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à peine plus brillante au centre. Puis la condensation centrale se précise et la comète, en approchant du périhélie, augmente d'éclat. Dans la direction du Soleil, le noyau émet des jets et s’entoure d’enveloppes concentriques qui se suivent à intervalles de quelques heures. Avant l’expulsion de
Vers le Soleil
ZNYS FES
Ze)
Fig. 137. — Formation d’une queue cométaire aux dépens de la matière expulsée par la tête.
chaque enveloppe ou l’émission de chaque jet, le noyau parait se contracter et devenir plus brillant ; souvent d’ailleurs il se dédouble.
Bientôt la matière émise par le noyau semble repoussée par le Soleil (fig. 136) : c’est elle qui forme la queue : celle-ci doit alors être creuse et, tout Le long de l'orbite, son développement s'effectue conformément à la figure 137. La queue, à l'opposé du Soleil, semble toujours rester en arrière du noyau (fig. 138).
Cours d'Astronomie. — BosLer-r1. 27
7. Force RÉPULSIVE pu SoLeiz. — Cette seule hypothèse que le Soleil repousse les particules de la queue suffit à rendre compte des formes des queues et, abstraction faite de la cause de la force répulsive, permet d'évaluer cette dernière dans chaque cas.
Proposons nous en effet le problème inverse : Trouver la forme de la queue connaissant la valeur de la force répulsive.
Considérons une comète (fig. 139) qui se déplace le long de son orbite supposée parabolique. En M, le noyau, sous l’action de la force répulsive solaire, expulse une particule
Fig. 139.
matérielle : celle-c1 va décrire une hyperbole tangente en M, à l'orbite de la comète. Le grand axe 24 de cette hyperbole est connu : en effet, soient K le coefficient < 0, supposé donné, de la force répulsive, r le rayon vecteur et v la vitesse ; le principe des forces vives permet d'écrire, pour la particules À IR RE K 2 PF 2a
Pour le noyau resté sur l'orbite, on a, en choisissant les unités de façon convenable :
1 1 —. Kr — 0 — —— 0 d'o Æ ——— .
207 ’ MP ET ee)
On doit alors, pour obtenir la trajectoir: de M,, construire
une hyperbole dont on connait un point, la tangente en ce point, le fover et la longueur du grand axe, problème n’offrant aucune difficulté. La trajectoire de M, est donc connue.
Cherchons maintenant le point M, où la particule caudale issue de M, se trouvera (sur son hyperbole) quand le noyau sera parvenu (sur la parabole) de M, en P. Or M, est déterminé par le principe des aires (puisque la force répulsive est centrale) : les aires des deux triangles eurvilignes M SM',etM,S P devant être égales, il est aisé de déduire de là M’. :
De même une autre particule émise uri peu après la première, le noyau étant en M, se trouvera en M’, (sur une nouvelle hyperbole) lorsque le noyau sera en P et ainsi de suite. — C'est donc le lieu géométrique de tous les points tels que M',, M’,, etc. (représentant à un instant donné — l'instant où le noyau est en P — les positions des particules successivement expulsées) qui forme, à proprement parler, la queue.
Ainsi la queue d’une comète n’est pas attachée à celle-ci comme un plumet à un casque ; ce n'est pas davantage la trajectoire réelle d’une suite de molécules émises à la « suite les unes des autres comme celles d’un Fig. 140. jet d’eau à orifice immobile ; son mode de formation rappelle plutôt le panache de fumée d’une 1ocomotive, où les corpuscules matériels ne se meuvent pas tangentiellement à la direction du panache.
On s’explique de cette façon les formidables et surprenantes vitesses apparentes de l'extrémité de l’appendice caudal de certaines comètes. Le noyau de celle de 1843 par exemple parcourait 550 kilomètres par seconde au périhélie, presque au ras du Soleil ; la queue s’étendait à plus de 300 millions, de kilomètres et la vitesse de son extrémité semblait comparable à celle de la lumière (1). Il n’y avait là qu’une illusion :
(4) C. Fcammarion, Astronomie populaire (Paris, Flammarion), éd. 1881, p. 626.
ce n’était pas la même matière qu’on apercevait ainsi à deux instants successifs.
Montrons, pour terminer, que la queue doit bien être, comme on l'observe, tangente en P au rayon vecteur issu du Soleil $, c’est-à-dire nous apparaître opposée au Soleil. Abaissons de M et de M'(fig. 140) les normales MH et M'H! à SP prolongée. D’après le principe des aires, PM'est parallèle à SM; les angles MSP et M'PH sont donc égaux. Mais MH est infiniment petit par rapport à SM quand. M est voisin de P; donc M'H'est infiniment petit par rapport à PM", ce qui revient à dire que la queue PM'Q est tangente à SP.
8. Travaux DE BREDICHIN. — Ainsi, de la connaissance du coefficient K on peut déduire la forme de la queue. On peut alors revenir au problème initial et, de la forme observée des queues remonter au coefficient K de Ia force répulsive : c’est ce qu'a tenté l’astronome russe Th. Bredichin (1) en 1877 et dans les années qui ont suivi. Bredichin a trouvé de cette façon, en étudiant quelques-unes des comètes les plus fameuses, compte tenu de la perspective, des | valeurs de la force répulsive qu'il a rapportées
's à la gravitation solaire et qu'il a réparties en trois
Fig. 141. types (fig. 111).
; Le premier type comprend les queues presque rectilignes ; la répulsion y vaut de 12 à 15 fois, parfois 18 fois, la gravité solaire. Bredichin les croyait formées principalement d'Hydrogène.
Le deuxième type, de beaucoup le plus fréquent, correspond à une répulsion variant de 1,1 à 2,2 (avec la même unité) et les queues y seraient constituées par des gaz car-
bonés.
Enfin le troisième type, assez rare, révélerait des répulsions comprises entre 0,1 et 0,5 et s'observerait dans des queues
(1) Annales de l'Observatoire de Moscou, t. WI, 4877, partie I, p. 37 et t. VI, 1880, partie [, p. 60. — Voir aussi: Bulletin Astronomique, t. UL,
cométaires fort incurvées que Bredichin attribuait à des vapeurs métalliques lourdes. .
Cette classification, en tant du moins qu'elle vise à nous renseigner sur la composition chimique des queues des comètes, n'a sans doute pas grande portée. Bredichin a d'ailleurs plusieurs fois remanié lui-même ses chiffres, souvent assez discordants. Mais surtout il se pourrait -— et c'est, on va le voir, bien probable — que la force répulsive dépendit de la surface des particules frappées et ne fût, par suite, pas invariablement liée à leur nature chimique.
9. CAUSE DE LA FORCE RÉPULSIVE. — LA PRESSION DE RADIATION. — La première idée qu'on ait eue — qui parait la bonne — fut celle lancée par Képler et reprise par Euler d'une pression due à la lumière solaire. On l'oublia vite et l’on pensa (Olbers en 1812, puis Bessel) à une force d'origine électrique, le Soleil et la matière cométaire étant supposés tous deux chargés et de même signe. À cet ordre d'idées se rattache la théorie cathodique, suggérée par l'observation spectroscopique, et d'après laquelle les queues des comètes ne seraient que des « rayons cathodiques » émis par le Soleil. Bien qu'une influence du bombardement électronique solaire paraisse probable, on préfère aujourd'hui admettre l'influence prépondérante de la pression de radiation, directement due au rayonnement solaire, pression dont l'entrée en jeu est par ailleurs certaine.
L'existence d’une pression exercée par le rayonnement sur les corps qu'il vient frapper a d'abord été établie théoriquement par Maxwell (1) (1873) comme conséquence de sa théorie électromagnétique de la lumière. On s'en rend compte assez simplement. Maxwell admet qu'une onde plane résulte de deux champs rectangulaires périodiques, normaux à la propagation, l’un électrique et l’autre magnétique. Quand la lumière vient frapper un corps absorbant, le champ électrique y fait naitre un courant sur lequel le
(1) Traité d'électricité et de magnétisme, Paris, Gauthier-Villars, 1889, L. LI, p.495.
champ magnétique doit exercer une force mécanique précisément dans le sens de la propagation. — Le physicien italien A. Bartoli (1) (1883), se plaçant à un point de vue différent, a rattaché la pression découverte par Maxwell à la Thermodynamique et s’en est servi pour démontrer théoriquement la loi de Stefan. Il y a donc là une suite de doctrines parfaitement cohérentes et d'accord, nous allons le voir, avec l’expérience.
D'ailleurs, toutes les fois qu’il y a absorption de quantité de mouvement — ce qui a lieu dès qu'il y a transport d’énerd(mv)
dt surface frappée. Une pression s'exerce ainsi dans le cas du son et aussi dans celui des ondes propagées au sein d’un liquide par une pierre qu'on y jette. Un démontre du reste qu’à intensité égale du rayonnement, la pression est, pour une propagation à travers un milieu (cas' où l'énergie est moitié cinétique moitié potentielle), deux fois moindre que pour une émission de corpuscules dont toute l'énergie est cinétique ; l'expérience permet donc ici de décider une fois de plus entre la théorie de l'émission de la lumière et celle des ondulations — en faveur de la seconde bien entendu (2).
La pression ne s'exerce que s'il y a absorption : l'énergie qui ne fait que passer emporte avec elle sa quantité de mouvement. Quand il y a pression, celle-ci peut évidemment être représentée par une force multipliée par une longueur, divisée par un volume : la pression doit donc être proportionnelle à la densité de l'énergie incidente. Maxwell a précisé cet énoncé et montré que la pression de radiation est numériquement égale à la quantité d'énergie contenue dans le rayonnement par unité de volume.
Calculons alors la pression exercée à la distance de la Terre, par les rayons solaires, sur une surface absorbante
gie à distance — on constate une force exercée sur la
(1) Nuovo Cimento (3), t. XV, 1884, p. 193.
(2) Voir par exemple : M. PLanck, Vorlesungen über die Theorie der Wüärmestrahlung, Leipzig (Barth), 1906, p. 58.
normalement exposée à ceux-ci. En admettant 2 calories (par min.) pour valeur de la constante solaire, il vient :
ergs :.cm° —'0,4,10 -* dyne : cm’, soit environ 0,4 mg. par mètre carré.
Pour une surface réfléchissante, l’effet est doublé — tout comme la variation de la quantité de mouvement.
10. VÉRIFICATIONS EXPÉRIMENTALES. — La mise en évidence directe de cette force si faible fut longtemps tentée sans succès : elle a été enfin réalisée par P. Lebedew(1) en 1900, puis indépendamment par E. F. Nichols et G.F. Hull (1901) (2). L'expérience est fort délicate : l'appareil se compose d’un fil muni de palettes noires à droite, blanches à gauche et suspendu dans une ampoule vide d'air (pour éliminer les courants de convection). On fait tomber la lumière sur les palettes et on note la déviation équilibrée par la torsion du fil, déviation qui s’est montrée conforme aux prévisions (3).
Une autre expérience consiste à envoyer un faisceau lumineux sur de la poudre de lycopode contenue dans un sablier où l’on a fait le vide : Le jet est effectivement dévié.
11. Eerets DE LA PRESSION DE RADIATION SUR LES TRÈS PETITS corps. — Plus un corps est petit, plus l’action de la pression de radiation sur lui est importante : le rapport de cette pression à la gravitation est en effet pour une sphère de diamètre d en raison inverse de d, puisque la pression est proportionnelle à la surface et la gravitation au volume.
A la surface du Soleil, le rayonnement est (216) fois plus intense que sur la Terre, la gravité 27 fois supérieure : on
(4) Rapports présentés au Congrès de Physique de 1900, LA, p. 133.
(2) Astrophysical Journal, t. XVII, 1903, p. 315 et t. XVII, 1903, p. 352 (expérience du sablier).
(3) L'appareil ressemble un peu au radiométre des vitrines des optis ciens. Mais le radiomètre, fondé sur la théorie cinétique des gaz, ne fonctionne que dans un vide partiel. Les forces qui le font tourner sont beaucoup plus grandes que la pression de Maxvwell-Bartoli (Lebedew et Nichols et Hull ont même duù éviter leur intervention). De plus elles agissent en sens inverse de la pression de radiation.
calculerait aisément que, pour les corps de dimensions linéaires de l'ordre de 1 x, la pression de Maxwell-Bartoli finit par l'emporter sur l'attraction newtonienne et d’autant plus nettement qu'il s’agit de corps plus petits. — Parmi les matériaux de toutes dimensions dont se compose vraisemblablement la tête d'une comète — séparés par de larges intervalles et voyageant de conserve — le Soleil fait done un tri, respectant les plus gros et rejetant au loin, sous forme de queue, les plus petits. Telle est, en substance, l'explication des queues des comètes.
L'importance de la pression lumineuse ne croît pourtant pas indéfiniment quand le diamètre des corpuscules frappés diminue. Lorsque ceux-ci sont de l'ordre des longueurs d'onde de la lumière, la diffraction intervient et K. Schwarzschild (1) à établi que la pression était maximum pour d'= 5 , À étant la longueur d’onde des radiations incidentes. On pourrait alors croire que la pression de radiation ne s'exerce pas sur les gaz dont les molécules n’ont guère que 10 centimètre de diamètre et sont bien plus petites que la limite ci-dessus. Il n'en est rien : les gaz donnent lieu à une absorption sélective (2) qui vient compenser l'influence inverse de la diffraction et Lebedew (3) a réussi à montrer, par une expérience très délicate, que la lumière exerçait aussi sa pression sur les molécules gazeuses. Seulement, en raison du très faible pouvoir absorbant des gaz (ou autrement dit de leur transparence), la force ainsi décelée est minime, le 1/100° à peine de celle correspondant aux poussières solides : encore s’agissait-il de gaz à la pression atmosphérique et la matière cométaire, si elle est gazeuse, est sûrement à des pressions considérablement inférieures. Quelle que soit cependant la portée objective de la découverte de MM. Debye et Lebedew, on peut dire qu’elle laisse en suspens la question de savoir si les queues des comètes sont formées de poussières solides ou de simples molécules gazeuses. Nous reviendrons sur ce point ($ 15).
(4) Sitsungsberichte der Münchener Alcademie, L&. XXXI, 1901, p. 293.
(2) P. Desve, Annalen der Physik, 4e série, t. XXX, 1909, p. 57. (3) Astrophysical Journal, t. XXXI, 1910, p. 385.
12. NATURE DE LA LUMIÈRE DES COMÈTES. — Les comètes brillent-elles d'une lumière propre ou ne font-elles que réfléchir celle du Soleil? î
Dans le premier cas, leur éclat intrinsèque ne devrait pas changer quand elles s’éloignent du Soleil : elles deviendraient plus petites, mais non pas moins brillantes. Or c’est le contraire que révèle l'observation : une comète qui s'éloigne cesse bientôt d’être visible, en raison de sa faiblesse et non de la petitesse de son diamètre apparent. De plus la lumière des têtes des comètes et celle des parties les plus brillantes de la queue est partiellement, mais nettement polarisée (1) (Arago, Secchi, etc.) : c’est donc, semble-t-il, de la lumière solaire réfléchie ou diffusée à la fois par les poussières et les molécules gazeuses constituant la queue.
Mais la lumière réfléchie n’est pas seule. S'il en était ainsi, l'éclat apparent d'une comète serait strictement et toujours
.. , r étant la distance au Soleil, A la dis-
tance à la Terre. Or cette loi se vérifie bien à peu près, mais non pas constamment : on constate souvent de brusques et capricieuses variations de l'éclat qui, pendant quelques heures, peut osciller dans le rapport de 1 à 8 pour retrouver bientôt sa valeur initiale (Comètes Pons-Brooks de 1883 (2); Holmes de 1892(3) et bien d’autres). Enfin et surtout, les spectres des comètes prouvent que ces astres émettent également une lumière propre.
proportionnel à
13. SpgctRes pes comèTtes. —- En effet le spectre d'une comète (4) se compose en général de deux parties :
(1) P. Sauer, Spectroscopie Astronomique, p. 328. — Cette observation est facile sur les belles comètes : nous l’avons faite nous même sans peine, avec un polariscope de Savart-Cornu, sur la comète 1910 a.
(2) Astronomische Nachrichten, t. 107, 1883, n° 2553, p. 131 (Observations de CHANDLER et de SGHIAPARELLI).
(3) J. Pauisa, Astronomische Nachrichten, t. 182, 1893, n° 3145, p. 15 et no 3146, p. 31 ; W. F. DenninG, Observatory, t. XVI, 1893, p. 142.
(4) On trouvera des renseignements très complets sur toute celte question dans la Thèse de Doctorat de M. K, Bauper, Paris, 1926 (Imprimerie H. Tessier, Orléans).
1° Un fond continu, plus intense dans le noyau et la tête, dù à la lumière solaire réfléchie et où les principales raies de Fraunhofer s'observent parfois quoique rarement (1). — Le spectre du noyau est, à cette restriction près, presque tou- Jours continu. On y note souvent toutefois quelques radiations d'origine inconnue.
2° Un spectre de bandes brillantes, superposé d'ordinaire à celui-là (fig. 142). Ce sont surtout les bandes attribuées
Spectre de Véga
Comète
Spectre de Véga
Fig. 142. — Spectre photographique de la Comète de Brooks de 1941 (J. Bosler).
Vue on D D de ST
Fig. 143. — Spectre ordinaire des Comètes (3) comparé à celui du Soleil (1) et au spectre de Swan du Carbone (2).
autrefois aux hydrocarbures et peut-être dues en réalité au Carbone : elles forment ce qu'on appelle le Spectre de Swan (fig. 143) et on les voit aisément en observant au spectroscope le cône bleu de la flamme d'un brüleur Bunsen
(1) W. HucGeixs, Aeport of the British Association, 1881, p. 520 (Comète Tebbutt, 1881, III).
(fig.1 43). Les principales de ces bandes ont pour longueurs d'onde :
La verte est la plus brillante (À 5165) ; viennent ensuite la bleue À 4737 et la jaune À 5635. On remarque aussi très souvent la forte bande ultra-violette À 3883 du Carbone, généralement attribuée au Cyanogène, et aussi une bande de l’Azote À 391. ‘ |
Les comètes qui s'approchent très près du Soleil montrent souvent, surtout au voisinage de leur périhélie, des raies métalliques brillantes : par exemple les raies D du Sodium, les raies vertes du Magnésium (?) et aussi quelques raies du Fer. Tel a. été Le cas pour la Comète de Wells en 1882 (1), pour la belle Comète de 1910 (2): (raies du Na) ou pour la grande Comète de 1882 (3) (Na et Fe). |
Enfin certaines comètes ont parfois révélé des spectres d’allure anormale. Ainsi la Comète de Holmes, en 1892 (4), présentait un spectre continu, sans raies ni bandes sombres ou brillantes. Au contraire, la Comète de Morehouse, en 1908 (5), ne montrait autant dire pas de spectre continu du tout, même dans le noyau; en revanche, un spectre nouveau apparaissait, que M. Chrétien avait déjà soupçonné dans la Comète Daniel de 1907, que l'on revit en 1910 dans la Comète de Halley, en 1911 dans celle de Brooks, et dans quelques autres depuis.
Ce spectre insolite était formé de quelques doublets isolés, assez énigmatiques. M. À. Fowler (6) a pu le reproduire dans
(1) H.-C. Vocez, Astronomische Nachrichten, t. 102, 1882, n° 2434, p. 159 et n° 2437, p. 199.
(2) H. DescanDres, A. BERNARD, L. D'AzAmBusA, Comples Rendus de l'Académie des Sciences, t. 150, 1910, p. 258.
(3) R.Corecanpn et J.G. Louse, Copernicus(de Dublin), {. II, 1882, p.235.
(4) J. Keeer, Astronomy and Astrophysics, t. XI, p. 9929.
(5) Voir notamment F. Quénisser et K. Bazner, Comptes Rendus, t. 147, 1908, p. 1033 ; H. Carérien, Bulletin de la Société Astronomique de France, t. 22, 1908, pp. 420, 534: H. Descanpres et J. BosLer, Comptes Rendus, t. 147, 1908, p. 951. — Voir aussi les Comptes Rendus de 1910 et 1911.
(6) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, t. LXXV, 1915, p. 360.
son laboratoire de Londres : c'est celui de l'Oxyde de Carbone à très basse pression (0,000! mm. de mercure). Aux pressions plus fortes, le même gaz montre le spectre.de Swan — sans qu'il y ait d'ailleurs d'hydrogène dans le tube employé — ce qui prouve bien que ce dernier spectre n'est pas dû aux hydrocarbures.
Ainsi donc il y a certainement dans les comètes du Carbone, de l’Azote et des métaux. La présence de l'Oxygène est probable, celle de l’'Hydrogène assez douteuse. Le fait qu'on y trouve du Carbone est suggestif en raison de l’importance extrême de cet élément dans les phénomènes de la vie.
14. CAUSES DE LA LUMIÈRE PROPRE DES COMÈTES. — Les raies métalliques des comètes qui s’approchent très près du Soleil sont évidemment dues à ce que les éléments correspondants se vaporisent sous l'influence de la chaleur solaire. La température d’un corps noir, là où on les voit, dépasse en effet — parfois de beaucoup — 2500° : un corps solide n’a donc pas besoin d’être absolument « noir » pour se trouver, dans ces régions, à peu près entièrement volatilisé.
Mais les bandes carbonées ne sont sûrement pas dues à cette cause, car elles faiblissent au voisinage du Soleil (1). Elles proviennent, selon toute vraisemblance, de décharges électriques intermittentes émanant sans doute du Soleil et analogues à celles d'une bobine de Ruhmkortff à travers un tube de Geissler.
Les expériences de E. Wiedemann, reprises par B. Hasselberg (2), semblent concluantes. Si dans un tube à vide on introduit, avec du Sodium, un mélange d’oxyde de carbone et d'hydrocarbures, ces gaz se montrent sew/s au début dans le spectroscope ; mais, quand on vient à chauffer le tube, leur spectre disparait pour faire place à celui du Sodium. Les mêmes recherches ont aussi prouvé que la présence de l'oxyde de carbone modifie le spectre des hydrocarbures
(1) Ce fut le cas pour la Comète Wells de 1882, entre autres (Copernicus, t. IT, 1882, p. 229).
(2) Astronomische Nachrichten, t. 102, 1882, no 2441, p. 259.
d'une manière qui avait été précisément constatée chez les comètes et avait paru fort singulière : elle déplace légèrement vers le violet le maximüm d'intensité de chaque bande (1). Mais toutes les raies de l'oxyde de carbone ne figurent pas dans les spectres des comètes et le déplacement apparent des bandes cométaires n’est très probablement qu'un effet de la largeur plus grande des fentes des spectroscopes astronomiques, ainsi que M. H. Kayser (2) l’a établi un peu plus tard.
Nous avons dit que les têtes cométaires étaient vraisemblablement formées de matériaux solides épars : ceux-ci ne peuvent guère être que des »né/éoriles, comme on le verra mieux encore par la suite. — Or, en introduisant des aérolithes provenant des collections minéralogiques dans des tubes de Geissler, H. C. Vogel (3) puis Sir N. Lockyer (4) et d’autres savants avec eux sont parvenus à reproduire, à très peu de chose près, le spectre usuel des comètes : cette constatation n’a pas besoin d’être soulignée.
Tait et plus tard Lockyer (5) avaient même pensé que les chocs mutuels des météorites d’un essaim cométaire suffiraient à les porter à l’incandescence et à faire apparaître les spectres observés. La gravitation des divers matériaux vers le centre de l’amas pourrait en effet amener un résultat de ce genre ; il est également très vraisemblable que les comètes rencontrent sur leur route de nombreuses météorites errantes.
De toute façon, les gaz dont on voit le spectre ne constituent probablement qu’une portion infime de l’astre entier : il ne faut pas perdre de vue que le spectroscope ne nous
(1) Mémoires de l’Académie Impériale de Saint-Pétersbourg,t. XXVIIT, 7e série, n° 2, p. 66. — Voir aussi : J. SoneINER, Die Spektralanalyse du Gestirne, Leipzig, Engelmann, 1890, p. 234.
(2) Astronomische Nachrichten, t. 135, 1894, n0 3217, p. 1, et n° 3229, p. 221.
(3) Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam, t. II, 1881, no 8, p. 181.
(4) The Meteoritic Hypothesis, Londres, Macmillan, 1890, p.49. — Voir aussi À. W. Wriçar, American Journal of Science, série 3, vol. X, 1875, p. 44 et aussi vol. IX, p. 294.
(5) Loc. cit. (Voir plus haut$ 5).
apprend rien sur la composition quantitative des astres. Certains éléments manifestent leur spectre plus aisément que d’autres. Dans un mélange porté à l'incandescence de solides, de liquides et de gaz, ces derniers brillent les premiers, bien avant que les solides ou les liquides donnent leur spectre continu : des quantités énormes de matière échappent ainsi à l'observation.
15. Luminosité pes QUEUES. — On attribue d’ordinaire, nous l'avons dit, les queues cométaires à des particules ultramicroscopiques, des poussières ou des fumées. Mais la pression Maxwell-Bartoli agissant aussi sur les gaz, M. Ch. Fabry (1) s'est demandé si la matière de la queue ne pourrait pas être gazeuse.
L’explication de la lumière serait alors celle que Lord Rayleigh a donnée autrefois pour la couleur bleue du Ciel et où seules les molécules de l'air interviennent. Le point capital sur lequel M. Fabry insiste à juste titre est que la quantité de lumière diffusée par les gaz est beaucoup plus forte qu'on ne le croit généralement. Ainsi l'air d'une salle de 1.000 mètres cubes, s’il pouvait conserver la nuit la luminosité qu'il emprunte le jour au Soleil, suffirait à donner à lui seul une intensité de 80 bougies, c’est-à-dire un éclairement raisonnable. — M. Fabry calcule de cette façon qu’une queue de comète de 20 rayons terrestres d'épaisseur et d'une densité de 10-11 (par rapport à l'air) se verrait fort bien, si on la supposait gazeuse et diffusant comme le Ciel la lumière solaire. ;
L’élégance de cette interprétation saute aux yeux. Pourtant l'extrême faiblesse de la pression de radiation sur les gaz, conséquence de leur transparence, ne saurait être perdue de vue et il est vraisemblable que les particules solides et aussi les phénomènes cathodiques jouent dans les queues cométaires un rôle important.
Quoi qu'il en soit, tout danger de rencontre de la Terre avec la queue d’une comète peut être regardé comme 1illu-
(1) Journal de Physique, 5° série, t. VII, 14917, p. 89,
