CHAPITRE VII

1. HISTORIQUE ET GÉNÉRALITÉS. — [1 ne se passe pas de belle nuit, l’été surtout, sans qu'un observateur attentif du Ciel ne voie desétoiles filantes (1). Une étoile qu’on n’avait pas remarquée semble se détacher des autres et tomber plus ou moins obliquement sur la Terre ; elle trace sur le fond du Ciel une traînée qui dure à peine une ou deux secondes, puis disparait. On donne souvent aussi aux étoiles filantes le nom de météores : elles étaient considérées autrefois comme des phénomènes purement atmosphériques et c'est seulement vers la fin du xvin° siècle que leur origine cosmique commença à être soupçonnée.

Chladni (2) fut le premier à émettre nettement en 1794, au sujet de la matière météorique, les idées que les travaux modernes ont confirmées. L'espace interplanétaire est parcouru en tous sens par des multitudes de petits corps — excessivement petits par rapport aux planètes. Ces corpuscules rencontrent parfois la Terre ; leur frottement dans les hautes régions de l’atmosphère les porte à l’incandescence ; sans interrompre leur course, ils deviennent alors lumineux et ne s’éteignent qu'une fois entièrement consumés, le plus souvent avant d’avoir atteint le sol à l’état solide.

Telle est la vraie nature des étoiles filantes. Dès qu'elle fut connue, des recherches variées, entreprises par de nom-

(1) Pour tout ce chapitre, on consultera avec fruit, en dehors du livre de ScnrapaRELLiI cité plus loin (Entiourf etc.), l'ouvrage récent de Cu. P. Ozxvier, Meteors, Baltimore, 4925, Williams and Wilkins.

(2) Ueber Feuer-ïMeteore, Vienne, 1819, p. 406 (pour les Etoiles Filantes) et Ueber der Ursprung der von Pallas gefundenen Eisenmassen, Leipzig, 1794, p. 24 (pour les Aérolithes).

breux amateurs, permirent de préciser les circonstances du phénomène. Enfin, vers 1865, une grande découverte, celle de la parenté intime des étoiles filantes avec les comètes vint inettre en lumière le rôle capital que jouent ces petits astres dans l'Univers. |

2. Hauteur DES MÉTÉORES. — Cette donnée fut déterminée pour la première fois par deux étudiants de Gôttingue, H. W. Brandes et J. F. Benzenberg (1) (1798). Deux observateurs en A eten B, à 40 ou 50 kilomètres l’un de l’autre et munis de montres bien réglées, notent chacun, aussi exactement que possible, Le point du Ciel x où apparait une étoile filante puis celui 8 où elle disparait, ainsi que les heures de ces constatations. Cela suffit (fig. 145) : AB est connu d’avance; l’angle ABs est aisé à mesurer grossièrement ou connu par un calcul facile, il en est de même de %AB.

On déduit de là Bz, Az, BB, AB et, comme il est aisé d’avoir la hauteur angulaire apparente au-dessus de l'horizon de z et de B, on obtient facilement les hauteurs en kilomètres de ces points au-dessus du sol. L'ouverture angulaire de la trajectoire Fig. 443. apparente résulte des points d'apparition et de disparition ; sa longueur réelle 48 se calcule dès lors sans peine. Le difficile est surtout de ne pas, dans ces observations, se tromper d'étoile filante : les heures servent pour cela de repères.

On trouve ainsi que les météores n'apparaissent guère à plus de 150 kilomètres de hauteur et s’éteignent généralement avant d'arriver à 50 kilomètres du sol.

3. Viresse DEs MÉrÉoRRs. — C’est là un-élément fort important et, par malchance, assez malaisé à déterminer. La vitesse apparente — relative — d'un météore résulte de la

(4) A. Guiccemin, Les Etoiles filantes et les Pierres qui tombent du Ciel, Paris, Hachette, 1889, p. 12. — Voir aussi : D. Kirkwoop, Meteoric Astronomy (Philadelphia, 1867, J.-B. Lippincott) ainsi que Comets and Meteors, 1873 (même auteur, même éditeur).

composition de sa vitesse propre avec celle de l'observateur, changée de sens, vitesse due surtout au mouvement orbital de la Terre. Comme on connaît à chaque instant la direction de ce mouvement, la vitesse propre se déduit aisément de la vitesse apparente. Le point délicat est donc de mesurer cette dernière. On l’obtient d'ordinaire en estimant le mieux qu’on peut le temps employé par l'étoile filante pour décrire la portion visible de sa trajectoire, portion dont les mesures d'altitude ont donné la longueur en kilomètres.

Malheureusement l’observation directe ne fournit que la vitesse du météore durant son trajet à travers l’atmosphère (1). Or cette vitesse varie ; on n’en à qu'une moyenne: ce serait pourtant la vitesse initiale, avant l'inflammation, qui aurait le plus d'intérêt, et de celle-là on ne peut guère observer qu'une limite inférieure.

Quoi qu'il en soit, H. A. Newton (2) a estimé ainsi à 0,45 sec. la durée moyenne des apparitions ; Schmidt trouvait davantage : 0,92 sec. En admettant 1 sec. et en prenant 50 kilomètres comme longueur la plus fréquente des trajectoires, la vitesse relative serait de 50 km./sec. — Quant à la vitesse propre des météores, elle avoisine généralement la vitesse parabolique correspondant à la distance de la Terre au Soleil, c'est-à-dire 42 km./sec. : elle a même paru, dans certains cas, dépasser quelque peu ce chiffre.

Or un mobile animé d’une vitesse supérieure à la vitesse parabolique ne peut venir que des régions de l'Univers extérieures au Système Solaire. Comme beaucoup d'étoiles filantes suivent, ainsi qu'on le verra, autour du Soleil, des orbites ‘ fermées, on à parfois soupçonné les vitesses évaluées directement d’être entachées d'erreurs systématiques. Il se pourrait par exemple que les observateurs de phénomènes très fugitifs aient une propension à leur attribuer des durées trop courtes, conduisant iei à des vitesses excessives. Cette seule possibilité — sans doute en partie fondée — montre bien

(1) L'effet de la résistance de l'air a été étudié par SCHIAPARELLI (ouvrage cité plus loin : £Entiwurf etc., p.17).

(2) R. Ranau, Etoiles filantes et Comètes : Annuaire du Bureau des Longitudes, 1903, p. À 19.

tout le progrès qu'amènerait l'enregistrement automatique des observations.

Il semble que l’on soit. décidément entré dans cette voie. Le D' W. L. Elkin (1) a imaginé en 1899 une méthode photographique appliquée par lui jusqu’en 1910 à Yale Observatory (E.-U.) et qui, reprise en Angleterre récemment (2), parait pleine de promesses. L'appareil consiste en une roue à secteurs alternativement pleins et vides, qui tourne à uue vitesse angulaire connue et que l'on place devant l'objectif d'une chambre photographique. Si l’on dirige celle-ci vers un météore, la trainée qui s’imprime sur le cliché est alors semée d’interruptions espacées, de durées connues, qu’il suffit de compter pour avoir la durée de l'apparition et partant la vitesse cherchée.

On trouve généralement, par ce procédé, des nombres inférieurs à 50 km./sec. qui correspondent à des vitesses absolues comprises entre 30 et 40 km./sec. ; l'influence retardatrice de la résistance de l'air donne à penser que les vitesses réelles doivent être très voisines de la vitesse parabolique 42 km./sec., ce qui confirme en somme les évaluations visuelles directes. La vitesse orbitale de la Terre étant d'environ 30 km./sec., on voit que les vitesses relatives des météores peuvent se trouver comprises entre (42 — 30) et (42 + 30) km./sec., soit entre 12 et 72 km./sec. Mais, nous le répétons, bien qu’en gros ces chiffres ne soient guère douteux, il serait très désirable de recueillir sur ce point des données d'observation plus abondantes.

4. NoMBre DES ÉTOILES FILANTES. — IL y a visiblement deux catégories d'étoiles filantes. On distingue d’abord les météores solitaires qui peuvent s'observer toutes les nuits et ne semblent pas très fréquents. Une deuxième catégorie est formée par les pluies ou averses d'étoiles filantes que l’on voit à différentes époques de l’année et dont certaines revien-

(4) Astrophysical Journal, 1. X, 1899, p. 24. Et Bulletin de la Société Astronomique de France, t. 15, 1904, p. 99.

(2) F. A. Luxpemanx et G. M.B. Dosson, Monthly Notices, t. LXXXHI, 1923, p. 163.

nent à dates fixes, périodiquement. Les statistiques dont nous allons parler ne concernent pas ces dernières, beaucoup trop irrégulières. Nous nous bornerons donc aux météores isolés, dits sporadiques, des nuits ordinaires.

Les étoiles filantes de cette classe sont en temps normal beaucoup plus nombreuses qu’on ne le croirait & priori. Un observateur attentif en voit en moyenne de 4 à 10 par heure. Mais un seul observateur ne peut surveiller qu’une partie du Ciel : l'expérience montre que les chiffres ci-dessus doivent être de ce chef multipliés par 4 ou 5 et l’on peut admettre par heure une moyenne de 40 météores visibles à l’œil nu. D'autre part le phénomène des étoiles filantes n'est cosmique que dans son origine : son siège proprement dit est l’atmosphère terrestre où les météores s'enflamment et deviennent visibles : nous ne voyons donc, en un lieu donné, que ceux qui sont relativement voisins de nous. H. À. Newton évalue (1) à 125 kilomètres le rayon de la région du globe que peuvent contrôler les observateurs

d'une même localité et ceci le conduit à multiplier par 4x (6.400)?

tion, pour l’étendre à la Terre entière. — On arrive ainsi, par Jour, à 11 millions de météores, soit 4 milliards par an.

À cela il faut ajouter les météores télescopiques que les astronomes voient si souvent la nuit traverser le champ de leurs instruments. Radau évalue ces petites étoiles filantes à 50 ou 100 fois Le nombre de celles visibles à l'œil au — plutôt 100 fois — ce qui majore d'autant le chiffre ci-dessus.

ou environ 10.000 le chiffre relatif à une seule sta-

5. FRÉQUENCE RELATIVE DES MÉTÉORES AUX DIFFÉRENTES HEURES DE LA NUIT. — D'admirables recherches d’un amateur français, Coulvier-Gravier (2), exécutées de 1845 à 1858, ont établi à ce sujet des lois remarquables qui ont servi de base à beaucoup de travaux postérieurs et notamment à ceux de»Schia-

parelli.

(4) Rapau, loc cit.

(2) Comptes Rendus de l'Académie des Sciences à partir de 1845, passim. Et aussi : Recherches sur les Météores et sur les lois qui les régissent, 1859 (Paris, Mallet-Bachelier),

Coulvier-Gravier a déterminé, beure par heure, les nombres d’étoiles filantes que l’on observe et il est parvenu, pour les 12 années envisagées, à la statistique que voici :

Heures. . . . 5h-G6h Gh-7h 7h-8h $h-9h Qh-{0h 4Oh-44h A44h-49h Nédetmétéores D 72 6,5, ‘1,0:16,3.0147,90 08,0 9,5 Heures. . . . A2h-{h {h-9h 9h.3h 3h-4h 4h-5h 5h.6h 6h-7h

N. de météores. AO RTS LC SD CS D 77 13,0

On voit que, vers 3 heures du matin, le nombre horaire

moyen des météores est plus de 2 fois celui vers 8 heures du soir.

IL y a là une conséquence directe du mouvement orbital de la Terre. Si en effet les météores sont animés de vitesses

propres à peu près égales en moyenne et uniformément dis

Fig. 146.

tribuées dans toutes les directions, nous devons en recevoir davantage le matin que le soir. Car, Le matin, nous recueillons tous ceux qui viennent à notre rencontre (fig. 146) ou que nous rattrapons tandis que, le soir, ceux-là seuls rencontrent la Terre qui vont plus vite qu’elle.

Le problème est facile à traiter géométriquement. Autour de l'observateur O comme centre, traçons une sphère ayant comme rayon la vitesse moyenne propre v des météores, v étant la vitesse orbitale de la Terre (fig. 147). À chaque météore correspond une direction OM. Si OP est la direction du mouvement terrestre, il faut, pour avoir la vitesse relative v, du météore, mener par M un vecteur v et joindre son extrémité à 0. Pour qu'un météore vienne nous heurter, il

faut et il suffit que sa vitesse relative soit au-dessus de l’horizon. Or le lieu des points M pour lesquels il en est ainsi est évidemment la portion de sphère située au-dessus du plan Z — — vcoso, © étant l'angle de la vitesse terrestre et de la verticale OZ. La surface de cette portion de sphère est 2rv'(v! + v cos »); on voit qu’elle est proportionnelle à l’ex-

Comme on connaît à chaque instant, en un lieu donné, l'angle & — qui change avec l'heure — on peut calculer aisément, moyennant une hypothèse sur la valeur de v', les nombres de Coulvier-Gravier — ou inversement déduire v' de ces nombres. C’est précisément ce qu'a fait G. V. Schiaparelli (1) et il a trouvé que la statistique de Coulvier-Gravier s’interprète sans difficulté si les météores ont des vitesses propres distribuées au hasard en direction et, dans l’ensemble, voisines en grandeur de la vitesse parabolique, 42 km./sec.

En dehors de la variation diurne du nombre des étoiles filantes, il y a aussi une variation annuelle (2) que Coulvier- Gravier a également étudiée. Les météores ne sont pas chaque mois en abondance égale. Nous n’insisterons pas sur cette nouvelle statistique, où les averses d'étoiles filantes interviennent et à laquelle elles ôtent beaucoup d'intérêt. Nous noterons seulement que, durant le second semestre, de juillet à décembre, il y a un peu plus de météores que de janvier à juillet (Proportion : de 4,7 à 4,0, d’après Coulvier-Gravier).

6. Eczar pes méréores. — Bornes. — Nous avons dit qu'il y a beaucoup de météores invisibles à l'œil nu. En fait on en voit de toutes les grandeurs (PI. XXVIIT), et quelquefois de multiples (fig. 148). Mais il y en a qui peuvent surpasser en

(4) « Note et Reflessioni sulla teoria astronomica delle Stelle cadenti », Memorie della societa italiana delle sciense, Série TI, vol. I, Florence, 1867. Et surtout : Entiourf einer Astronomischen Theorie der Sternschnuppen, trad. all. G. von Bocurawski, Stettin, Th. von der Nahmer, 1871 (pp. 64 et ss.).

(2) Guizzemin, loc. cit., p. 39.