuant. Si cette diminution progressive continue à suivre la même loi, on pourra prédire le moment où l'astre ira se plonger dans l'atmosphère du soleil.

La comète d'Encke n'a pas de queue. Invisible à l'œil nu, on la voit dans les télescopes sous la forme d'une masse vaporeuse n'ayant ni queue ni noyau. Son mouvement est direct et le plan de son orbite est incliné de 13° sur le plan de l'éclipiique.

220. Comète de Biéla. — Cette comète, découverte par l'Autrichien Biéla, le 27 février 1826, a été observée quelques jours après par Gambart^ à Marseille. C'est à ce dernier qu'on doit son identification avec les comètes observées en 1772 et en 1805; sa période est de 6 ans 1/2. L'orbite de cette comète traverse le plan de l'écliptique à peu près à la distance à laquelle nous nous trouvons du soleil. Lors de l'apparition de 1832, la comète se trouvant à son nœud, sa rencontre avec la terre était possible. Depuis cette époque, elle a subi des perturbations qui ont fait disparaître les craintes auxquelles pourrait donner liett un phénomène de ce genre.

La comète de Biéla n'a pas de noyau. Son mouvement est direct et le- plan de son orbite est incliné de 13° sur le plan de l'écliptique. Sa distance périhélie est de 32 710 000 lieues et f:i distance ny^'.t^lip do 2?>3 370 000 lieues.

:0SUOGBAPHIE ELEUENTAIHE.

En 1846, la comète de Bïéla se dédoubla et se présenta sous la forme de deux comètes d'inégale grandeur dont la distance était de 60000 lieues environ (fig. 137). Le dédoublement per-

sista en 185S, mais la distance des deux comètes a.vait augmenté; elle était alors de 500000 lieues. On connaissait déjà des transformations do ce genre.

221. Comètes de Paye, do vico, eto. — La durée de la révolution de la comète de M. Paye est do 7 ans et 3 mois environ. Son mouvement est direct et l'inclinaison du plan de son orbite est de 11°. On suppose que cette comète n'est autre que la comète observée en 1770 et à laquelle Lcssal avait assigné une période de 5 ans 1/2. Les éléments de la trajectoire auraient clé modifiés tantôt dans un sens, tantôt dans l'autre, par ses passages successifs auprès de Jupiter. C'est une des comètes qui se sont le plus rapprochées do la terre; sa. distance minimum à notre globe a été de 400 rayons terrestres.

Citons enfin, pour mémoire, la comète de ViCo dont la période est de 1993 jours, celle do Brorsen dont la période est de 20ï9 jours, celle d'Arrest découverte en 1851 et, dont la période est de 6 ans 1/2, enfin celle d'Olbcrs qui parut en 1815 et dont la période serait de 75 ans.

222. Comète» ronaarquables. — Quelques comètes dont la pi'riûilicilè n'a pu tlic co::5:utOi: d'une iiiau^ijrc ccr^^.iiic ont

ILANËTES ET COMÈTES. 20"

attiré l'attentiûii par leur éclat, par leur forme ou par leurs dimensions.extraordinaires. Les plus remarquables sont :

La comète de 1566, dite de ChLrIes-Quint, dont les astronomes avaient annoncé le retour au périhélie pour 1860 et qui n'a pas été revue.

La comète de Mkk, uont la qneue s'épanouissait en éventail.

La comète de 1811, dont la période parait Ëlrc de 30 siècics. Sa queue atteignit uno longueur do 45 millions de licups (lig. 133). Le noyau lumineux occupait un espace de 171 lieues tt ic dinmtlre de la nébulositis avait ^50 000 limies.

La comète de 18^3 fut la plus brillante de toutes les comèlc:^ observées. Les calculs des astronomes lui assignent une période de 147 ans. La longueur de sa queue dépassait 60 millions de lieues ', le noyau et une partie de la queue étaient visibles en plein jour. Au moment du passage au périhélie, 12 000 lieues seulement séparaient le noyau de la surface du soleil.

La comète de Donati fut aperçue pour la première fois à Florence le 2 juin 1858. Elle devint visible à Toeil nu vers les premiers jours de septembre et attira bientôt Tattention au milieu des constellations boréales, tant par Féclat de son noyau que par le développement considérable de sa queue.

223. Système solaire. — Nous pouvons maintenant jeter un coup d'oeil d'ensemble sur le groupe de corps célestes dont la terre fait partie et qu'on désigne en astronomie sous le nom de système solaire.

Ce système comprend 471 astres; c'est du moins le nombre de ceux qui sont connus aujourd'hui. On peut les classer de la manière suivante :

1° Un corps central, le soleil, lumineux par* lui-même et ayant des dimensions beaucoup plus considérables que tous les autres corps du système. C'est le foyer de chaleur et de lumière de tout le groupe ; c'est en lui que résident toutes les forces développées à la surface de la terre et des autres globes.

2» 453 planètes, situées à des distances différentes du soleil et circulant autour de lui suivant des lois que nous avons énoncées. 2\ satellites accompagnent ces planètes.

3« 17 comètes, dont la périodicité a été régulièrement constatée.

Pour compléter le système, il faut ajouter que notre ciel est sillonné par un nombre prodigieux de comètes, les unes décrivant des courbes à branches infinies, les autres des courbes tellement allongées que leur retour n'a pu être prédit d'une manière certaine. Il faudrait encore faire entrer dans notre système cet anneau lenticulaire, la lumière zodiacale, qui entoure le soleil, et cet autre anneau formé des corpuscules solides auxquels nous devons les étoiles filantes et les chutes des aérolithes.

La forme générale du soleil, des planètes et de leurs satellites est celle d'une sphère plus ou moins aplatie aux deux extrémités d'un diamètre. Tous ces corps sont animés d'un mouvement de rotation sur eux-mêmes, et ce mouvement a pour tous, sauf pour les satellites d'Uranus et celui de Neptune, le même sens que le mouvement de rotation de la terre.

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En même temps que Jes planètes et leurs satellites tournent sur eux-mêmes, ils sont emportés par un mouvement de translation autour du soleil, mouvement dont le sens est le même que celui du mouvement de rotation.

Les distances des planètes au soleil vont en croissant depuis Mercure jusqu'à Neptune. Transportons successivement par la pensée un observateur sur ces astres divers. Pour lui, le diamètre apparent du soleil ira sans cesse en diminuant, et la variation de la grandeur du diamètre apparent pourra donner, mieux que des nombres, une idée des rapports des distances.

Tout,es les planètes et leurs satellites se meuvent dans cette zone étroite appelée zodiaque. Si Ton suppose un observateur placé à une distance du système solaire considérable par rapport à ses dimensions et le contemplant de profil, il est évident que le système aura pour notre observateur l'apparence d*un groupe de forme allongée. Au centre, il verra une étoile relativement très-brillante et, de part et d'autre de ce centre lumineux, plusieurs étoiles plus petites, d'éclat inégal, oscillant le long de trajectoires sensiblement rectilignes. Le point lumineux central est le soleil ; les planètes et leurs satellites sont les petites étoiles de ce groupe.

Tel est le système de Kopernik, né en 1472, à Thorn, en Polo;?ne. On doit le regarder comme le fondateur de l'aslronomie moderne. En coordonnant les travaux de ses prédécesseurs, il mit à néant le système de Ptolémée, et établit celui qui porte son nom. 11 est juste d'ajouter qu'il en trouva le germe dans les écrits de Philolaûs, disciple de Pythagore, mort 420 ans avant Jésus-Christ; mais il sut, par ses observations et ses calculs, donner la vie à ce qui n'était qu'à l'état embryonnaire et devint ainsi un véritable créateur.