CHAPITRE VI

Î. Aspecr GÉNÉRAL. — Les planètes ne changent pas de forme et, si elles ne se ressemblent pas toutes, elles ont du moins des mouvements analogues ainsi:que de nombreux traits communs. Les Comètes (1) forment avec elles un vif contraste. Elles apparaissent à l’improviste, diffèrent beaucoup les unes des autres et leurs trajectoires peuvent paraitre fort inattendues : aussi ont-elles été longtemps l'objet de craintes superstitieuses maintenant bien oubliées.

Une comète présente d'ordinaire l’apparence d’un point brillant, le noyau, entouré d’une nébulosité, la {éte ou chevelure, prolongée elle-même par une queue plus ou moins longue, de direction générale opposée au Soleil. Certaines comètes sont à peine visibles dans les plus puissantes lunettes et beaucoup ne peuvent être observées que par la photographie ; d’autres se voient en plein jour et ont des queues qui traversent presque le ciel entier : telles les grandes Comètes de 1813 et de 1882.

Mais tous ces caractères sont très variables. Il y a des comètes qui n’ont pas de queue et la plupart des comètes périodiques sont dans ce cas : certaines ont même l'aspect d’une petite étoile sans nébulosité et ne se distinguent guère des petites planètes (2).

9. NOMBRE ET MODE DE DÉSIGNATION DES COMÈTES. — Avant l’invention des lunettes, 400 comètes visibles à l'œil nu, envi-

(4) On consullera notamment les ouvrages suivants, souvent cités par nous : GC. A. Youxc, General Astronomy; Miss A. CLerke, History of Astronomy during the XIXth Century ; H. N. Russezr, R. S. Ducaw, J. Q. Srewarr, Astronomy, L. 1, 1926 (Boston, Ginn).

(2) Avec lesquelles on les confond parfois (voir p. 365).

ron, avaient été signalées; depuis on en a observé à peu près 500 et tous les ans on en trouve de 3 à 10, dont quelques-unes parfois déjà connues : ces dernières sont les comètes périodiques, actuellement au nombre de 25.

Quand une comète apparait (1), on la désigne par Le millésime de l’année suvi d’une lettre «a, b, c... et du nom de l’auteur de la découverte : ainsi la Comète 1913 a Schaumasse fut la première découverte en 1913, par M. Schaumasse. Ce numérotage est provisoire : une fois l'orbite calculée, on le remplace par un autre où figurent l'année et, en chiffres romains, l’ordre du passage de l’astre au périhélie : exemple, Comète 1908 TIT.

3. OnBitEs DES comMÈTES. — C’est Newton qui a le premier montré pratiquement comment on pouvait de ses positions apparentes déduire l’orbite d’une comète donnée. Trois observations suffisent ; mais le problème est difficile (car on n’a que des directions). Newton opérait graphiquement; depuis lors Laplace, Gauss, Olbers, Oppolzer, Poincaré et dernièrement M. À. O. Leuschner ont successivement perfectionné les procédés de calcul (2).

Presque toutes les orbites sont assez sensiblement paraboliques pour qu’on puisse toujours les supposer telles en première approximation. — En fait, sur 347 orbites calculées (3), 275 ont été trouvées paraboliques, 60 nettement elliptiques et 12 à peine seulement légèrement hyperboliques : encore sur ces 12 là, n’y en a-t-1l que 2 ou 3 de type hyperbolique certain.

Géométriquement, Les trois espèces de coniques sont caractérisées par la valeur de leur excentricité e : l’ellipse correspond à e € 1, la parabole à e — 1 et l’'hyperbole à e > 1:

(4) L. Scnuznor a fait tous les ans jusqu'en 1920 dans l'Annuaire du Bureau des Longitudes l'historique de toutes les comètles apparues2ans plus tôt.

(2) On en trouvera l’exposé dans le Cours de Mécanique Céleste de M. H. Anpoyer (Paris, Gauthier-Villars, 1923).

(3) W. W. Camrseu dans : The Adolfo Stahl Lectures on Astronomy, Conférences faites à San Francisco sous les auspices de la Société Astronomique du Pacifique, San Francisco, 1919, p. 33.

il est donc à priori extrêmement peu probable qu'une orbite soit exactement parabolique et l'on peut se demander si l'immense majorité des « paraboles » cométaires ne sont pas en réalité des ellipses très allongées ou des hyperboles dont les asvmptotes forment un angle très petit. Dans Le premier cas les comètes observées sont des membres permanents du Système Solaire; dans le second, venues de l'infini, elles y retourneront pour toujours. C’est là un problème important qui touche à l'origine même des comètes et sur lequel nous reviendrons : bornons-nous à dire pour l'instant que c’est la première hvpothèse qui semble la bonne.

Les excentricités cométaires sont en général très fortes ; les inclinaisons des plans orbitaux sont aussi très variables. Ces plans paraissent occuper, pour les comètes sensiblement paraboliques, toutes les positions possibles de l’espace, sans qu'il y ait trace, comme pour les planètes, d’une orientation privilégiée et les mouvements peuvent être indistinctement directs ou rétrogrades. Ceci ne concerne pas les comèetes à courte période (<< 109 ans) qui ont d'ordinaire des orbites directes et peu inclinées sur l'écliptique : ces comètes — analogie suggestive — se rapprochent donc sous ce rapport des planètes.

Les distances-périhélie des comètes ont rarement dépassé 4,14 (Comète 1925 a); mais elles oscillent dans de larges limites : certaines ont été jusqu’à raser presque la surface du Soleil !Comètes de 1680, de 1843, de 1882) en traversant littéralement la Couronne sans éprouver de ce chef la moindre perturbation (1) ; 25 passent à l’intérieur de l'orbite de Mercure ; les 3/4 à l'intérieur de l'orbite de la Terre. Mais on en voit très peu qui restent toujours plus loin du Soleil que Mars et aucune plus Loin que Jupiter.

Ceci ne veut pas dire qu'il n’y ait pas de comètes au delà ; seulement celles que l'on connait ne commencent guère à être observables qu'à l'intérieur de l'orbite de Mars et leur

(4) Ceci suffit à établir l'extrême rareté soit de la malière coronale soit de la matière cométaire — sans doute des deux à la fois. — Miss A. CLerke, History of Astronomy during the XIXEh Century, Londres (A. et C. Black), 1902, p. 360.

éclat croît parfois dans le rapport de 1 à 100.000, quand elles passent de cette distance à celle de Mercure. IL est donc à présumer que s’il y a, comme c’est probable, de nombreuses comètes au delà de Mars, nous ne sommes pas en mesure de les voir.

À. Dimensions DES comères. — Elles sont faciles à évaluer lorsque les orbites sont connues. La tête peut varier en diamètre de la grosseur de la Terre à 100 fois ce chiffre ; celle de la Comète de 1811 avait 1.800.000 kilomètres de diamètre et était par suite plus grosse que le Soleil qui n’en a que 1.300.000,

Un phénomène extrêmement curieux est la contraction qu'éprouvent les têtes des comètes en s’approchant du Soleil (fig. 135) : l’astre se contracte en approchant du périhélie

pour se dilater à nouveau lorsqu'il s’en éloi-

dd périodique, commence à reparaître (à la dis- 2 tance du Soleil 1,4), son diamètre est envi-

ron 480.000 kilomètres ; au périhélie celui- ‘s ci tombe à 20.000 ou 22.000 kilomètres (à "6-@.... la distance 0,34) et le volume n'est plus alors que le 10.000° de sa valeur primitive, qu'il reprend d'ailleurs dans la suite (1). Les autres comètes présentent un phénomène analogue. John Herschel jugeait la contraction apparente et l’attribuait à une plus grande transparence des couches extérieures de la tête près du Soleil : l'explication définitive reste en suspens.

Le noyau peut être fort petit et même à peine visible 150 kilomètres de diamètre par exemple ; parfois aussi il est aussi gros que la Terre, sans qu’il y ait jamais de rapport défini entre ses dimensions et celles de la tête : ainsi la grande comète de 1811 n'avait qu’un noyau de 685 kilomètres. Les noyaux cométaires changent du reste d’aspect très capricieusement.

Quant aux queues, d'ordinaire immenses, elles ont rare-

Fig. 135.

(1) YouxG, General Astronomy, éd. 1904, p. 439.

ment moins de 15 millions de kilomètres, parfois 10 fois plus : la queue de la comète de 1882 avait 150 millions de kilomètres de long (distance du Soleil à la Terre) avec 15 millions de kilomètres de diamètre à son extrémité et celle de la Comète de 1843 était deux fois plus grande encore.

5. Masses DES coMÈTEs. — Les masses des corps célestes se déduisent généralement — et peuvent en principe toujours se déduire — des perturbations qu'ils exercent sur les autres astres. Or les comètes en éprouvent souvent, de la part des planètes, de considérables qui doivent nécessairement se traduire par des altérations correspondantes des orbites planétaires. Aucun effet de ce genre n’a pourtant été constaté : on à vu la Comète de Brooks (1889 V) traverser par exemple en 1886 tout le système des satellites de Jupiter sans y produire le plus léger changement, alors qu’elle-même subissait de telles perturbations que sa période de révolution passait de 27 ans à 7 ans.

Les masses des comètes sont donc excessivement faibles, certainement inférieures au 1 /100.000° de celle de la Terre : si elles atteignaient cette valeur, leurs effets auraient été observés et l’on peut affirmer sans crainte qu’elles ne doivent guère dépasser le 1/1.000.090° de la masse terrestre (1)-

Dans ces conditions, la densité de ces astres ne peut être que bien minime. Une comète, de diamètre 5 fois supérieur à celui de la Terre et de masse 250.000 fois moindre, aurait une densité moyenne inférieure au 1/9.000° de celle de l'air, c’est-à-dire de l’ordre des meilleurs vides usuels. — Ceci pour la tête ; la queue est évidemment plus impalpable encore.

Il est arrivé à plusieurs reprises qu’une comète ait passé devant le Soleil (Comètes de 1819, 1826, 1910 Halley) : si la chevelure a semblé parfois (?) atténuer légèrement sa lumière, le noyau est toujours alors resté invisible. Les petites

(1) Youxc, ouvrage cité, pp.440.—MM.A.F. et K. A. Linpemann ont cherché à évaluer par divers calculs plus où moins hypothétiques la masse de la Comète de Halley : ils ont trouvé 1 : 3.1015 de la masse terrestre Monthly Notices, &. LXXI, 1910, p. 156).

étoiles, vues au travers d'une tête cométaire (1), ne paraissent pas diminuer d’éclat, même tout près du noyau : elles diminuent cependant un peu et il y a certainement là une étude à faire qui donnerait des résultats intéressants.

Tout ce qui précède concerne la densité moyenne et ne s'applique pas aux parties constitutives des comètes. De petits corps, des pierres ou des poussières quelconques, métalliques ou non, séparés par de larges intervalles pourraient très bien avoir une densité globale aussi faible, tout en étant eux-mêmes fort denses. En fait, c’est sous la forme d'un essaim de pierres ou, si l’on préfère, d'un vol d’oiseaux migrateurs qu'on se représente le mieux les comètes (2).

6. FORMATION DE LA TÊTE ET DE LA QUEUE. — Loin du Soleil, une comète n'est d'ordinaire qu'une petite nébulosité ronde,

Fig.f136. — Têle de la Comète 1862 Il. Changements observés les 22 et 23 août 1862 (d'après le P. Secchi).

(1) Observation de J. Herschel sur la Comèle de Biela qui passa devant un amas d'étoiles sans diminuer en rien l'éclat d'aucune (Sir Roserr Bazz, The Story of the Heavens, Londres, Cassell, 3e éd., 1887, p. 318). — Malgré bien d'autres observations de ce genre, on cite pourtant quelques cas de très légères diminutions d'éclat.

(2) Cette inlerprélation paraît avoir été proposée pour la première fois par le Baron von Rercaexsacu, dans les Annalen der Physik (Pozgendorffs), t. CV, 4858, p. 438 Elle fut reprise en 1869 par P. G. Tarr (Proceedings of the Royal Society of Edinburgh, t. VI, 1869, p.553) qui la développa dix ans plus tard (même recueil, € X, 14879, p. 367). Lockyer l'adopte également dans The Meteoritic Hypothesis, Londres, Macmillan, 1899, pp. 143 et 226.

srahes ste NE,

sos if bn ble