DE LA MASSE ET DE LA DENSITÉ DES COMÈTES

394. La détermination des masses cométaires n'a pu élre effectuée jusqu'à ce jour, et cela, en raison de la petitesse de ces masses.

Nous avons dit que Ton pouvait déterminer la masse d'un corps céleste, eu égard au principe d'attraction universelle, en observant les perturbations que cet astre faisait éprouver à un autre corps céleste dans le mouvement elliptique que celui-ci doit décrire autour de son centre d'attraction. Or, jusqu'à présent, l'observation n'a signalé aucune perturbation dans le mouvement des planètes ou de leurs satellites près desquels une comète a passé. Ainsi, la comète de 4770, désignée sous le nom de comète de Lexell, qui a passé à 600000 lieues de la Terre, n'a pas diminué d'une seconde la durée de notre année; et cependant, d'après les calculs de Laplace, la Terre causa à la marche de cette comète une sensible perturbation, en augmentant Ae deux jours la durée de sa révolution. Ce qui indique que la masse de cette comète n'était qu'une très-faible partie de la masse de la Terre; car si la masse de la comète eût été égale à la masse terrestre, la durée de l'année, en 1770, eût été augmentée de 2* 53" environ.

Une nouille preuve de la petitesse de la masse de cette comète, c'est qu'elle a traversé deux fois le système des satellites de Jupiter, sans causer à ces satellites la plus petite perturbation.

M. Babinet, dans un mémoire inséré dans les Comptes rendus de l'Aca-^ demie des sciences, séance du 23 février 1857, a essayé de donner une idée de Fextréme petitesse de la masse d'une comète. Tout ingénieuses que soient les considérations sur lesquelles s'appuie son raisonnement, il ne fait, en résumé, que démontrer la petitesse des masses de certaines comètes, et entre autres de celle de Encke.

Tout ce raisonnement est, en effet, basé sur ce que cette comète sans noyau est diaphane, et que les étoiles de H' grandeur sont vues au travers. Or, la diaphanéité de tous les noyaux cométaires, bien que probable, n'est pas encore démontrée d'une manière irrécusable.

En outre, de cette observation certaine qu'une étoile de onzième grandeur est vue au travers de la comète, le savant académicien conclut que l'illumination de l'atmosphère par la Lune est plus intense que Tiliumination de la substance cométaire par le SoleiL Or, cette conclusion^ vraie

pour la comète de Encke, ne s'applique évidemment pas aux comètes qoe Ccn voit en plein jour; il faut nécessairement que rillamination de ces dernières comètes soit même plus grande que Tillumioation de ratmosphère par le Soleil, laquelle est 800000 fois plus intense que rillumînation it l'atmosphère par la Lune.

Ainsi, lorsque M. Babinet conclut qu'une lame d*air ordinaire de 0*,00i d'épaisseur transportée dans la région d'une comète et éclairée par te Soleil serait beaucoup plus brillante que la comète, cette conclusion ne peut évidemment pas s'appliquer aux comètes telles que celle de 1843, qui^ comme on le sait, était visible en plein jour.

PESANTEUR A LA SURFACE DU SOLER ET DES PLAIfÈTES.

395. La pesanteur à la surface d'un astre est évidemment TattractioD

fu.

totale de Tastre sur l'unité de masse. Elle est donc représentée par ^ =y*,

P en appelant toujours f l'attraction de l'unité de masse sur l'unité de masse à l'unité de distance, \k la masse de l'astre considéré et p son rayon an

parallèle dont le sinus est — •

En appelant r le rayon analogue de la Terre, m sa masse et G la pesanteur à la surface, on a

On a donc

G^m|^py 9 l^

Or, on connaît m, (a, p et r, on peut donc avoir le rapport de G à ^. On trouve ainsi, d*après Arago^ en prenant la pesanteur de la Terre à sa surface pour unité :

Soleil, = 28,3.

Mercure f = 0,5i .

Vénus, = 0,91.

Terre, = i.

Lune, =0,167.

Mars, = 0,50.

Jupiter, =5,456.

Saturne, = 1,09.

Uranus, =1,05.

Neptune, = «JO.

iPERÇU GÉNÉRAL SOR LE PROBLÈME DES TROIS CORPS. 481