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et pomtaftt de siècle en siècle, la nature nous en a dévoilé de faibles parties, eu l'hoittme a pn saisir une vérité, quelquefois une illusion de plus.
Jusqu'ici nous arons considéré comioe produits d'une Tîtesse initiale, et corome reliés entre eux par le lien puissant d'une attraction réciproque, d'abord t«s planètes, puis les satellites et les anneaux eoftcentriques en forme d'arche non inlerroEupuS , dotil une des plaoètes les plus éloignées nous offre un exemple; il nous reste encore à signaler d'anrtres corps qui se meuvent aussi autour du Soleil dtmt ils réfléchissent la lumière, et d'abord, l'innombrtble essaim des comètes. Quand on discute suivant les règles du calcul des probabilités, la répartition uniforme des orbites de ces astres, les limites.de leurs plus courtes distances au Soleil, et la possibilité qu'ils échappent aux regards des habitants de cette terre, on est conduit i, leur assigner un nombre dont l'énormilé étonne l'imagination. Déjà Kepler disait, avec cette vivacité d'expression qu'il possédait à un si haut degré: Il II y a plus de comètes dans le ciel que de poissons dans l'océan. » Et pourtant le nombre des orbiles calculées jusqu'ici atteint à peine 150. Il est vrai de dire qu'on évalue h six ou sept cents le nombre des comètes dont l'apparition et la course à travers des constellations connues se trouvent constatées par des ; documents plus ou moins authentiques. Tandis que les peuples classiques de l'Occident, Les Romains el les Grecs, se bornaient à indiquer, de temps à autre, ; le lieu du ciel où une comète faisait son apparition,
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sans jamais rien préciser sur sa irajectoire apt>arcntc, les Chinois, au cOAtraire, observaient cl notaient nvœ soin tous ces phénomènes : leurs riches annales am- Ijeaneat des détails circonstanciés sur la rotite suivie par chaque comète; ces documents remontent à plus ée éoq siècles avant l'ère chrétienne, et les astro- BOB106 en tirent encore aujounj'bni des résuftafs titiie>(&3).
De tous les astres de notre système solaire, les cmiètes, avec leurs queues longue parfois de plusieurs miltioM de lieues, sont ceux qui remplissent les plus firands espaces d'une moindre quantité de matière. En effet, il est impossible de leur attribuer une masse équivalente de j~ de la masse terrestre, du moins si fOD s'en tient aux seules données que Ton possède enoffe sur ce eajet; et cependant le cône de matières gSEéifonnes que les ramèles projettent an loin s'est trouvé quelquefois (en 1680 et en 1811) d'une longoear égale à celle d'une ligne menée de la Terre au Soleil; ligne immense qui traverse l'orbite de Mercure et eeHe de Vénus ; il paratt même que ces émanations ont atteint notre atmosphère, et ont pu s'y mêler, notamment en 1819 et en 1833.
Les comètes se présentent sous des aspects si divers, pirticuliers aux individus plutôt qu'à l'espèce même, (p'd serait imprudent de généraliser les faits observés, et d'en foire indistinctement l'application à toutes tes apparitions de ces nuées errantes; c'était le nom que leur donnaient déjà Xénophane et Théon d'Alexandrie, le contemporain de Pappus. Les comètes télosco-
piques sont presque toiyours dépourvues de queue ; cites ressemblaient aux étoiles nébuleuses d'Hcrschel; ce soDt des nébulosités arrondies, d'une lumière pflle et concentrée vers le milieu. Tel est du moios le type le plus simple de l'espèce; mais nous ne le présentODS point comme type d'un astre Datssant, car il pourrait se rapporter également à des astres vieillis, dont la matière se serait volatilisée et peu à peu disséminée dans l'espace. Quand il s'agit de comètes plus grandes et plus visibles, ou y distingue la tête, le noyau, et ta queue simple ou multiple, à laquelle les astronomes chinois donnaient le nom pittoresque de balai (sui). En général le noyau n'a pas de contours bien nets ; pourtant on en a vu d'aussi brillants que les étoiles de première ou de deuxième grandeur, et, marne en plein jour, jusque dans la partie du ciel le mieux éclairée par le soleil, on distingua les noyaux des grandes comètes qui parurent dans les années IfiOS, 1532, 1577, ink et 18&3 (&3}, faits remarquables d'où l'on pourrait conclure que ta matière des comètes est parfois condensée et plus apte à réfléchir la lumière solaire. Les seules qui aient présenté un disque bien déterminé dans les grands télescopes d'Herschel (44) sont ; ta comète de 1807, découverte en Sicile, et la belle comète de 1811 ; pour la première, ', ce disque avait l* de diamètre apparent et 0',77 pour I la seconde, ce qui porte à 100 et à 79 myriamètres les diamètres réels. Les noyaux, à contours moins nets, ides comètes de 1798 et de 1805, n'avaient que /| ou 5 myriamètres de diamètre. Les comètes dont la consti-
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tulion physique fut le mieux étudiée, et surtout la comèle déjà citée de 1811, qui resta si longtemps visible, présenlèrent une particularité remarquable : le noyau ne paraissait pas faire coq)S avec la nébulosité lumineuse qui l'entourait; il en était isolé de tout côté par an espace obscur. En outre, l'intensité de la lumière ue croissait pas régulièrement en allant du bord vers le centre de la tête , mais ou y voyait des zones brillanies concentriques, alternant avec des coucbes d'une nébulosité plus rare ou moins rénécbissantes, et par conséquent plus obscures. Tantôt la queue est simple^ tantôt elle est double , et dans ce dernier cas les deux branches sont ordinairement de longueurs très-inéjales (1807 et 1813) ; la comète de 1744 avait même Dne queue sextuple, dont les rayons extrêmes divergeaient sous un angle de 60". La qneue est droite ou courbe; dansée dernier cas, elle peut être concave des deux côtés et à l'extérieur (1811), ou d'un seul cAté, et alors la concavité est tournée vers la région que la comète abandonne, telle qu'une flamme forcée de s'infléchir par un obstacle. ËnBn, les queues sont toujours opposées au Soleil et dirigées dans le sens de la ligne qui en joindrait l'origine au centre de cet astre. Suivant Edouard Biot, cette remarque capitale avait été faite, dès l'an 837, par les astronomes chinois; le fait fut signalé en Europe, vers le xvi* siècle, mais plus nettement, par Fracastor et par Pierre Apian . Plusieurs de ces apparences optiques si compliquées s'expliquent d'une manière fort simple, en considérant les émanations gazeuses que les comètes projettent au
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loin, comme des almosphères de Forme conoïJate à nappes multiples.
Pour trouTer des difTéFences bien saillantes dans la forme de ces astres, il n'est pas indispensable de passer d'une comète à l'autre , de comparer les comètes dépourvues d'appendice visible à celle de 1618 (la 3'), par eswnplej dont la queue avait lOâ" de longueur, car il est hors de doute qu'une même comète subit des ohangeroents continuels qui se succèdent avec une étonnante rapidité. Heinsius le constata à Salnt- Péterebourg sur la comète de i7hk ; mais les observations les plus exactes et les ptus décisives de ces variations de ftu'me ont été faites sur la comète de Halley, à sa dernière réapparition en 1835, parBesset à Kœnig^rg. Vers cette partie du noyau qui se trouvait directement tournée vers le Soleil, on aperçut un appendice himineux, en forme de houppe, dont les rayons se recourbaient en arrière et revenaient se confondre avec la queue ; « )e noyau de la comète de Halley, avec ses eflhives, ressemblait à une fusée volante doBt la queue serait infléchie et courbée par un vent léger, n D'une nuit k l'autre, nous avons remarqué, Arago et moi, à l'CMïservatoire de Paris, des changements notables dans ces rayons émis par la tête de ta comète (US). Le grand astronome de Kœnigsberg a coDclv de ses nombreuses mesures et de considérations théoriques, « que le cône lumineux s'éloignait peu h peu de la direction du rayon vecteur, d'une quantité notable, mats qu'il revenait toujours à celte direction pour la dépasser ensuite du côté opposé ; par consé-
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qoeot, le c6ne iumineux et le corps de la comèle d'oâ il RTsit été projeté, devaient être animés d'im moavement de rotatioo ou plutôt d'oscillation dans le fka de l'orbite. Ces oscillations ne sauraient s'expliquer par ratfaraction que le SoImI exerce stir iDttS les corps pesants; elles dénotent plutVU rexi5<laoce d'une force polaire, c'est-4-dire d'une action qui tendrait à ramener dans la direction du Soleil l'exlréaiité de l'un des diamètres de la comète et a en éloigner l'autre extrémité. La polarité magnétique que ia Terre possède nous offrirait qaelquc chose d'anal^ue; et si le Soleil était doué de la polarité inverse, l'effet pcurruit s'en foire sentir sur la rétrog^daUoD des points équinoxiaux. » Ce n'est point ici le lieu de donner de plus amples développements h ce sujet, mais il bous a semblé qoe d'aussi mémorables ofaservatioas (&6), que des vues aussi grandioses sur les astres les plus extraordinaires du ^^me solaire, devaient trouver place dans Vessai d'un tableau général de la nature.
En oppocilion avec la règle suivant laquelle les qaeues des comètes doivent augmenter à la fois d'éclat et d'étendue dans le voisinage du périhélie, mais en restant con&lamment dirigées à l'opposite âa Soleil, la comète de i83â a offert le curieox spectacle d'une qoeoe double dont ane branche était opposée au Soleil, tandis que l'autre était presqne dirigée vers cet astre, cw die formait arec la pr^nière uu angle de 160'. îie pourrait-on recourir, pour expliquerce phénomène exeeptioonel , it certaines inodiRcations de la polarité
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agissant successivement et provoquant ces deux couranls de matière nébuleuse qui se seraient ensuite librement conttDués {kl) ? On trouve dans la Philosophie naturelle d'Aristote ud ' rapprochement bizarre entre la voie lactée et les phénomènes que nous venons de décrire. Les étoiles ionorabrables dont elle est composée formeraient dans le firmament une zone incandescente (lumineuse), que le Stagirite présente comme une immense comète dont la matière se renouvellerait sans cesse (kS) .
Les occultations d'étoiles par le noyau d'une comète ou par la couche atmosphérique qui l'entoure immédiatement jetteraient un grand jour sur la constitution physique de ces astres remarquables, s'il existait des observations où l'on pût se convaincre que l'occultation a été réellement bien centrale {k9) ; mais cette condition est difficilement remplie, à cause des couches concentriques de vapeurs alternativement denses et rares qui entourent le noyau, et dont il a déjà été question. Voici pourtant un Tait de ce genre que les mesures exécutées par Bessel, le 29 septembre 1835, ont mis hors de doute. Une étoile de dixième grandeur se trouvait alors à 7", 78 du centre de la tète de la comète de Halley, et sa lumière dut traverser une partie Tort épaisse de la nébulosité; or, le rayon lumineux ne fut nullement dévié de sa direction rectiligne (50). Une absence aussi complète de pouvoir réfringent ne permet guère d'admettre que ia matière des comètes soit un fluide gazéiforme. Faut-il recourir à l'hypothèse d'un gaz presque infiniment raréfié, ou
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bien tes comètes consisteot-elles en molécules indépGDdantes, dont la réunion formerait des nuages cosmiques dépourvus de la faculté d'agir sur les rayons lumineux, de même que les nuages de notre atmosphère, qui n'altèrent point les distances zénithales des astres que nous observons? Quant à l'aOaiblissement de lumière que les étoiles parraissent éprouver par l'interposition de la substance cométaire, on l'a justement attribué au fond éclairé sur lequel se projettent alors leurs images.
Nous devons aux recherches d'Arago sur la polarisation, les données les plus importantes et les plus décisives sur la naiure de la lumière des comètes. Son polariscope lui a servi à résoudre les plus difliciles problèmes sur la constitution physique du Soleil, comme sur celle des comètes ; cet instrument permet, dans beaucoup des circonstances, de décider si un rayon de lumière qui arrive jusqu'à nous après avoir parcouru un espace quelconque, est un rayon direct, un rayon réfléchi ou un rayon réfracté, et si la source de lumière d'où il émane est un corps solide, liquide ou gazeux. A l'aide de cet appareil, la lumière de la Chèvre et celle de la grande comète de 1819 furent analysées simultanément à l'Observatoire de Paris : la lumière de l'étoile fixe se comporta comme on devait s'y attendre, c'est-à-dire comme doivent le faire des rayons émis, sous toutes les inclinaisons et dans tous les azimuths possibles, par un soleil btillant de son propre éclat, mais la lumière de la comète parut polarisée; il y avait donc de ta lumière réfléchie (M).
— il8 — L'existence de rayons polarisés dans la lumière qui nous vient des comètes ne fut point seulement constatée par l'inégalité d' éclat de deux images; une preuve nouvelle en Tut donnée par )e contraste encore plus frappant des couleurs complémentaires, basé sur les lois de la polarisatiOD chromatique dont Arago avait fait la découverte en 1811. Ces observations furent renouvelées, avec le même résultat, en 1836, époque de la dernière apparition de la comète de Halley. Cependant, ces brillants travaux ne permettent pas encore de décider si de la lumière propre aux comètes ne se mélange point à la lumière solaire que ces astres réfléchissent; or, c'est là une combinaison dont cei^ taines planètes, telle que Vénus, offrent un exemple assez probable.
Il n'est guère possible d'attribuer toutes les variations qu'on a remarquées dans l'éclat des comètes à leurs changements de position par rapport au Soleil. Elles peuvent naître aussi de la condensation progressive et des modifications qui doiv^t survenir dans le pouvoir réfléchissant des matières qui les constituent. Uévélius trouva que le noyau de la comète de 1618 diminua vers l'époque de son passage au périhélie, et cpa'il se dilatait à mesure que l'astre s'éloignait du Soleil. Ces faits remarquables furent longtemps néglii^, et ce fut Valz qui en renouvda l'obserration sur la comète à courte période; l'habile astroDoiae de Marseille lit voir avec quelle régularité son volnine décroît e« mêane temps que son rayon vecteur, mats il parait bien dt0icile d'en cberdier l'ei^licatiaD dans
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- U9 raction d'uB élher cosmique , plus condensé vers le Soleil ; car il faudrait alors se représenter l'atmosphère de la comète comme une masse gazeuse impénétrable àcetéther (52).
Grâce aux fonnes si variées dt's orbites cométaires, l'astronomie solaire s'est enrichie, dahs ces derniers temps, d'une brillante découverte. En 18l9, Eucke démontra l'existence d'une comète à courte période; cette comète ne quitte jamais l'enceinte où les planètes se meuvent , et le point de son orbite te plus éloigné du Soleil se trouve compris entre la région des petites {danèles et celle de Jupiter. Son excentricité est 0,845 (celle de Junon, la plus forte de toutes les excentricités planétaires, est 0,255). La comète d'Encke a été vue Il l'œil nu à diverses reprises, notamment en 1619 en Burope, et par Rûmker en 1822 dans la Nouvelle^ tfollande, mais toujours avec difficulté. Le temps de Sa révointion est d'environ trois ans et demi. 11 ressort d'one cotDparaison soigneuse des reitiurs successif^ aU périhélie ce fait capital, que les périodes comprises entre 1786 et 1338 ont diininué régulièrement de rénriutioa en révolution; la Variation totale pour )eâ doq^ante-deux aoa est de 1 jonr et ^. Four acccfrder ensemble les calculs et les observations, il n'a pas sutli de tenir un compte exact des perturbations planétaires, il H encore fallu recourir à une hypothèse, du teste très^Vraisemblable, et supposer que les espaces célestes sont remplis par une matière fluide excessivement ténue, qui opposerait nne certaine résistance aux moula, diminuerait la force ladgentiei'e, et par con-
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séquent aussi les grands axes des orbites cométaires. La valeur de la coDStanie de celle résislaoce paraît êlre un peu diflërenle avant et api'ès le passage de la comète à soD périhélie, peul-élre à cause des variations de forme que subit alors cette petite nébulosité, ou de la densité variable des couches formées par l'éther cosmique (53). Ces faits, ainsi que les théorie qu'ils ont fait naître, sont assurément une des. plus intéressantes parties de l'astronomie nouvelle. Ajoutons que les calculs des perturbations de la comète d'Encke ont fourni l'occasion de soumettre a une épreuve délicate la masse de Jupiter qui joue un si grand râle en astronomie, et apporté une diminution sensible à la masse de Mercure.
A cette première comète à courte période vint s'en joindre bientôt une seconde (en 1826), également planétaire, dont l'aphélie est situé par delà l'orbite de Jupiter, mais bien loin encore de celle de Saturne. La comète de Biela accomplit sa révolution autour du SoleU en 6 ans |. Elle est encore plus faible que celle d'Encke, elle se meut, comme celle-ci, dans le même sens que les planètes , tandis que la comèle de Halley est rétrograde. C'est le seul cas qui se soit présenté jusqu'ici d'une comète qui coupe l'orbite terrestre, et qui pourrait occasionner une catastrophe par sa rencontre avec la Terre, si toutefois il est permis d'employer un pareil terme en pariant d'un phénomène inouï dans l'histoire, et dont tes conséquences échappent» toute appréciation. Il est vrai, de faibles masses animées d'une vitesse énorme pourraient produire
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des eOèls considérables; mais après avoir prouvé qu'il est impossible d'attribuer à la comète de 1770 une niasse égale à la cinq millième partie do celle de la Terre, Laplace montre qu'on peut admettre, avec un certain degré de probabilité, que la masse moyenne des comètes est bien inrérieure à 7*707* ^^ i^'I^ ^^ '^ Terre [environ jj^ de la masse de la Lune] {5li) • Quoi qu'il en soit, il faut se garder de confondre la rencontre de la Terre et de la comète de Biela, avec le passage de celle-ci à travers notre orbite; ce passage s'est effectué le 29 octobre 1832, mais la Terre était alors située à une distance telle de ce point de son orbite, qu'il lui fallait un mois entier pour y arriver. Les orbites de ces deux comètes à courte période se coupent aussi, et l'on a justement remarqué que les fortes perturbations auxquelles ces petits astres sont soumis pourraient bien amener leur rencontre (55); si elle avait effectivement lieu vers le milieu d'octobre, les habitants de la Terre auraient le mer^ veiileux spectacle du choc de deux corps célestes, ou plutôt d'une pénétration mutuelle, peut-être d'une agglutination qui les réunirait en un seul corps, mais peut-être aussi les verrions-nous se dissiper complètement dans l'espace. De telles conséquences de l'action perturbatrice des masses prépondérantes, ou de la situation relative d'ortiites qui se sont toujours croisées, pourraient s'être réalisées fréquemment, depuis des milliers de siècles, dans l'immensité des oieux; ces événements n'en seraient pas moins des accidents isolés, sans action sur les grands faits gêné-
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rsax, et sans plus d'influence que l'ërupUon ou robll^* tération d'un Toloau n'en peuvent avoir sur l'étroU domaiDe que bous occupons.
Une troisième comète à courte période s été découwrte par Faye, l'année dernière (22 dot. 18^3), à l'Observatoire de Paris. Son orbite elliptique se rapproche plus de la forme circulaire que celle d'aucune autre comète connue; elle est comprise entre l'orbite de Mars et l'orbite de Saturne. La comète de Paye, qui, d'après les calculs de Goldsmidt, dépasse, à son aphélie, la r^on de Jupiter, appartient au petit nombre de comètes dont le périhélie est situé au delà de l'oiitite de Mars. Sa période est de sept ans r^s, et la forme actuelle de sou orbite est due peut-être à l'action perturbatrice de Jupiter, dont cette comète fut très-voisine, vers la fin de l'année f 839.
Si nous considérons toutes tes comètes à orbites elliptiques comme parties intégrantes du monde solaire, et si nons les rangeons dans l'ordre de leurs grands axes et de leurs excentricités, nons en trouverons plusieurs qu'on peut placer immédiatement après les trois comètes planétaires d'Encke, de fiiela et de Faye : d'abord, la comète découverte par Mesmer en 1766, que Clausen regarde comme identique h la troiiSlème comète de 1819; puis la quatrième comète de cette dernière année, découverte par Blanpain, et dont Clausen a signalé l'analogie avec la comète directe de 17f|3 (cette comète aurait, éômme celle de Lexell, éprouvé de fortes perturbations de la part de Jupiter) ; leurs périodes paraisseût être de
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«loq h six ans, et leurs apb^ieB tombent dans \a fégiofi de Jupiter. Ënniite vioDoent les comètes dont ht frirîode est oompriie entre 6oixaQt«-dix et soixanteaeite ans-, ce sont : Ia comète de Halley, qui a joue UD rôle n important pour l« théorie et la physi(]ue du cidt SB dernière réapparition (1835) Tut mdns brll^ haie que )ea ftréeédenles ; la comète d'OlbefS (6 mars iSJS), et celle qui fut décotiverle pai* PoDs en 1813, tA dont l'orbite elliptique a élé calculée par Encke. Ces deux dernières n'ont jamais été visibles à l'ceil BU. Nous oonnaissons actuellement neuf apparitions certaines de la grande comète de Halley; car des calculs récents» dont Laugier a puisé tes élémtirtis dans ia nouvelle table des comètes, extraite par Edouard fiiot des Annales chinoises, ont établi l'identité de la oomèie de 1378 areo celle de Halley (56). De 1978 a 1836, le temps de la révolution de la comète de Halley a varié de 7îi,9] à 77, S8 ans; ta période iatcnnédiaire a été de 76,1.
Cette dafse de comètes contraste aToc un autre ' groupe d'astres de même genre, dont la période, foujoura ÎDCertaioa et dllfioilé )i déterminer, embrasse plusieurs milliers d'années. Telle est )a belle comète de 1811, qui emploie 3,000 ans, d'api^s les calcula d'Ar^elaDder, k Écoom[4ir sa révotntion, et l'effrayante comète de 1680,. dont le temps périocSque dépaase qmtr^-vîngt-iiait sièctes, suivant Encke. Ces aatow a'éloigBent du Soletl, l'un à vingt et un, l'autre à quarante-qnaUv rayons de l'wbite d'Unmus, c'està-dire à flSOO et à 13000 nillioas fie myriamètres.
La force attractive du Soleil s'exerce donc encore . à ces éDormes dislaoces; mais aussi, la comète de 1680, qui parcourt 393 kilomètres par seconde à son périhélie , et dont la vitesse est alors treize fois plus grande que celle de la Terre, oe se meut à soa aphélie qu'à raison de 3 mètres à peine par seconde; c'est à peu près le triple de la vitesse de nos fleuves d'Europe, et ce n'est que ta moitié de celle que j'ai constatée dans un bras de l'OréDoque , le Cassiquiare. Certes, parmi les comètes que l'on n'a pu calculer, et dans le nombre immense de celles qui ont passé inaperçues, il doit s'en trouver plusieurs dont le gradd axe dépasse beaucoup celui de ta comète de 1680. En nous bornant à cette dernière, nous citerons quelques nombres, afin d'aider l'esprit à se faire une idée, non de l'étendue qu'embrasse la sphère d'attraction des autres soleits, mais seulement de la dislance qui les sépare encore de l'aphélie déjà si reculé de cette comète. D'après les récente déterminations de la parallaxe des étoiles les plus proches, leur distance au Soleil serait deux cent cinquante fois plus grande que la distance de l'aphélie de la comète de 1680; car cette dernière distance équivaut à quarante-quatre rayons de l'orbite d'Uranus, tandis que cette de « du Centaure en contient 11000, et celle de la 61* du Cygne, 31000.
Après nous être occupé des cas où les comètes s'éloignent le plus de l'astre central, il nous reste à parler des plus courtes distances qui aient été mesurées. La comète de Lexell et de fiurctdiardt
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(1770), célèbre à cause des .fortes perturbalions qu'elle a éprouvées de la part de Jupiter, s'est rapprochée de la Terre plus que toute autre comète; le 28 juio, sa distaoce était égale à six fois la distance de la Lune. Cette même comète traversa deux fois , à ce qu'il paraît (eo 1767 et ea 1779) , le système des quatre satellites de Jupiter, sans faire éprouver le moiadre dérangement à ces petits astres, dont les mouvements sont si bien coddus. La distance de la comète de 1680 au Soleil fut huit ou oeuf fois moindre que celle de la comète de Lexell à la Terre; le 17 décembre, jour de son passage au pén'hélie, cette distance n'était que le sixième du diamètre solaire, ce qui revient aux -^ de la distance de la Lune. Quant aux comètes dont le périhélie dépasse l'oitiite de Mars, elles sont rarement visibles pour tes habitants de la Terre, à cause de leur éloignement. Pourtant la comète de 1729 atteignit son périhélie dans la région située entre les orbites de Pallas et de Jupiter; elle (ut même observée par delà cette dernière planète.
Depuis que les connaissances scienti&ques , mélangées de quelques notions imparfaites et confiises, ont pénétré plus avant dans la société, on s'est préoccupé plus qu'autrefois des catastrophes dont nous sommes menacés par le monde des comètes, mats ces craintes ont pris une direction moins vague. La certitude qu'il existe, au sein même de notre monde planétaire, des comètes qui reviennent, h de courts interralles, papegurig les régions où la Terre exécute ses
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— i26 — OUHiventeiitfi; les perturbations considérable qne Jupiter et SaluPDe produisent daiiE leurg orbites, perturbations AoxA le résultat peut être de transTormer un astre iodiO^reut en oa ^tre redoutable ; I» oomèie de Biela, qui traverse l'orbile de la Terre; cet âtbw cosmique dont la résistance tead à rétrécir toutes les orbites; les différences iodividueltoi de ces astres qoi laissent soop- ÇODoer les degrés les plut divers dans la quantité de matière dont leurs noyaux sont fbnnés} tels sont »otuellcwenl les motifs de ooc appréhensioBS, et ils rerap)aceBt> p»r leur nootm, les va^es terreurs qu'ont inspirées aux ^èeles plus reculés oes épées enfiamméea, c«8 étoiles chevelues qui raeoaçaient le monde d'un embraseBeot universel.
Lea motifs de sécurité qu'on a empruntés au caicvi des proltabiUtés s'adressent à l'entendement, éclairé put *me étude nusonnée du eufet, mais ils ne saursient produire la conviction profonde qui résulte de l'asseotimMit de toutes les brcee de notre âme ,- ils sont impuisaaota bxxt V imagination ; et' lo reproelie qu'on a fait à la science moderne de vouloir étouffer les préootn^atioDS qu'eUe a elle-même éveillées, n'est pas déwié de justesse. TcHijours l'imprévu, l'extraonttnaive, kiroDi naître la cfainte, jamsHS la joie ni Tespér«ftce (57) ; c'est là une secrète loi de ta nature hunaifte qu'un investigateur sérieux ne doit pas niéconnaître. Aussi, dans tous les pays, à toutes les époques, l'aspect étrange d'une comète, la lueur blaferde de sa chevelure, son apparition subite dans le firm»meot, ont-ils f»>oduit sur l'esprit des peuples l'e^
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d'usé paiseance redoulablo, naensçanle pour l'ofdre ancieDoemeot établi dans la création ) et comme le phénomène est limité h itoe courte durée , il en réaulle lu (xoyatu» qq« son action doit être icaiBédiaie on du moios procbaioe; or, les évéeenkeetâ de ca monde o& frent toujours, daqa leur eochatneoieQt, uq bit que l'tw peut regarder comme l'acccu&plisaewaent d'un présage funeste. On dirait pourtant que tea tendanoee populairee ont pris, à notre époque, une autre direction, et qu'ettcn ont revêtu une f(vme moinB sombre t c'est ainsi qn»j dans les graoieuset vallées du Hhia el de la Moaelle, oo accorde à ces a&trei, si loqgtemps calomniés , une inflo^Ko bienraifiante sur la fécondité àm vigaohiet. A notre ^Ktque, lea comètea abondent » ek les feils oo»* traires à ce mythe météorologique n'ont pas Bumqoé) laais rien n'a pu ébranler la croyance nouTeile que ces aatree errants amènent de la e^leur.
J'ahattd(M>n« maintenant ce sujet pour paaaer à iHia Oi^U u'iV.f autre série de phéaoraèttea encore plus mystérieux) "-^ dholi^^nf je veux parler de ces pêtita astéroïdes doal les fragi« ments prennent le nom de ^terres méiêonquM ou d'a^oiitkes, dès qu'ils ont pénétré dans notre atoa»q>liù«. Si j'aborde ici, comme pour les comètes, des détails qui peuvent paraître, de prime abord, étraiH gers au ^an de cet ouvra^, ce n'est pas mas j areit mûrement réfléchi. Noua avons moatré tout ce que les caractères distinctifs de ces derniers astres ODt de variable et d'iwlividuet, et combien la science, si avancée ■DUS le rapport des mesures et des calculs, parait en Mtard dè« qu'il s'agit de la constitutioa physique d«»
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comètes. C'est qu'eo eflfet i) n'est guère possible actuellement de discerner, au milieu de celle masse d'observations plus ou moins exactes, les faits généraux et essentiels des accidents ou des particularités. ^ Les choses étant ainsi, nous avons dû nous borner à décrire les principaux caractères physiques, ce qu'on pourrait appeler les différences de physionomie, à comparer les durées des révolutions , à signaler enSn les variations extrêmes , soit dans les dimensions des orbites, soit dans les distances aux astres les plus importants. Dans ces phénomènes, comme dans ceux dont nous allons parier, les types individuels dominent forcément l'ensemble du tablegu ; pour atteindre à la réalité , il faut faire ressortir plus énergiquement lœ contours.
Tout porte à croire que les étoiles filantes, les bolides et les pierres météoriques sont de petits corps qui se meuvent autour du Soleil en décrivant des séchons coniques, et en obéissant de tout point, comme les planètes, aux lois générales de la gravitation. Quand ces corps viennent à rencontrer ta Terre, ils deviennent lumineux aux limites de notre atmosphère, et souvent alors ils se divisent en fragments, recouverts d'une couche noirâtre et brillante, qui tombent dans un état de caléfaction plus ou moins marqué. Une analyse minutieuse des observations qu'on a pu recueillir à certaines époques où les étoiles filantes apparaissent périodiquement (à Cumana en 1799, et dans l'Amérique du Nord en 183d et en I8S/1), n'a pas permis de considérer les bolides
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et les étoiles filantes comme deux ordres de phénomènes disliDctâ; noD-seulement les étoiles filantes sont souvent entremêlées de bolides, mais encore leurs disques apparents, leurs traînées lumineuses et leurs vitesses réelles n'olTrenl que des difTérences de grandeur, et non des dilTcrcnces essentielles. Tandis qu'on voit d'énormes bolides, accompagnés de Tumée et de détonations, éclairer le ciel d'une lumière assez vive pour être sensible, même en plein jour (58), sous l'ardent soleil des tropiques, on voit aussi des étoiles HIantes si petites qu'elles apparaissent comme autant de points traçant sur ta voûte céleste d'innombrables lignes phosphorescentes (59). Mais ces corps brillants, (|ui sillonnent le firmament d'étincelles stellaires, sont-ils tous d'une seule et même nature? C'est une question qu'il favit laisser actuellement sans réponse. Je suis revenu des zones équinoxiates sous cette impression que, dans les plaines ardentes des tropiques, comme à 6 ou 6 mille mètres au-dessus du niveau de la mer, les étoiles filantes sont plus fréquentes, plus richement colorées que dans les zones froides ou tempérées ; mais c'est dans la pureté et dans l'admirable transparence de l'atmosphère de ces contrées qu'il faut en chercher la cause (60); là, notre regard pénètre plus facilement les couches de l'air qui nous entourent. C'est aussi îi la pureté du ciel de Bokhara que sir Alexandre Burnes attribue » le magnifique spectacle, sans cesse renaissant, des étoiles filantes à couleurs variées » qu'il put y admirer.
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Ail phénomène brillant des bolides viennent se rattacher les chutes de pierres ipôtéoriques qui s'enfoncent parfois dans le sol jusqu'à 3 et 5 mètres de profondeur. Cette dépendance mutuelle est établie par des faits nombreux, et surtout par les observations fort exactes que l'on possède sur les aérolithes qui tombèrent à Barbolan, dans le département des Landes {24 juillet 1790), à Sienne (16 juin 1794), à Weston dans le Connecticut (Ift décembre 1807), et à Juvenas, département de l'Ardèchc (15 juin 1821). Ces phénomènes se présentent aussi sous un tout autre aspect : d'abord, un petit nuage très-obscur apparaît subitement dans un ciel serein ; puis, au milieu d'explosions qui ressemblent au bruit du canon , les masses météoriques sont précipitées sur le sol. On a vu quelquefois ces nuages parcourir des contrées entières et en semer la surface de milliers de fragments très-inégaux, et de nature identique.
On voit aussi, mais plus rarement, les aérolithes tomber d'un ciel parfaitement pur, sans formation préalable d'aucun nuage précurseur ; ce cas s'est présenté, il y a quelques mois (16 septembre 18àâ), lors du grand aérolilhe qui tomba, avec un fracas semblable à celui de la foudre, à Kleinwenden, non loin de Mulhouse. Enfm , des faits établissent une analogie intime entre les étoiles filantes et les bolides qui lancent sur la terre des pierres météiriqueg; car il arrive souvent que ces bolides atteignent à peine les dimensions des petites étoiles de nos feux d'arliliœ.
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Quelle est ici la force productrice? quelles sont les actions ou physiques ou chimiques qui sont en jeu dans ces phéDoroènes? Les molécules dont se composcDt ces pierres météoriques si compactes, étaientelles origiDairement h l'état gazeux ou simplement disséminées comme dans les comètes, et se sontelles condensées dans l'intérieur du météore au moment même où elles commencèrent à hriller à nos yeuxi* Que se passe-t-il dans ces nuages noirs où il lonne des minutes entières avant que les aërolithes en soient précipités? Faut-il croire que ces étoiles filantes laissent tomber aussi quelque matière compacte, ou bien seulement une sorte de brouillard, de poussière météorique formée de fer et de nickel (61)? Ces questions sont encore environnées d'une obscurité profonde. On a mesuré l'effrayaotc rapidité, la vitesse toute planétaire des étoiles filantes, des bolides et des aérolitbes ; on connaît le phénomène dans ce qu'il offre de général , on â pu con- Elaler une certaine uniformité dans les apparences; mais les antécédents cosmiques, les transmutations originaires de la substance restent complètement îgDorés.
Si les pierres météoriques circulent dans l'espace, déjà formées en masses compactes [d'une densité plus faible pourtant que la densité moyenne de la Terre] (62), il faut admettre qu'elles ne forment qu'un petit noyau, entouré de gaz ou de vapeurs inflammables, dans ces énormes bolides dont les diamètres réels, déduits des hauteurs et des dïa-
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mètres apparents, se sont trouvés de 160 et de 850 mètres. Les plus grandes masses métt-oric|ues que DODS coDDaissions sont celles de Bahia, dans le Brésil, et celle d'Otumpa, dans le Ghaco, que Rubi de Celis a décrites ; elles n'ont que 2 mètres et 2 mètres et demi de longueur. Quant à cette pierre d'^gos-Polamos , mentionnée déjà dans la chronique de Paros et si célèbre dans l'antiquité, elle tomba vers l'époque de la naissance de Socrate : suivant la descripùoû qui nous en est restée, elle était grosse comme une double meule de moulin; son poids était celui delà charge entière d'une voiture. Malgré les tentatives que le voyageur Browne fit inutilement pour la découvrir, je ne renonce pas à l'espoir qu'un jour on pourra retrouver, plus de 2300 ans après sa chute, cette masse météorique dont la destruction ne me parait guère admissible. Cet espoir est d'autant mieux fondé, que la Thrace est maintenant plus que jamais accessible aux Européens. Au commencement du X* siècle, il tomba un aérolithe colossal dans la rivière de Narni, et, d'après un document découvert par Perlz, il dépassait d'une aune entière le niveau des eaux. Il faut remarquer ici que toutes ces masses météoriques anciennes ou modernes doivent c'trc considérées comme les principaux fragments du noyau qui s'est brisé avec explosion, soit dans le bolide enflammé, Boit dans le nuage obscur. Mais quand je considère l'énorme vitesse, mathématiquement démontrée, avec laquelle les pierres météoriques se précipilent des couches extrêmes de l'atmosphère jusque sur le sol.
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et la courte durée de leur trajet, je ne puis me résoudre à croire qu'un si petit espace de temps ait sudi à condeaser une matière gazéiforme en un noyau golide, métallique, avec des incrustations parfaitement formées de cristaux d'olivine, de labrador et de pyroxène.
Au reste , toutes ces masses météoriques possèdent un caractère commun, quelles que soient les différences de leur conslilution chimique interne; c'est un aspect bien prononcé de fragment, et souvent une forme prismatique ou pyramidale à sommet tronqué, à faces Irirges et un peu courbes, à angles arrondis. Or, d'où peut provenir, dans ces corps qui circulent au milieu do l'espace, comme les planètes, celte forme fragmentaire signalée d'abord par Sclireibers? Avouons-le, ici, comme dans la sphère de la vie organique, tout ce qui se rattache aux périodes de formation est entouré d'obscurité.
Les masses météoriques commencent h. briller ou à s'enflammer à des hauteurs où règne déjà un vide presque absolu. A la vérité, les nouvelles recherches que l'on doit à Biot sur l'important phénomène des crépuscules (63), abaissent considérablement cette ligue qu'on nomme d'ordinaire, et peut-être avec trop de hai'diesse, la limite de notre atmosphère; d'ailleurs, les phénomènes lumineux peuvent se produire indépendamment de la présence du gaz oxygène, et Poisson inclinait h croire que les aérolithes s'enflamment bien au delïi des dernièa's couches de notre enveloppe gazeuse. Mais cette partie de la science , comme celle
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qui s'occupe des autres corps plus grands dont se compose le système solaire , n'offre de base solide à nos raisonnetnenls et à nos recherches que là oii le calcul et les mesures géométriques peuvent s'appliquer.
Déjà en 1686, Halley considérait comme un phénomène cosmique le grand météore qui parut à celle époque, et dont le mouvement s'effectuait en sens inverse de celui de la Terre (64). Mais c'est à Chiadni qu'appartient le mérite d'avoir le premier reconnu, en toute généralité, la nature du mouvement des bolides, et leuis rapports avec les pierres qui paraissent tomber de l'atmosphère (65). Plus tard, les travaux de Denison Olmsted, à Newhaven (Massachusetts), confirmèrent d'une manière éclatante l'hypothèse qui assigne à ces phénomènes une origine cosmique. Lors de l'apparition des étoiles filantes dans la nuit du 12 au 13 novembre 1833, époque devenue depuis si célèbre, 01mst«d montra que, d'après le témoignage de tous les observateurs, les bohdes aussi bien que les étoiles filantes paraissaient diverger d'un seul et même point de la voûte céleste, situé près de l'étoile y de la consteltation du Lion; ce point resta conslam- ■ ment le point commun de divergence des météores, quoique l'azimulh et la hauteur apparente de l'étoile eussent varié notablemenl pendant la longue durée des observations. Une telle indépendance du mouvement de l'otation de la Terre prouve que ces météoi'es venaient de régions situées hors de notre atmosphère, et qu'avant de l'alleindre iU [uircuuraient les espaces
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célestes. D'après les calculs d'Encke (G6), basés sur l'fDsembIc des observations qui furent faites dans 1^ Élats-Unis d'Amérique, entre les latitudes de 35° et de ÛO", le point de l'es|)ace d'où ces météores semblaient tous diverger, était précisément celui vers lequel le mouvement de la Terre était dirigé à cette époque. Les apparitions de novembre se produisirent en 1834 et en 1837, et furent toutes observées en Amérique-, celle de 1838 le fut à Br^'me : ces observations constatèrent de nouveau le parallélisme général des trajectoires, ainsi que leur direction commune vers, le point du ciel opposé à la constellation du Lion. Comme les étoiles niantes périodiques affectent une direction parallèle, plus généralement que les étoiles filantes sporadiques, on a cru remarquer en 1839, dans l'apparition du mois d'août (tes Larmes de saint Laurent), que les météores venaient, pour la plupart, d'un point situé entre Persée et le Taureau, point vers lequel la Terre se dirigeait alors. Un phénomène aussi frappant que la direction rétrograde de toutes ces orbites en novembre ctcQ aoftt, mérite certainement d'être établi ou inûrmé par les observations les plus exactes qu-'on pourra recueillir à l'avenir.
Rien n'est plus variable que la hauteur des étoiles filantes, c'est-à-dire de la portion visible de leur trajectoire; elle oscille entre 3 et 26 myriamètres. On doit cet important résultat, ainsi qu'une connaissance plus exacte de l'énorme vitesse de ces problématiques asléroildes, aux observations simultanées de lirandes et de Benzeoberg, et aux mesui-es de pai'allaxe qu'ils
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BreDt à l'aide d'une base de 15000 mètres de longueur (67). Leur vitesse relative est de 4^ à 9 milles par seconde; elle est donc de l'ordre de colle qui anime les planètes. D'abord, coite vitesse vraiment planétaire des bolides et des étoiles Qlaiiles (68), puis la direction biua constatée des mouvements en sens invci'se de celui de la Terre, tels sont les printipaux arguments qu'on oppose d'ordinaire à l'hypothèse qui allribue l'origine des aérolitlies à de prétendus volcans lunaires encore en activité. Or, quand il s'agit d'un petit astre dépourvu d'atmosphère, toute suppositfon numciique sur l'énergie des Torccs volcaniques est arbitraire de sa natura, et rien n'em|)èche d'y admettre une i-éaction de l'intérieur contre la couche extérieure cent fois plus énergique, par exemple, que dans nos volcans actuels. On peut encore expliquer comment des masses, lancées par un satellite dont le mouvement s'eflectucde l'ouest à l'est, peuvent nous |wraître animées d'un mouvement rétrograde : il sullit ()0ur cela que la Terre arrive plus tard que ces pmjectiles dans la partie de son orbite (|u'ils auront traversée. Mais si on considère l'ensemble des faits dont j'ai dû faire l'énuniéralion, aPm d'éviter le reproche qui s'adresse aux théories hasardées, ou trouve que l'hypothèse do l'origine séléuiticiue do ces météores suppo:-e un concours de circonstances nombreuses, dont le hasaixi seul [K)urrait amener la réalisation (69). Il est plus simple d'admettre l'existence de iMîtiles niasses planétaires, circulant dès l'origine dans les espaces célestes, et cette hypothèse s'accorde
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mieux avec les idées acceptées déjà sur la rormation de noire syslèiiie solaire.
Il est très-probable que ces masses cosmiques passent en i^rantt uombre dans le voisinage de notre atmospbère et continuent leur CQurse autour du Soleil, sans avoir éprouvé d'autre effet de l'attraction du globe terrestre qu'une modification dans l'excen- Iricihi de leur orbite; sans doute, nous ne les revoyons ensuite qu'après de longues années et lorsqu'elles ont accompb un certain nombre de révolutions. Quaot aux météores ascendants, que Ghladni, moins bien inspiré cette fois, expliquait par la réaction des couches d'air violemment comprimées pendant unechiile rapide, on put voir d'abord, dans ces phénomènes, l'ellet li'une force mystérieuse qui tendrait à lancer ces corps loin de la Terre; mais Bessel a montré que de tels faits seraient théoriquement inadmissibles; puis, en s'appuyaot dos calculs exécutés par Fcidt avec le plus grand soin, il a prouvé que la rùalité de ces prétendus faits s'évanouit, nR'ine dans les observations qui paraissent l'établir, si l'on tient compte des erreurs iflhérentes îi l'apprécialioti simultanée, faite par deux observateurs éloignés, de la disparition d'une môme étoile filante; ainsi, cette ascension des météores ne doit pas être considérée Jusqu'ici comme un résultat de l'observation (70). Olbers pensait que les bolides eollaramés pouvaient éclater et lancer verticalemeot des fragments, à la uDanière des fusées; il croyait que celte rupture altérerait, en certains cas, la direction de leurs trajectoires; mais ces
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vues doivent être l'objet d'observations douvcIIcs. Les étoiles Qiantes tombent tantôt rares et isolées, c'est-à-dire sporadiques, tantôt en essaims et par milliers. Ces dernières apparitions, que les écrivaios arabes ont comparées à des nuées de sauterelles, sont périodiques et suivent des directions géuéralemeot parallèles. Les plus célèbres sont celle du 12 au 14 novembre et celle du 10 août, jour de la fêle de saigt Laurent, dont les larmes brûlantes paraissent avoir élé autrefois, en Angleterre, le symbole traditionnel du retour périodique de ces météores (71). Déjà Klœden, à Potsdam, avait signalé, dans la nuit du 12 au 13 novembre 1823, l'apparition d'une multitude d'étoilos filantes et de bolides de toute grandeur; en 1832, od vit le même pbénomène dans toute l'Europe, depuis Portsmouth jusqu'à Orenburg, sur les bords de l'Oural, et même à l'Ile-de-France, dans l'hémisphère austral. Cependant, l'idée que certains jours de l'année sont affectés à ces grands phénomènes ne prit naissance qu'en 1833, à l'occasion de l'énorme essaim d'étoiles filantes qu'Olinsted et Palmer observèrent ep Amérique, dans la nuit du 12 au 13 novembre; alors elles tombaient comme des fiocons de neige; en un seul endroit, pendant neuf heures d'observation, on en compta plus de 2^0000. Palmer remonta à l'apparition des météores de 1799, qui fut décrite par Ellicot et par moi (72); il résultait du rapprochement que j'avais fait de toutes les observations de cette époque, que l'apparition avait été simultauéc pour lus lieux situés dans le Nouveau Continent, depuis l'équa-
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teur jusqu'à New-Herrnhut daus le Groenland (latitude 64° 14') , entre 46° et 82° de longitude. On reconnal, avec élonnement, l'identité des deux époques. Ce Qux de météores qui sillonnèrent le firmament entier, du 12 au 13 novembre 1833, et qu'on aperçut depuis la Jamaïque jusqu'à Boston (lat. 40° 21'), se reproduisit en 1834, dans la nuit du 13 au 14 doveoibre, aux États-Unis d'Amérique ; mais le phénomène eut alors une intensité un peu moindre. Depuis celte époque, sa périodicité se confirma en Europe de la manière la plus régulière.
L'apparition de saint Laurent (9-14 août), deuxième pluie d'étoiles Qlantes, procède tout aussi régulièrement que la première. Déjà, vers le milieu du dernier siècle, Musscheobroek avait signalé la fréquence des météores qui paraissent dans le mois d'août (73) ; mais Quélelet , Olbers , Benzenberg, ont prouvé, les premiers, la périodicité de ces apparitions, et en ont lise l'époque à la fête de saint Laurent. Sans doute, l'avenir nous réserve la découverte d'autres époques analogues , affectées pareillement aux retours périodiques de ces phénomènes (74) : telles sont peut^trc celle du 22 au 25 avril, celle du 6 au 12 décembre, et, comme suite des recherches de Capocct, les dates du 27 au 29 novembre ou le 17 Juillet.
Ces phénomènes ont paru jusqu'ici se produire dans une indépendance complète de toutes les circonslaDces locales, telles que la hauteur du pôle, la température de l'atmosphère , etc... Cependant leur a|)pari(iun est souvent accompagnée d'un autre phc-
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nomène météorologique, et, quoique cette coïDcideoce puisse être un simple jeu du hasard, il D'est peut-être pas hors de propos de la signaler. Uoe aurore boréale très-inlense accompagnait la plus magniBque apparition d'étoiles filantes que l'on conoaisse, celle du 12 au 43 nov. 1833, dont nous devons la description à Olmsted ; à Brème , en 1838, même accord des deux phénomènes : toutefois, ta chute périodique des étoiles filantes y fut moins remarquable qu'à Richemond, près de Londres. J'ai signalé, dans un autre écrit, la remarque de l'amiral Wrangel (75), et j'eus souvent l'occasion de l'entendre lui-même conûrmer celte singulière observation : lors de son voyage sur les côtes sitiérienues de la mer Glaciale, l'amiral a vu, dans un ciel brillant des lueurs d'une aurore boréale, certaines parties restées obscures s'allumer tout à coup lorsqu'elles étaient traversées par une étoile filante, et garder ensuite leur éclat rougeâtre.
Ces myriades d'astéroïdes constituent sans doute divers couranU qui viennent couper l'orbite terrestre comme le fait la comète de Biela. En poursuivant cette idée, on peut imaginer que leur ensemble forme un anneau continu, dans l'intérieur duquel ils suivent une direction commune. Déjh les petites planèles, situées entre Mars et Jupiter, sauf Pallas, nous offrent des relations analogues dans leurs orbites si étroitement entrelacées. Mais s'il s'agit de la théorie même de ces anneaux, il faut avouer que bien des points restent encore à décider : par exemple, les époques de ces apparitions éprouvent-elles des vai'iations; tes
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refards qu'elles subissent et que j'ai signalés depuis tongtemps provienDeût-ils d'une rétrogradation ré.aulière, ou d'un simple déplacement oscillatoire de In ligne des nœuds, c'est-à-dire de la ligne d'intersection du plan de l'orbite terrestre avec le plan de l'anneau? Peut-élre ces petits astres sont-ils groupés très-irrégulièrement, peut-être leurs distances mutuelles sontelles fort inégales, et leur zone a-t-elle une largeur si considérable qu'il faudrait à la Terre des jours entiers pour la traverser. Le monde des satellites de Saturne nous présente déjà un groupe d'une immense largeur rormé d'astres intimement reliés entre eux. L'orbite que parcourt le dernier satellite, le septième, est si Tasie, que la Terre, dans son mouvement autour du Soleil, emploie trois jours à parcourir un espace égal au diamètre de cette orbite. Supposons maintenant que ces anneaux, que nous considérons comme formés des courants périodiques d'étoiles Riantes, au lieu d'être homogènes, ne contiennent qu'un petit nombre de parties où les groupes soient assez denses pour donner lieu à une de ces grandes apparitions, et l'on comprendra pourquoi les brillants phénomènes du mois de novembre, en 1799 et en 1833, se reproduisent si rarement. Olbers avait trouvé, dans ses profondes méditations sur ce sujet ditfîcile, quelques raisons d'annoncer, pour l'époque du 12 au 14 nov. 1867, le premier retour de ce grand phénomène, où les étoiles filantes, mêlées de bolides, tombent du ciel comme des flocons de neige.
Quelquefois l'apparition de novembre n'a été
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tbn acluctlc de la Kto de saint Laurent, qui aurait ainsi avancé (77). Bogulawski ûls a découvert, dans les annales de l'Église de Prague (Benessii de Horowic Chronicon Ecdesiœ Pragemis), une apparition d'étoiles filantes, à la date du 21 octobre 1366 (anc. st.) ; si cette apparition, qui Tut alors visible en plein jour, répond au phéDomène actuel du inois de novembre, on peut conclure de la précession en 477 ans que le système entier des météores, ou plutôt que son centre de gravité, décrit, d'un mouvement rétrograde, une orbite autour du Soleil. Enfin, il résulte des théories développées plus haut que, s'il se rencontre des années où les deux apparitions d'août et de novembre fassent défaut à la fois, sur toute la surface de la terre, il faut eu chercher la cause , soit dans une interruption de l'aoneau, dans les intervalles que laisseraient entre eux les groupes successifs d'astéroïdes, soit, comme le veut Poisson (78), dans les actions planétaires dont l'effet serait de modifier et la forme et la situation de l'aDOeau.
Nous l'avons dit, ces masses solides qui tombent du ciel sur la terre sont lancées par les bolides enflammés que l'on voit pendant la nuit; pendant le jour, et surtout par un ciel serein, on les voit tomber avec fracas du sein d'un nuage sombre ; elles sont alors forlenienl échauffées, mais non incandescentes. Or, quelle que soit leur origine, ces masses portent, en général, UQ caractère commun qu'il est impossible de méconnaître î quelle que soit la <late de leur chute, en quelque lieu du globe qu'on les ait recueillies, ce sont les
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mêmes formes extérieures, les mômes propriétés physiques de la croûte, les mômes modes d'agrégation chimique de leurs éléments. Une parité d'aspect et de constitution aussi frappante n'a point échappé aux observateurs ; mais quand on ta poursuit dans les individus, on rencontre aussi de notables exceptions. Que l'on compare les aérolilhes dont Pallas a fait mention, la masse de fer malléable de Hradschina dans le comitat d'Agram, et celle des rives du Sisim, dans le gouvernement d'Ieniseisk, ou bien encore celles que j'ai rapportées de Mexico (79), et qui toutes contiennent 96 pour 100 de fer, avec les aérolilhes de Siène, où l'on trouve à peine tÎt de ce métal, avec ceux d'Alais, de Jonzac el de Juvenas, qui tous sont dépourvus de fer métallique, et qui se réduisent à uo mélange dont le minéralogiste peut distini;uer les éléments tout séparés déjà en cristaux ; est-il possible de concevoir une opposition plus tranchée? Aussi a-t-il fallu distinguer ces masses cosmiques en deux classes, celle des fers météoriques combinés avec le nickel, el celle des pierres à grains fins ou grossiers. Un autre caractère particulier aux aérolilhes, c'est l'aspect de leur croûte extérieure, dont l'épaisseur ne dépasse jamais quelques dixièmes de millimètre ; l'éclat de la surface ressemble à celui de la poix; on y voit aussi quelquefois des veines ou des ramifications trèsmarquées (80). Un- seul, que je sache, fait exception sous ce rapport ; c'est l'aérolithede Chantonnay (Vendée), dont les pores et les boursoulïlures constituent, comme dans l'aérolithe de Juvenas, une seconde
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singtilaritt^ presque aussi rare. Dans tous les autres, la croûte noire est distincte du reste de la masse d'un gris assez clair, et la ligne de séparation y est tout aussi nette que dans le bloc de granit blanc, à gangue noire ou gris de plomb (81), que j'ai rapporté des cataractes de i'Orénoque, et qu'on retrouve dans beaucoup d'autres cataractes, celles dn Nil et du fleuve Congo, par exemple. Le feu le plus violent de nos Tours à porcelaine pe produirait rien d'analogue à cette croûte, si nettement distincte de la ntasse des aérolithes dont l'intérieur n'a subi aucune altération. A la vérité, quelques feits semblent indiquer, dans ces fragments météoriques, une sorte de ramollissement; mais, eh général, le mode d'agrégation de leurs parties, l'absence d'aplatissement après la chute, et le peu de chaleur qu'ils possédaient à cet instant, ne permettent point d'admettre que leur masse intérieure ait élé.ffl) fiision pendant le court trajet qu'ils ont parcouru, depuis les limites de l'atmosphère jusqu'à la surface de la terre.
' On retrouve dans ces corps, dont l'analyse chimiqne a été si bien faite par Berzélius, les mêmes éléments que nous voyons répandus à la surface de la terre; ce sont huit métaux : le fer, le nickel, le cobalt, le manganèse, le chrome, le cuivre, l'arsenic et l'étain; puis cinq terres; enûn la potasse, la soude, le soufre, le phosphore et le charbon; c'est le tiers du nombre des corps simples actuellement connus. Quoiqu'elles soient formées des mêmes éléments chimiques que les espèces minérales de nos montagnes et de nos h 10
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— U6 — ptaioes, les masses méléoriques n'en présentent pas moins, dans la manière dont ces éléments y sont combinés, un caractère tout différent, un aspect étranger à notre globe. Le fer à l'élat natif qu'on rencontre dans presque tous les aérolithes, leur imprime aussi un cachet spécial ; mais on n'en saurait attribuer le type e^dustf à la Lune ; car pourquoi d'autres astres ne seraient-ils pM, comme elle, dépourvus d'eau , et privés de ces réactions chimiques d'où natt l'oxyda timi? Quant à ces vésicules gélatineuses, quant à ces masses organiques, semblables à la tremella nosloc, qu'on a regardées, depuis le moyen âge , comme un produit cosmique , résidu des étoiles filantes ; quant à ces pyrites de Sl«rlitamak (à l'ouest de l'Oural), qui passaient pour des noyaux de grêlons (82) , il faut lefi classer parmi les mythes de la météorologie. Les aérolithes à texture fine et grenue , composés d'olivine, d'augite et de labrador (83), sont, d'après la remarque de Gustave Rose, les seuls qui se rapprochent de nos minéraux (tel est Taérolithe de luvenas, assez semblable à la dolérite); ils contiennent en effet des substances cristallines qu'on retrouve dans l'écorce terrestre ; et même dans le fer météorique de Sibérie, cité par Pallas, l'olivine ne se distingue de l'olivine ordinaire que par l'absence du nickel, auqud l'oxyde .d'étain s'est substitué (Sa). Si on se rappelle que l'olivine météorique contient, comme nos basaltes, Et7 ou 69 pour 100 de magnésie, et qu'elle forme plus de la moitié des parties terreuses des aérolithes, d'après Berzélius, on ne s'étonnera point de la grande quan-
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Ijté de silicates de magnésie qu'on trouve dans ces masses cosmiques. Et puisque l'aérotithe de Juveuas renferme des cristaux séparables d'augite et de labrador, on peut ctmclure de l'analyse des pierres météoriques de Château-Renard, de Biansko et de Cbantonnay, que la première est probabl«nent une diorite composée de hornblende et d'albile, et que tes' deux autres sont des combinaisons de hornblende et de Inbrador. Mais ces analogies me paraissent de bien Taibles arguments à citer en faveur de l'origine terrestre ou atmosphérique qu'on a voulu assigner aux aérolitbes. Pourquoi, et ici je pourrais rappeler te célèbre entretien de Newton et de Conduit, à Kensington (85), pourquoi les éléments qui forment un m£me groupe d'astres , un même système planétaire, ne seraient-ils pas en grande partie identiques? Comment admettre en principe l'hétérogéDéité des planètes, en présence du beau système qui explique leur genèse, par la condensation graduelle d'anneaux galeux que l'atmosphère solaire aurait successivement abandonnés? A mon avis, nous sommes tout aussi peu autorisés à attribuer exclusivement au nickel, au fw, à t'olivine ou au pyroxène (augite) des aérotithes, ta qualification de substances terrestres, que je pourrais l'être à désigner, par exemple, comme espèces européennes de la flore asiatique, ces plantes allemandes que j'ai rencontrées par delà l'Oby. Et si les astres d'un même système se compcsent des mômes éléments, comment refuser d'admettre que ces éléments, soumis aux lois' d'une
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mutuelle attraction, puissent se combiner dans des rapports déterminés, et donner naissance soit aux dômes resplendissants <le neige ou de glace qui couvrent les régions polaires de Mars, soit, dans d'autres astres, aux petites masses météoriques qui renferment, comme les minéraux de dos montagnes, des cristaux d'oItTÎne, d'augite et de labrador? On ne doit jamais rien abandonner à l'arbitraire, et jusque dans le domaine des conjectures, il faut que l'esorit sache se laisser guider par l'induction.
A certaines époques, le disque du Soleil s'obscurcit momentanément, et sa lumière s'afîaiblit à tel point qu'on voit les étoiles en plein midi. Un phénomène de ce genre, qui ne peut s'expliquer ni par des brouillards, ni par des cendres volcaniques, eut lieu en 1547, vers l'époque de la fatale bataille de Muhiberg, et dura trois jours entiers. Kepler voulut en chercher la cause, d'abord dans l'interposition d'une maleria cometica, puis dans un nuage noir que des émanations fuligineuses, sorties du corps même du Soleil, auraient contribué à former. Chiadni et Schnurrer attribuaient au passage de masses météoriques devant le disque du Soleil , les phénomènes analogues des années 1090 et 1203, qui durèrent moins longtemps , le premier pendant trois heures, le second pendant six heures seulement. Depuis que les étoiles filantes sont considérées comme formant un anneau continu, situé dans le sens de leur direction commune, on a remarqué une singu-
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lière coïDcidence entre les retours périodiques des pluies de météores et les maDifestations des mystérieux phéQomènes dont nous venons de parler. D'ingénieuses recherches, une discussion approfondie de tous les faits cousus, ont même conduit Adolphe Ennan à signaler deux époques de l'année où cette coïncidence s'est manifestée d'une manière frappante, le 7 février et le 12 mai. Or, la première de ces deux dates répond à la conjonction des étoiles filantes qui sont, dans le mois d'août, ea opposition avec le Soleil ; la seconde répond à la conjonction des astéroïdes de novembre et aux fameux jours froids des croyances populaires (saint Mamert, saint Pancrace et saint Servais) (86).
Les philosophes grecs, dont on connaît le peu de penchant pour l'observation, mais qui furent si ardents et si féconds en systèmes, lorsqu'il s'agissait d'expliquer les phénomènes qu'ils n'avaient fait qu'entrevoir, nous ont laissé, sur les étoiles filantes et les aérolithes, des aperçus très-voisins des idées que l'on accepte généralement aujourd'hui sur l'origioe cosmique de ces météores. « Quelques philosophes pensent, dit Plutarque, dans la vie de Lysander (87), que les étoiles filantes ne proviennent point de parties détachées de l'éther, qui viendraient s'éteindre dans l'air, aussitôt après s'être enflammées; elles DO naissent pas davantage de la combustion de l'air qui se dissout, en grande quantité, dans les régions supérieures; ce sont plutôt des corps célestes qui tombent ^ c'eslr^-dire qui, soustraits
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d'une certaine manière h la force de rotation générale, sont précipités ensuite, irrégulièrement, dodseulement eur les régions habitées de la Terre, mais aussi dans la grande mer, d'où il résulte qu'on ne peut pas les retrouva. » Diogène d'Apollonie s'exprime en termes encore plus nets (68) : a Parmi les étoiles visibles, se meuvent aussi des étoiles invisibles, auxquell^ , par conséquent , on n'a pu donner de nom. Celles-ci tombent souvent sur la terre et s'éteignent, comme cette étoile de pierre, qui tomba toute en feu pris d'jBgos-Polamos. » Sans doute une doctrine plus ancienne avait inspiré le philosophe d'Apollonie , qui croyait aussi que les astres étaient semblables à la pierre ponœ. En eiïet, Anaxagore de Clazomène se 6gurait tous les corps célestes 1 comme des fragments de rochers que l'éther, par la force de son mouvement giratoire, aurait arrachés à la Terre, enflammés et transformés en étoiles. » Ainsi, l'école ionique plaçait, avec Diogène d'Apollonie, tes aérolithes et les astres dans une seule et même classe ; elle leur assignait une même origine terrestre, mais en ce sens seulement que la Terre, comme corps central, aurait fourni la matière de tous ceux qui l'entourent (89), de même que nos idées actuelles font naître le système planétaire de l'atmosphère primitivement dilatée d'un autre corps centra], le Soleil. Il faut donc se garder de confondre ces idées avec ce qu'on nomme communément l'origine terrestre ou atmosphérique des aérolithes, ou avec cette singulière opinion d'Arislote, qui ne voyait
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■ — 451 — dans l'énorme lAasse d'^gos-Polamos i^u'uae pierre enlevée par un ouragan.
il est une disposition d'eeprit piM nuisible encore peut-être que la crédulité dénuée de toute cfUiqtie : c'est une uirogante incrédulité qui rejefM ietf faits sans daigner les approfondir. Ces deux trftvers de l'esprit font obstacle aux progrès de la science. En vain, depui§ TÏogt-cinq siècles , les annales des peuples parlaient de pierres tombées du ciel; malgré tant de faits appuyés sur des témoignages oculaires irrécusables, tels que ces bœtylies qui jouèrent un si grand râle dans le culte des météores chez les anciens ; cet aérolithe que les compagnons de Cortez tirent à Cholula, et qui était tombé sur la pyramide voisine; ces masses de fer météorique dont les califes et les princes mongols se 6rent forger des lames de sabre; ces hommes tués par des pierres tombées du ciel : un fraie k Crémone le /r septembre i51i, un autre moine à Milan, en 1650, deux matelots suédois frappés sur leur vaisseau en iGlk ; malgré tant de preuves accumulées, un phénomène cosmique de cette importance fut laissé dans l'oubli, et ses intimes rapports avec le monde planétaire restèrent ignorés jusqu'aux temps de Chladni, illustré déjà par sa découverte des lignes nodales. Mais aujourd'hui, il est Impossible de contempler d'un œil indifTérent les magnifiques apparitions des nuits de novembre et d'août; je dirai plus, an seul de ces rapides météoite suffira souvent à f^re naître de sérieuses méditations. Voir le mouvement surgir soudain au milieu du calme de la nuit et
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troubler un iDstant l'éclat paisible de la voûte étoilée; suivre de l'œi) le météore qui tombe, en d^sinant sur le firmameot une lumineuse trajectoire, n'est-ce pas songer aussitôt à ces espaces inBuis partout remplis de matière, partout viviSés par le mouvement ? Qu'importe la petitesse extrême de ces météores, dans un système où l'on trouve, à côté de l'énorme volume du Soleil, des atomes tels que Cérès, tels que le premier satellite de Saturne? Qu'importe leur subite disparition, quand un phénomène d'un autre ordre, l'extinction de ces étoiles qui brillèrent tout à coup dans Cassiopée, dans le Cygne et dans le Serpentaire, nous a déjà forcés à admettre qu'il peut exister, dans les espaces célestes , d'autres astres que ceux que nous y voyons toujours? Nous le savons maintenant, les étoiles filantes sont des agrégations de matière, de véritables astéroïdes qui circulent autour du Soleil, qui traversent, comme les comètes, les orbites des grandes planètes, et qui brillent ftmf é»- notre atmosphère ou du moins dans ses dernières couches.
Isolés, sur notre planète, de toutes les parties de ta création que ne comprennent pas les limites de notre atmosphère, nous ne sommes en communication avec les corps célestes que par l'intermédiaire des rayons si intimement unis de la lumière et de la chaleur ^90) , et par cette mystérieuse attraction que les AassSd •^" éloigné^ exercent, en raison de leur masse, sur notre globe, sur nos mers et même sur les couches d'air qui nous environnent. Mais si les aérolilhes et les étoiles filantes sont réellement des astéroïdes planétaires, le
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mode de communication cliange de nature , il devient plus direct, il se matérialise eu quelque sorte. En effet, il ne s'agit plus ici de ces corps éloignés dont l'action sur la terre se borne à y faire naître les vibrations lumineuses et caloriSques, ou bien encore à produire des mouvements, suivant les lois d'une gravitation réciproque; il s'agit de corps matériels qui, abandonnant les espaces célestes, traversent notre atmosphère, et viennent beurler la Terre dont elles font partie désormais. Tel est le seul événement cosmique qui puisse mettre notre planète en codtact avec les autres parties de l'univers. Accoutumés que nous sommes à ne connaître les êtres placés hors de notre globe que par la voie des mesures, du calcul et du raiscmnement, nous nous étonnons de pouvoir maintenant les toucher, les peser, les analyser. C'est' ainsi que la science met en jeu dans notre âme les secrets ressorts de l'imagination et les forces vives de l'esprit, alors que le vulgaire ne voit dans ces phénomènes qiie des éiincelles qui s'allument et s'éteignent, et dans ces pierres noirâtres , tombées avec fracas du sein des nues, que le produit grossier d'une couTulsion de la nature.
Si ces essaims d'astéroïdes, dont nous nous sommes occupé longtemps comme d'un sujet de prédilection, se rapprochent des comètes par la petitesse de leurs masses et par la multiplicité de leurs ort)ites, ils en didèrent cependant, d'une manière essentielle, par ce seul feiit qu'ils ne brillent et ne deviennent visibles pour nous qu'à l'instant où ils traversent la sphère
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r de notfe globe. Mais l'étude de ces météores ae complète pas encore le tableau de notre système planétaire, si complexe, si riche en formes variées, depuis ta découverte des petites planètes, des comètes intérieures h courte période, et des astéroïdes météoriques ; il nous reste à parler de l'anneau de matière cosmique auquel on attribue la lumière zodiacale, déjà citée plusieurs fois dans le cours de cet ouvrage. Quiconque aura passé des années entières dans la zone des palmiers, conservera toute sa vie un doux souvenir de cette pyramide de lumière qui éclaire une partie des nuits toujours égales des tropiques. Il m'est arrivé de la voir aussi brillante que la voie lactée dans le Sagittaire, non pas seulement sur les cimes des Andes, à ces bauteurs de âOOO ou de &000 mètres, où l'air est si pur et si rare, mais aussi dans les immenses prairies (Llanos) de Venezuela, et au bord de la mer, sous le ciel toujours serein de Cumana. Quelquefois pourtant, un petit nuage se projette sur la lumière zodiacale, et trancbe d'Une manière [fittoresque sur le fond lumineux du cie) t alors le phénomène devient d'une grande beauté. Ce jeu de l'atmosphère se trouve signalé dans mon journal de voyage , lors de mon trajet de Lima à la côte occidentale du Mexique : « Depuis trois ou quatre fluits (parlff'elU*' de latitude septentrionale), i'aperçois la lumière zodiacale avec utte magnificence toute nouvelle pour moi. L'éclat des étoiles et des nébuleuses peut faire croire que, dans cette partie de la mer du Sud, la transparence de l'atmosphère
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est extreordiaaire. Du Ik au 10 mars, trcs-régultèrcmeot trois quarte d'heure après le coucher du soleil, il était iiDpossible d'aperceroir la moindre trace de la lumière zodiacale, et pourtant l'obscurité était complète. Use heure aprèe le coucher du soleil, elle paraissait tout à coup avec ud grand éclat, entre Aldébaran et les Pléiades; le 18 mars, elle atteignit 89° 5' de hauteur. Çà et là, près de l'horizon, s'étendaient de petits nuages allongés qui se détadiaient sur ub fond jaune; plus haut, d'autres nuages diapraient l'azur du eiel de leurs couleurs cbangeantes; on aurait dit un second coucher du soleil. Alors, vers cette parlie de la voûte céleste, la clarté de ta nuit augmentait jusqu'à égaler [ffesque celle du premier quartier de la tuoe. A dix heures, la lumière zodiacale était déjà trèe* aHaiblie, et à minuit, j'en voyais à peine une trace dans cette partie de la mer du Sud. Le 16 mars, au auHnent où elle brillait de son éclat le plus vif, on ap«T»vait à l'orient une faible réverbération. » Il en est autrement dans nos chmats du nord, dans ces régions brumeuses qu'on appelle tempérées t la lumière zodiacale n'y est visible, d'une manière distinete, que vers le commencement du printemps, après Id crépuscule du soir, au-dessus de l'horizon occidental ; et vers la Gn de l'aulombe, à l'orient, a^nt le crépuscule du tnalin.
On comprend à peine qu'un phénomène aussi remarquable n'ait point attiré l'atteolion des physiciens et des astronomes, avant le milieu du xvit* siècle, et qu'il ait échappé aussi aux Arabes qui ont tant ob-
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serré dans l'ancienne Bactriane, sur les rives de l'Euphrale et dans le midi de l'Espagne. Au reste, la (ardive découverte des deux nébuleuses d'Andromède et d'Onon, que Simon Marius et Huygens décrivirent les premiers, n'est pas moins surprenante. C'est dans la Brilannia Baconica de Ghiidrey (91), en 1661, que l'on trouve la première description bien nette de la lumière zodiacale ; la première observation peut remonter à deux ou trois années auparavant ; mais à Dominique Gassini revient le mérite inconlestable d'avoir, le premier, soumis le phénomène à un examen approfondi (dans le printemps de 1683). Quant à la lumière qu'il vit à Bologne en 1668, et que voyait aussi, à la même époque, le célèbre voyageur Chardin (les astrologues de la cour d'Ispàhan ne l'avaient jamais remarquée auparavant; ils la nommaient nyzek, petite lance), ce n'était point la lumière zodiacale, conmie on l'a si souvent supposé (92] ; c'était l'énorme queue d'une comète dont la tête était cachée sous l'horizon, et qui devait présenter une grande analogie d'aspect et de position avec la longue comète de 18A3. Mais il est impossible de ne pas' reconnaître la lumière zodiacale dans la brillante lueur que l'on vit en 1509, pendant quarante nuits consécutives, monter comme une pyramide au-dessus de l'horizon oriental du plateau mexicain : c'est dans un manuscrit des anciens Aztèques appartenant à la Bibliothèque royale de I^aris {Codex Telleriano-ltemetms), que j'ai découvert la mention de ce curieux phénomène (93).
Ainsi, la lumière zodiacale a existé de tout temps,
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— (57 — qu(Hque sa découverle ne remonte, en Europe, qu'à Chiidrey el à Dominique Cassini. On a voulu l'aUribuer à une certaine atmosphère du Soleil ; mais cette explication est inadmissible ; car, d'âpre les lois de la mécanique, l'aplatissement de cette atmosphère ne peut dépasser celui d'un sphéroïde dont les axes seraient dans le rapport de 2 à 3 ; par const^qitent , ses coucha extrêmes ne sauraient s'étendre au delà des iVda rayon de l'orbite de Mercure. Ces mêmes lois fixent -aussi les limites équatoriales de l'atmosphère d'un corps céleste tournant sur lui-même, au point où la pesanteur fait équilibre à la force centriruge; là seulement , le temps de la révolution d'un satellite serait égal au temps de la rotation de l'astre central (Qk) ■ Cette limitation si restreinte de l'atmosphère actuelle de Dotre Soleil devient surtout frappante lorsqu'on la compare h celle des étoiles nébuleuses. Herschel en a trouvé plusieurs dont le diamètre apparent atteint 150" ; or, en admettant pour ces astres une parallaxe un peu inférieure à 1', od trouve que la dislance de l'étoile embraie aux dernières couches de la nébulosité équivaut à 150 rayons de l'orbite terrestre. Si donc une de CCS étoiles nébuleuses occupait la place de notre Soleil, non-seulement son atmosphère comprendrait l'orbite d'Uranus, mais elle s'étendrait encore huit fois plus loin (95).
Ainsi l'atmosphère solaire est. renfermée dans des limites beaucoup plus restreintes que celles où s'étend la lumière zodiacale. Ce phénomène s'explique mieux si l'on suppose qu'il existe, entre l'orbite de Vénus
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et celle de Mars, ud anneau tràe-aplati, fonné de malières nébiileuees et tournant librement dans les espaces célestes (96). Peut-être cet anneau n'estrit pas sang rapport avec la matière cosmique que l'on croit plus condensée dans les régions voisines du Soleil; peut-être s'augmeatft-t-ii continuellement des n^u- Loeités abandonnées dans l'espace |«r les queues des Gomètfis (97) } il' est aussi difficile de prononcer à cet égard, que d'assigner les véritables dùneosions de t'annean, dimensions variables sans doute, puisqu'il sembla parfois compris tout entier dans l'oitiite de la Terre, Les particules des nébulosités dont cet anneau se compose peuvent éU« lumineuses par ellesmâmes, ou réfléchir 8eul«nent ta lumière du Soleil. La première supposition ne paraît pas inadmissible: on pourrait citer, en effet, le remarquable brouil* lard de 1793, qui, en pleine nuit, à l'époque de la nouvelle lune, produisait une lumière j^osphorique assez intense pour éclairer les objets et les rendre netismeot visibles, même à une distance de 200 mètres (98)
Dans les régions tropicale de l'Amérique du Sud, les TarialioDS d'intensité de la lumière zodiacale wit souvent excité mon étonnement. Gomme je passais alors, pendant des mois entiars, les nuits en plein air, sur le bord des fleuves ou dans les prairies (Llanoi), j'eus de fréquentée . occasions d'observer le phénomène avec soin. Lorsque la lumière zodiacale avait attNUt son maximum d'intensité, il lui arrivait, quelques minutas après, de s'aEËiiblir notablement, puis
eHe repreDait soudain son état primitif. Je n'ai jamais vu, comme le Teut Hairan , de cotoratiOB rougefttre, Di d'arc inférieur <^wcur, ni même de Bciotillation; mais j'ai mwniué plusieure fols que ta pyramide lumineuse était traversée par une rapide ondulelion. Fautil croire à dee ebangements réels dans l'anneau d^ulaux? Ou bien n'est- il pas plus probable qu'an moment même où, près du sol, mes instruments météorologiques B'accuBaieut aucune variation de température DU d'humidilé dans les régions inférieures de l'atmosphère, il «'opérait cependant, à mon insu, dans les couchée plus élevées, des condensations capables de modifier la transparence de l'air, ou plutôt son pouvoir réfléchissant? Des observations d'une ■ature toute différente justiSei'aient au besoin ce recours à des causes de nature météorologique agissant à la limite de l'atmosphère : Olbers , en effet, a signalé « les changements d'éclat, qui se propagent, en quelques 6ec(Hide8 , comme des pulsations, d'un bout à l'autre de la queue d'une comète, et qui, tentât en augmentent, tantôt en diminuent l'étendue de plusieurs degrés. Or, les diverses parties d'une queue longue de quelques millions de lieues, sont b«s-inégalement distantes de la terre; par conséquent, la propagation graduelle de (a lumière ne nous permettrait pas d'apercevoir, en un si court inter¥alle de temps , les changements réels qui pourraient survenir dans un astre occupant une si vaste étendue (99). »
Disons-le, toutefois, ces remarques ne eoBtredisent
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oullemeal la réalité des varialioDS que l'on a observées dans les queues des comètes; elles a'oat pas davantage pour but de nier que les chaDgemeots d'éclat si soudains de la lumière zodiacale, puissent provenir, soit d'un mouvement moléculaire à l'intérieur de l'anneau nébuleux, soit d'une allératioD subite de son pouvoir réfléchissant; j'ai seulement voulu distinguer, dans ces phénomènes, la part qui revient à la substance cosmique elle-même, de celle qu'on doit restituer à notre atmosphère, intermédiaire obligé de toutes nos perceptions lumineuses. Quant à ce qui se passe à cette limite supérieure de l'atmosphère, limite si souvent controversée pour d'autres motifs, des faits bien observés montrent combien il est difficile d'en rendre un compte satisfaisant. Par exemple, les nuits de 1831, si merveilleusement claires en Italie et dans le nord de l'Allemagne, qu'on pouvait lire à minuit les caractères les plus fins , sont en contradiction manifeste avec tout ce qpe les recherches les plus nouvelles et les plus savantes ont pu nous apprendre sur la théorie des crépuscules et sur la hauteur de l'atmosphère (100). Les phénomènes lumineux dépendent de conditions peu connues, dont tes variations imprévues nous surprennent, qu'il s'agisse de la hauteur des crépuscules, ou de la lumière zodiacale.
Jusqu'à présent nous avons considéré ce qui appartient à notre Soleil, le monde des formations qui subissent son action régulatrice, c'est-à-dire les planètes, lœ satellites, les comètes à courte et à longue
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— 16! — période, les astéroïdes météoriques isolés ou réunis en anneau continu, cet anneau nébuleux enfin, auquel sa position dans les espaces planétaires autorise à conserver le nom de lumière zodiacale. Partout r^e la loi de la périodicité dans les mouveiiients, quelle que soit la vitesse ou la masse; les seuls astéroïdes qui traversent notre atmosphère peuvent être arrêtés au milieu de leurs révolutions planétaires et retenus par une grosse planète. Dans cet immense système dont la force d'attraction du corps central détermine les limites, les comètes sont forcées, même à une dislance égale h kk rayons de l'orbite d'Uranus, de revenir au point de départ, de parcourir une orbite fermée; et jusque dans ces comètes qui nous apparaissent sous l'aspect d'un nuage cosmique , ' tant la masse en est faible , le noyau retient encore , en vertu de son attraction, les dernières particules d'une queue longue de plusieurs millions de lieues. Ainsi les forces centrales sont à la fois celles qui constituent et celles qui maintiennent un système.
Le Soleil peut être considéré comme immobile par rapport aux astres grands ou petits , denses ou nébuleux qui accomplissent autour de lui leurs révolutions périodiques; en réalité, il tourne lui-même autour da centre de gravité de tout le système, et ce point est situé d'ordinaire dans l'intérieur même du Soleil, malgré les changements qui surviennent sans cesse dans les positions respectives des planètes. Mais le mouvement progressif qui transporte dans l'espace
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le Soleil , ou pluUit le cenlre de gravité du système solaire, est d'une nature différente; la vitesse en est telle que le déplacement relatif du Boleil et de la 61* dd Cygne va, d'après Beseel , à 6i9000 myriamètres pai" jour (1) . Nous ne saurions rien de ce mouvement de translation du syslèttie tolaire, si l'admirable exactitude deâ inSlrUfhenU de mesure que possède actuellement ras(iY)DOmie, et les progrès de ses méthodes d'observation, n'étaient parvenus à rendre sensibles les petits dépla<;ements dont les étoiles nous paraislient affectées, semblables en cela aux objets situés ' ftur un rivage mobile en apparence. Le mouvement propre de la 61* du Cygne est pourtant assez considérable pour produire, en 700 ans, un déplacement de 1* entier.
Hais les difficultés inhérentes h ta détermination des mouvements propres des étoiles (on nomme ainsi les changements qui surviennent dans leurs positions relatives), il est encore plus fôcile de les mesurer avec précision que d'en assigner la cause. Après avoir tenu compte de l'aberration produite par la propagation successive des rayons lumineux, et de la petite parallaxe qui provient du mouvement de la Terre autour du Solet), les déplacements observés contiennent encore les mouvements réels des étoiles, combinés avec les mouvements apparents qu'a dû faire naître la translation générale de tout le. système solaire. Les astronomes sont parvenus à séparer ces deux éléments, grâce à l'exactitude avec laquelle on connaît maintenant la direction du mou-
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TenKnt propre de cerlaJDes étoiles , et par cette considération fort iagéoieuie, emprutitée aux lois de la perepeotiTfe t li les étoiles étaieot absoliiment imbobiles , elles derraieDt encore paraître se mourcar en s' écartant du point vers lequel le Sdeil dirige sa course. Il résulte, eu dernière analysai de ces travaux où le calcul des probabilités joue un rôle important, que \m étoilM et le système solaire sont à la fois eu mouvement dans l'espace. Par des recherches exécutées sur un plan plus raste et plus parrait que celles de W< Herscbel et de Prévost, Argdander a prouvé que le Soleil se dirige actuellement vers un point situé dans la coo- Btellalion d'Hercule, è 257* /|9' ,7" d'ascension droite, et à28°49',7"dedéclinaison boréale (équin. de 17»a,5) ; ce résultat important est fondé sur la combinaison des mouvements propres de 637 étoiles (2). On conçoit toutes les difficultés qu'ont dû présenter ces recherches délicates, où il s'agissait de distinguer les mouvements réels des mouvements apparents, et de faire la part du système solaire.
5i l'on considère les mouvements pn^tres des étoiles , dégagés de tout effet de perspective , on en trouve un grand nombre dont les directions sont opposées par groupes ; les données actuelles sont bien loin d'établir la nécessité d'admettre que toutes les parties de notre amas d'étoiles , que toutes celles des autres aones éloilées dont l'univers est rempli, doivent ae mouvoir aul<nir d'un grand corps inconnu , brillant ou obscor. Sans doute , une pareille hypothèse est de utnre à plaire è rimagloation et a l'incessante activité
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de l'esprit humain, toujours ardent à poursuivre les dernières causes. Le Stagirite n'a-t-il pas déjà dit : « Tout ce qui est mû suppose uu moteur; l'enchatuement des causes n'aurait point de So, s'il n'existait un premier moleur immobile » (â) .
Mais l'étude de ces mouvements slellaires non- parallactiques, iodépendants du déplacement de l'observateur, a ouvert à l'activité humaine un champ de recherches où elle peut s'exercer librement, sans se lancer dans les conceptions vagues, dans le monde sans limites des analogies. Je veux parler des étoiles doubles dont les mouvements lents ou rapides s'exécutent dans des orbites elliptiques, d'après les lois de la gravitation, donnant ainsi l'irrécusable preuve que ces lois ne sont pas spéciales à notre système solaire, mais qu'elles régnent jusque dans les régions les plus éloignées de la création. Cette belle et solide conquête de l'astronomie est encore due aux progrès récents des méthodes d'observation et de calcul. Le nombre de ces systènjes binaires ou multiples, dont les astres composants circulent autour d'un centre de gravité commun, peut, à juste titre, exciter l'étonnement (il dépassait 2800 en 1857) ; mais ce qui place surtout cette découverte au rang des plus brillantes conquêtes scientiBques de notre époque, c'est l'extension qu'elle a donnée à nos connaissances sur les forces essentielles de l'univers , c'est la preuve qui en résulte de l'universalité de la gravitation. Les temps employés par ces étoiles à accomplir une révolution entière varient depuis quarante-trois ans, comme
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dans X de la Gouroone, jusqu'à des milliers d'années, comme pour 66 de la Baleine , 38 des Gémeaux et 100 des PoissoDS. Depuis tes mesures d'Herschel, en 1782, le satellite le plus Toisiu de l'étoile principale dans le système triple C de l'Ëcrevisse, a déjà accompli et même dépassé une révolution entière. En combinant convenablement les distances et les angles {k) qui déterminaient, à diCérentes époques, les positions relatives des composantes des étoiles doubles, on parvient à calculer les éléments de leurs oi4>i(es réelles ; on arrive même à fixer provisoirement leurs dislances à la Terre, et le rapport de leurs masses à celle du Soleil. Mais ce qui conservera longtemps encore à ces résultats un caractère hypothétique, c'est que nous ignorons si la force d'attraction se règle invariablement, dans ces systèmes comme dans le nôtre, sur la quantité des molécules matérielles; Bessel a fait voir qu'elle pourrait y être spécifique et non pas proportionnelle aux masses (5). La solution définitive de ces pro- Uèmes semble donc réservée à un avenir encore bien éloigné.
Quand on compare le Soleil aux astres qui composent la couche lenticulaire d'étoiles dont nous faisons partie ,' c'est-à-dire à d'autres soleils qui brillent euxmêmes de leur propre lumière, on reconnaît la pcKsibililé de parvenir à déterminer, pour quelques-uns du moins, certaines limites extrêmes entre lesquelles leurs distances, leurs masses, leurs grandeurs et leurs vitesses de translation, doivent se b^uver comprise.
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Prenons pour unité de mesure le rayûD de rprbite d'UranuB qui contient dix-neuf rayons de l'orbite ter^ restre; la distaoce de a du Centaure au oeotre de DOtre système planétaire cootiendra 11900 de ces unités; celle de la 61" du Cygne en contient près de 31800 et celle de « de la Lyre, ^1600. La comparaiiOQ du volume des étoiles de première grandeur avec celui du Soleil dépend de leur diamètre apparent, élément optique dont la détermination présenterq toujours une grande incertitude. Admettout, avac Herschel, que le diamètre apparent d'Arcturas oe dépasse point un dixième de seconde; il en résulterait encore, pour cette étoile, un diamètre réel onze Tois plus grand que le diamètre du Soleil (6). Maintenant que la dislance de la 61* du Cygne est connue^ grâce aux travaux de Bessel , il est possible de déterminer approximativement la masse de cette étoile double. A la vérité, la portion de l'orbite apparente que le satellite a parcourue depuis les observations de Bradley, n'est pas suffisante pour donner, avec uoa grande précision, les éléments de l'orbite réelle, et particulièrement le grand axe; cependant le célébra astronome de Kœnigsberg (7) croit pouvoir affirmer que « la masse de cette étoile double ne diffère pai beaucoup de la moitié de celle du Soleil. » C'es\ Ik ua résultat de mesures effectives. Des analogies fondées sur ta masse prédominante des planètes pourvues de satellites, et sur ce que Sbwe a trouvé , parmi les étoiles brillantes, six fois plus de systèmes binaires que parmi les étoiles tétesoopiques , ont porté d'autres afr>
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troaomefi à attribua? h la plupart des étoiles doiibles une masse moyeana aupériaure à oelle du Soleil (8} . De loaglemps encore ou ne pei)t aspérar d'obtenir h os sujet des résultats gÉnév&ux. Ajoutons qu'Argelander plaoe le Soleil au rang des étoiles dont le mouTâment propre est considérable.
Des causes nombreuses, inoaasantes, qui font var rier les positions relatives des étoiles et des nébuleuses , l'éclat d^ diverses régions du ciel et l'apparence générale des constellations, peuvent, après des milliers d'années, imprimer un caractère nouveau à l'aspect grandiose et pittoresque de la voûte étoilée. Ces causas sont : 1^ mouvements propres des étoiles, le mouvement de translation qui emporta dans l'espaee notre système solaire tout entier, l'apparition subite de nouvelles étoiles , l'affaiblissement , l'eKtinotion même de quelques étoiles anciennes , enfin et surtout , les changements qu'éprouve la direction de l'axe terrestre, par suite de l'action combinée du Sol^l et de la Lune. Un jour viendra où les brillantes constellations du Gmtaure et de la Croix du Sud seront visibles sous nos latitudes boréales, tandis que d'autres étoiles (Sirius et le Baudrier d'Orion) ne paraîtront plus sur l'horizon. Les étoiles de Céphée (^ et m) et du Cygne (i) serviront successivement à rocoonattre dans le del la position du pôle nord ; et dans douze mille ans» l'aile polaire sera Véga de la Lyre, la plus magnifique de toutes les étoiles auxquelles ce rôle puisse échoir. Ces aperçus rendent sensible, im quelque sorte, la grandeur de ces mouvements, qui procèdent avec ieQ~
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leur, mais sans jamais s'interrompre, et dont les vastes périodes forment comnoe une horloge éteroelle de l'univers. Supposons, un iostant, que ce qui ne peut être qu'un rêve de notre imagination se réalise, que notre vue, dépassant le limites de la vision téléscopique, acquière une puissance surnaturelle, que DOS sensations de durée nous permettent de comprendre et de resserrer, pour ainsi dire, les plus grands intervalles de temps; aussitôt disparait l'immobilité apparente qui règne dans la voûte des cieux. Les étoiles sans nombre sont emportées, comme des tourbillons de poussière, dans des directions opposées. les nébuleuses errantes se condensent ou se dissolvent, la voie lacl^ se divise par places, comme une immense ceinture qui se déchirerait en lambeaux; partout le mouvement règne dans les espaces célestes, de même qu'il règne sur la terre, en chaque point de ce riche tapis de végétaux, dont les rejetons, les feuilles et les fleurs présentent le spectacle d'un perpétuel développement. Le célèbre naturaliste espagnol Gavanilles eut, le premier, l'idée de voir « l'herbe pousser, » et il dirigeait une forte lunette, munie d'un fil micrométrique horizontal, lantôt sur la tige d'un aloès américain (Agave americana), dont la croissance est si rapide, tantôt sur la cime d'un bourgeon de bambou, précisément comme font les astronomes, lorsqu'ils placent la croisée des fils de leurs télescopes sur une étoile culminante. Dans la nature physique, pour Ic^ astres comme pour les êtres oi:ganisés, le mouvement parait être une con-
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dition essentielle de la productioD , de la conservation et du développement.
La rupture de la voie lactée, à laquelle je viens de Taira allusion, mérite une mention spéciale. En jaugeant le ciel à l'aide de ces puissants télescopes, William Herschel, qu'il Taut toujours prendre pour guide dans cette partie de l'histoire descieux, a trouvé que la largeur réelle de la voie lactée surpasse de 6 à 7 degrés sa largeur apparente, visible à l'œil nu, et figurée sur les cartes célestes (9). Les deux nœuds brillants où se réunissent ses deux branches, et dont l'un est situé vers Céphée et Cassiopée, l'autre vers le Scorpion et le Sagittaire, paraissent exercer sur les étoiles voisines une attraction puissante. Entre ^ et y du Cygne, on voit une région éclatante de lumière et lai^ d'environ 5*. Cet amas d'étoiles en contient au moins 330000, dont une moitié paraît attirée dans un sens, tandis que l'autre moitié paratt l'être dans le sens opposé. Herschel soupçonne , dans cette partie de la couche steilaire, une tendance à la rupture (10). On porte, par estime, à 18 millions le nombre des étoiles que le télescope permet de -distinguer dans la v(He lactée. Pour se faire une idée de la grandeur de ce nombre, ou plutôt pour s'aider d'un terme de comparaison, il suffit de se rappeler que nous ne voyons pas, à l'œil nu, sur toute la surTace du ciel, plus de 8000 étoiles ; tel est, en eOet, le nombre des étoiles comprises entre la première et la sixième grandeur. Au reste, les deux extrêmes de l'étendue, les corps célestes et les animalcules microscopiques concourent
l'va et Vautre à produire cette impresaon d'étouien méat que les grands nombres excit«it en noua, seor tim^l stérile, quand od les présente isolés, sans rapport avec le plan ^néral de la nature ou arec rintdligence humaine. Un pouoe cubique de tripoli de de Bilin ooqtiait, d'après Ërheoberg, 40000 mlllioiu de carapaces siliceuses de galionellea.
Comme l'a fait remarquer Argelander, les étoiles brillantes sont plus nombreuses dans la région de la Toie lactée que dans les autres parties du ciel. Hais, outre cette voie lactée composée d'étoiles, il existe encore uoe autre voie lactée composée de nébuleuses, qui rencontre la première k peu près à angles droits. D'après tes vues de sir John Herscbel, la première formerait un anneau analogue à celui de Saturne, une sorte de ceinture isolée de toutes parts et située èi quelque distance de notre amas leoUculaire d'étoiles. Notre systeme planétaire est situé dans l'intérieur de cet anneau , mais excentriquement, plus près de la région oîi se trouve la Croix du Sud que de la région opposée, celle de Cassiopée (11). Une nébuleuse que Messier découvrit en 177A, mais qui n'avait été vue qu'imparfaitement, paratt reproduire avec une exactitude étonnante tous les traits de reoswible que nous venons d'esquisser t on y retrouve l'amas intérieur et l'anneau formé par les diverses parties de la voie lactée (13) . Quant k la voie lactée oomposée de nébuleuses, elle n'appartiapdrait pas à notre sone siellaire; elle l'entourerait seulement, à une énorme distance, sous la fbrme
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d'uB grand c«pd« presque parrait , et e]l« traverserait les oèbuleuses de la Vierge, si nombreuses tus l'aile seplesitnoDale, la chevelure de BéféDice, la Gracde Ouree, ta ceintura d'Andromède et le Poissou boréal. C'est probablement rers Gassiopée qu'elle croiserait la voie lactée des étoiles, dont elle réunirait ainsi les p4lea situés dans la direction où notre couche slellaire a le moios d'épaisseur, pAles dévastés sans doale par les forces qui ont wndeasé les étoiles eu jïTOQpes (13).
D'après ces aperçus, il foudrait se représenter dans l'espace, d'abord notre amas d'étoiles, oii I'od trouve les indices d'un changement progressif de formes, et même d'une dislocaUon que détermine sans doute l'attraction des centres secondaires ; puis deux aoneaax, dont l'un, placé à une grande distance, se compose «xdusivement de nébuleuses, tandis que l'autra, [rias rapproché de nous (c'est la voie lactée), est eniièrement formé d'étoiles dépourvues de nébuloaités. En moyenne, ces étoiles paraissent être de dixième ou de onzième grandeur (1&) ) mais, prises séparé- Bookt, elles diffèrent beaucoup entre elles; au ooik traire, ediee dont se composent les amas isolés oflVent presque toujours u&e parbite uniformité de grandeur et d'éclat.
Presqqe partout où la voûte céleste a été étudiée ëi Taide de certains télescopes très-puissants pour pénétrer daqs l'espace, on a vu des étoiles, ne fût-oe que des étoiles de vingtième et vingt-quatrième grandeurs, ou bien des nébuleuses dans lesquelles deei
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iDstrumeDls plus puissante nous feraient sans doute distinguer des étoiles encore plus petites. En effet, les rayons lumineux que la rétine reçoit, dans ces divers genres d'observations, provienuent soit de points isolés, soit de points extrêmement rapprochés, et, dans ce dernier cas, la visibilité est plus grande que dans le premier, ainsi qu'Ârago l'a montré récemment (15). La nébulosité cosmique, universellement répandue dans l'espace, en modifie vraisemblablement la transparence; elle diminuerait donc l'intensité de cette lumière homogène qui- devrait exister sur toute la voûte céleste, suivant Halley et Olbers, si chacun de ses points était la base d'une série infinie d'étoiles disposées dans le sens de la profondeur (16) . Mais ces idées sont en désaccord avec ce que l'observation nous enseigne. Celle-ci nous montre des régions entières dépourvues d'étoiles, des ouvertures dans le ciel, comme le disait Herschel; il en existe une dans le Scorpion, large de k degrés, et une autre dans le Serpentaire. Près de ces deux ouvertures, et vers leurs bords, se trouvent des nébuleuses résolubles. Celle qu'on remarque au bord occidental de l'ouverture du Scorpion est un des plus riches amas de petites étoiles qu'on puisse rencontrer dans le ciel. Au reste, c'est par l'attraction de ces groupes qu' Herschel exf^ique l'absence des étoiles dans les régions vides (17). « Il existe, disait^il, dans notre amas stellaire, des régions que le temps a dévastées. » Si l'on veut se représenter les étoiles télescopiques, échelonnées dans l'espace, comme formant un tapis qui couvre toute la
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Toûte apparente du ciel, alors les régions vides du Scorpion et du Serpentaire eeront autant de trous par lesquels notre œil pénètre jusque dans les profondeurs les plus reculées de l'univers. lÀ où les couches du tapis sont interrompuee, il y a peut-être d'autres étoiles, mais dos ioslruments ne peuvent les atteindre. L'apparition des météores ignés avait aussi conduit les anciens à supposer qu'il existe des fissures ou des brèches (chasmata) dans ta voûte céleste ; mais ils les considéraient seulement comme passagères; puis ils supposaient que ces assures étaient brillantes et non obscures, à cause de l'élher lumineux qu'on devait, suivant eux , apercevoir par ces ouvertures accidentelles (18) . Derham et Huygens lui-même ne paraissent pas avoir été fort éloignés d'expliquer de cette manière la tranquille lumière des nébuleuses (19).
Lorsque l'on compare les étoiles de première grandeur aux étoiles télescopiques, qui sont certainement, en moyenne, beaucoup plus éloignées de nous ; quand OD compare les groupes nébuleux avec les nébulosités irréductibles, comme celle d'Andromède, ou bien avec les nébuleuses planétaires, nos conceptions sur ces mondes situés à des distances si différeDles et comme perdus dans l'immensité, sont dominées par un fait qui modifie, suivant certaines lois, tous les phénomènes et toutes les apparences célestes : c'est le fait de la propagation successive des rayons lumineux. Les dernières recherches de Struve ont fixé à 30808 myriamètres par seconde la vitesse de la lumière; elle est ainsi un million de fois environ plus grande que la vitœse du
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BOD. D'après ce que les travaux de Mactear, de Besssl et de Struve noue ont appris sur les parallaxes et les dislaocés absolues de trois étoiles Tort inégales en éclat, n du Centaure, 61 du Cygne et a de la Lyre, ud tayoo lumineux âm[4oiraii respectivement troie ans, neur ans \, et douze ans» pour venir de ces astres just}u*li nods. Or, dans la courte, mais mémorable période de (673 ïi 160&, c'est'à-Hiire depuis Cornélius Gemma dt Tycho jusqu'à Kepler, trois étoiles nouvelles apparu* rent successivement dans Gassiopée, dans la Cygne et daos te pied du Serpentaire. Le même phénomène 86 reproduisit, en 1670, dans la constellation du Renard, mais avec des intermittences. Dans ces derniers temps, fiir John Herscbel a inconnu, pendant gon séjour eu cap de Bonne-Ëspérance, que l'éclat de l'étoile d dil Navire avait augmenté graduellement depuis la deuxième jusqu'à la première grandeur (20). Tous ces faits appartiennent eu réalité à des époques antérieures h celles où les phénomènes de lumière vinrent les an-^ noncet' aux habitants de la terre } ce sont comme des voiit du passé qui arrivent jusqu'à nous. Od a dit rmt vérité que, grftcè à nos puissants télescope^ , Il hous est donné de pénétrer à la fois dans l'espace et dans le tempâ. Mous mésurouB en effet l'tm par l'autre t UAe heure de chemin, c'esf pouf la ltimièl<e 110 tnilliotia d« myriamètres à paroôUrir. Tandis que, dans la îhéogo» Bie d'Hésiode, les dimetisioDS de l'univers tout ekpri'tbéeS à l'aide de la chute deS cotpi ( << pendant nenf joufs et neuf nuits seliletnebt, l'enclume d'airain tomba du ciel sur la ferre ti), Henchel estimait que la lumière
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mise par les dernières nébuleuses encore visibles dans son télescope de hO pieds devait employer près de deux millions d'années pour venir jusqu'à nous (2j } ! Ainsi, bien des phénomènes ont disparu longtemps avant d'être perçus par nos yeux; bien des changements, que nous ne toyons pas encore, se sont depuis longtemps eOectués. Les phénomènes célestes ne sont simultanés qu'en apparence; et quand on voudrait placer placer plus près de nous les faibles taches de nébuleuses ou les amas d'étoiles, quand même on réduirait les milliers d'années qui mesurent leurs distances, la lumière qu'ils ont émise et qui nous parvient an^ourd'bui n'en resterait pas moins, en vertu des lois da sa |HX)p8gation, le témoignage le plue ancien de l'exisleoce de la matière. C'est ainsi que la science conduit l'esprit humain des plus simples prémisses aux plus hautes conceptions, et lui ouvre ces champs sillonnés par la lumière, où n des myriades de mondes germent comme rUffl-be de la nuit (22). »
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