PLANCHE XXVIII

Photographie d’un Bolide au voisinage de la Nébuleuse d’Andromède.

(J. Klepesta, Observatoire de Prague).

remarquer les variations d’éclat du bolide le long de sa trainée

éclat les étoiles de 1" grandeur : ce sont les Bo/ides. Certains bolides sont plus brillants que Jupiter ou Vénus; ils éclatent en lançant des flammèches, comme des fusées d’artifice et leurs couleurs sont parfois très vives : rouges, jaunes, vertes, bleues, etc.

Il y a lieu de faire, parmi les bolides, une distinction. Les

Fig. 148. — Bolide quadruple observé par Tacchini le 27 juillet 1874 (d’après A. Guillemin).

Fig. 149. — Métamorphoses d’une traînée méléorique en l’espace de 44 minutes, observées par le P. Secchi (d'après A. Guillemin).

étoiles filantes ne font pas de bruit; la plupart des bolides n’en font pas non plus et ne sont vraisemblablement que de très grosses étoiles filantes. Mais il y a aussi des bolides détonants, dont le vacarme trahit la présence de matériaux compacts et qui par là semblent apparentés aux aérolithes de nos collections géologiques : ce sont sans doute des aérolithes

trop lointains ou dont on n’a pas réussi à retrouver les morceaux. Quelle que soit la portée véritable de cette distinction, nous ne nous occuperons pour l'instant que des bolides non-détonants.

Ces bolides-là sont fréquents lors des grandes averses d'étoiles filantes auxquelles ils paraissent participer. Ils laissent quelquefois dans le Ciel, après leur disparition, des trainées lumineuses (fig. 149) qui subsistent souvent plusieurs dizaines de minutes et flottent dans l’atmosphère au gré des mouvements de l'air comme d'immenses serpents (1). On peut assurément voir dans ces faits une preuve de la nature solide (ou plus exactement pulvérulente) de ces corps : des gaz ne manqueraient pas de se diffuser très vite.

7. SPECTRES DES MÉTÉORES. — Ces spectres sont difficiles à observer, tant en raison du caractère fugitif du phénomène que de son peu de luminosité : aussi la plupart des observations (2) se rapportent-elles à des Î bolides ou à des étoiles filantes de certaines averses périodiques.

On emploie d'ordinaire à cet effet

un spectroscope rudimentaire uni-

quement constitué par un prisme à vision directe, précédé

d’une lentille divergente. Le but à atteindre est de pouvoir

diriger rapidement l'appareil sur le météore et la lentille ne sert 1ic1 qu à augmenter le champ (fig. 150).

Les spectres des météores étudiés de cette façon sont surtout formés de raies brillantes métalliques ; les raies jaunes du Sodium, les raies vertes du Magnésium, quelques raies du Fer, du Calcium ou du Nickel sont Les plus fréquentes (3). On trouve aussi quelquefois les bandes du Carbone,

Fig. 150.

(1) Guizzemix, loc. cit., p.151. — Etaussi: Bulletin de la Société Astronomique de France, passim, notamment t. 23, 1909, p. 153 et p. 397.

(2) N. von Kowkozy, Spectres de 140 Etoiles filantes, Budapest, 1877 ; A. S. Herscuez, Nature, t. XXIV, 1881, p. 507 ; S. Bzasxo, Astrophysical Journal, t. XXVI, 1907, p. 341.

(3) Le spectre du noyau est aussi parfois continu, ce qui n'a d’ailleurs rien de surprenant (Herschel).

c'est-à-dire Le spectre ordinaire des comètes (A.S. Herschel), ainsi que les belles raies de l'Hydrogène et de l’Hélium.

M. W. H. Pickering (1) a réussi en 1897 à photographier au prisme-objectif le spectre d’un bolide : il y a identifié Les raies brillantes de l’'Hydrogène Hs Hy H; H: : à part cependant deux raies bleues assez énigmatiques XX 4636 et 4195 — sans doute celles que nous montrent, dans cette région les étoiles de Wolf-Rayet — le cliché n’en révèle point d’autres, ce qui à un peu surpris : il se peut que l'Hydrogène provienne ici de la haute atmosphère terrestre.

Les météores — y compris les bolides non-détonants — paraissent se consumer entièrement avant d'atteindre le sol : ils laissent pourtant, nous le verrons, des cendres que l’on retrouve, mais en très petite quantité.

8. MASSES PROBABLES DES ÉTOILES FILANTES. — On s'appuie précisément, pour évaluer celles-ci, sur ce que, presque toute la matière du météore étant brûlée, son énergie cinétique se transforme à peu près entièrement en chaleur et en lumière.

Pour chaque source de lumière terrestre, on connaît le rapport du flux lumineux, mesuré en bougies, à l'énergie rayonnée dans le spectre visible, par unité de temps, mesurée en ergs par seconde (avec une pile thermo-électrique par exemple); ce rapport n’est autre que « l'équivalent mécanique de la lumière » (2) : 1 bougie correspond ainsi, pour la lumière blanche, à 0,1.107 ergs/sec. — D'autre part, on connait aussi — plus ou moins bien — dans chaque cas, le rapport de l'énergie lumineuse (en ergs) émise par unité de temps dans toute la région visible du spectre, à la puissance totale consommée par la source (3). — Une mesure photométrique permet ainsi, en assimilant le météore à telle ou telle source, de calculer tout au moins l’ordre de grandeur de sa force vive et partant, la vitesse étant connue, celui de sa masse.

(1) Harvard College Observatoy, Circular n° 20, 1897 et Astrophysical Journal, t. XXIX, 1909, p. 379.

(2) Voir A. Bzaxc, Rayonnement, Eclairage, 1921, p. 154 (Paris, Collection Armand Colin).

(3) Zdem., p. 159.

Cours dAstronomie. — BosLer 111. 29

‘Considérons par exemple une étoile filante, de luminosité totale équivalant à une étoile de 1° grandeur (1), animée d'une vitesse de 42 km. /sec. et ayant brillé en tout 1 seconde, à 100 kilomètres de l'observateur : cherchons à évaluer sa masse 77.

On sait qu'un astre de 1"° grandeur a le même éclat (2) qu'une bougie à 1.100 mètres. Si la millième partie (3) seulement de l'énergie cinétique se convertit en lumière, on peut écrire, en unités C. G.S :

>< (+ m.49. 108) = 0,1. 107 >< (TT) 3 1,1

On déduit de là : m — 0,94 gramme, 1 gramme en chiffre rond.

Malheureusement la fraction de l'énergie mécanique qui se transforme en lumière est bien mal connue : le calcul cidessus ne peut donc être considéré que comme une indication. À.S. Herschel (4) puis S. Newcomb et W. Harkness ontautrefois (5) fait les mesures nécessaires sur l'éclat des météores : ils ont en général trouvé pour les masses des nombres inférieurs à 0,1 gr., et jamais supérieurs à 7 gr. Bien que quelques auteurs aient cru pouvoir adopter des chiffres plus élevés, on admet d'ordinaire que les masses des météores sont en moyenné de l’ordre de quelques décigrammes.

9. AvERsES MÉTÉORIQUES. — À certains moments, les étoiles filantes sont extrêmement nombreuses. On à même vu des cas où leur multitude était telle qu’on ne pouvait les compter, le Ciel entier en étant rempli comme de flocons de neige. Il est rare cependant que le nombre de ces petits corps excède un ou deux par minute. Mais, même à ce degré, on

» (1) L'éclat du météore est alors celui d’une étoile de première grandeur, réparti sur toute la longueur de la traînée.

(2) Voir p. 12.

(3) BLawc, loc. cit., p. 164. — Voir aussi Recueil de Constantes de la Société Française de Physique, p. 509.

(4) Proceedings of the British Meteorological Society, t. M, 1865, p. 19. — Voir aussi : Ca. FaBry, Asérophysical Journal, t. XXX, 199, p. 318. — KEfYouxc, General Astronomy, éd. 1904, p. 474.

(>) American Journal of Science, série 2, {. XLV, 1867, p. 237.

dit qu'on à affaire à une averse météorique. Ces averses se reproduisent d'ordinaire aux mêmes époques de l’année, avec à la vérité une intensité variable : les plus abondantes sont celles des environs du 15 novembre et du commencement d'août.

Lors d'une averse, les météores ne sont pas seulement plus nombreux, mais ils semblent venir en majorité d’un point déterminé du ciel d’où ils paraissent diverger avec des trajectoires d'autant plus courtes qu'on porte son attention plus près du point d'émanation. — On donne à ce point, caractéristique de chaque averse, le nom de Radiant.

Il ne s’agit là que d’un effet de perspective. Les météores suivent en réalité, par rapport à nous, des trajectoires recti-

lignes, sensiblement parallèles (D. Olmsted, 1834). Ce que nous observons, ce sont Les traces sur la sphère céleste des plans passant par notre œil et par la portion visible de chaque trajectoire telle que AB (fig. 151). Or tous ces plans contiennent la parallèle OR menée par l'œil de l'observateur à la direction commune de toutes les trajectoires : les traces de celles-ci sur la sphère céleste se coupent donc au point R où la parallèle en question perce la sphère et ce point n’est autre que le radiant. Par suite sans doute de la forme irrégulière des particules météoriques et surtout en raison des courants atmosphériques, les trajectoires parallèles d'un même essaim sont, çà et là, quelque peu déviées : aussi le radiant est-il, dans la réalité, remplacé par une aire de dimensions finies, de 1° de diamètre par exemple, 2° tout au plus (fig. 152).

Quand une averse dure longtemps (plusieurs semaines

comme celle des Perséides), la direction du mouvement de la Terre change et le radiant se déplace dans le Ciel. M. Denning et quelques autres astronomes ont pourtant cru découvrir des radiants de longue durée, fort énigmatiques, qui ne se déplacent pas. Ce problème des radiants stationnaires a depuis 35 ans provoqué d’interminables discussions : les plus éminents théoriciens (Tisserand, Callandreau, ete.) de la génération précédente lui ont consacré sans succès des

Fig. 152. — Trajectoires des Léonides dans la nuit du 13 au 14 novembre 1866, à Greenwich.

efforts considérables. Nous ne nous engagerons pas dans ces polémiques, d'autant plus que l'opinion semble s’accréditer que les radiants incriminés seraient, en fait, loin d’être immobiles (1) : tel serait du moins le cas, d'après M. Ch. P. Olivier (2), pour un des plus curieux d’entre eux, celui des Orionides.

(1) C'était d’ailleurs en définitive l’opinion de Tisserano : qu'on se rappelle la fable de «l'enfant à la dent d’or » de Fontenelle !

(2) Bulletin de la Société Astronomique de France, 1. 32, 1918, p-"250.

10. Essaims Les pLus connus.’ Nous avons dit que les averses météoriques revenaient d'ordinaire à date fixe. A chaque averse correspond un essaim d'étoiles filantes et un radiant déterminé. C’est ainsi que les étoiles filantes du 13 au 15 novembre, les Léonides ont leur radiant dans la constellation du Lion, entre « et © Lion; celles qui ont leur maximum vers le 10 ou 11 août, les Perséides près de n Persée; celles des environs du 20 avril, les Lyrides dans la constellation de la Lyre; celles du 27 novembre, les Andromédides dans celle d'Andromède, etc.

Si les différents essaims reparaissent tous les ans, ils ne sont pas en revanche, on le constate sans peine, chaque année également abondants. On cite par exemple, parmi toutes Les averses de Léonides, celle du 12 novembre 1833, où les étoiles filantes se comptèrent par centaines de mille et qui, au dire des témoins oculaires, fut un spectacle inoubliable. Il en fut de même, quoique à un moindre degré, de l’averse de 1866.

En dehors de ces essaims principaux, on pourrait en énumérer beaucoup d’autres moins remarquables et il existe des Catalogues d’essaims par radiants, qui en renferment jusqu’à 3.000, celui notamment de M. W. F. Denning (1), le célèbre observateur de Bristol.

Les météores d’un même essaim ne sont pas tous également brillants ; ils se ressemblent néanmoins par d’autres traits. Ainsi Les Perséides sont jaunâtres et de vitesses modérées. Les Léonides ont une teinte bleuâtre ou verdâtre, se déplacent avec de grandes vitesses et laissent souvent des trainées persistantes. Les Andromédides, lentes et rouges, donnent par contre rarement lieu à ce phénomène (2).

11. CoxsrTiTUTION DES ESSAIMS MÉTÉORIQUES. — Puisque les pluies d’étoiles filantes reviennent à date fixe, il doit s'agir d’agglomérations de petits corps parcourant de conserve, autour du {Soleil, des orbites régulières et que la Terre,

(1) Monthly Notices, 1. L, 1890, p. 410.

(2) Younc, loc. cit., p. 478.

dans sa marche annuelle, vient périodiquement rencontrer (fig. 153).

Mais si les météores étaient uniformément répartis le long de leur orbite de facon à former un anneau, les averses devraient se reproduire tous les ans avec la même intensité, ce qui, nous l'avons dit, n’a en général pas lieu. — Si, au contraire, l’essaim est concentré à la manière d’une compagnie de perdreaux, on n’observera d’averse abondante que lorsque le groupe des météores passera au point de rencontre des deux orbites en même temps que la Terre.

Tel est précisément le cas pour les Léonides, tous les 33 ans environ. H. A. Newton (1) auquel est due cette découverte (1864) y parvint, grâce à une statistique remon-

tant dans l'Histoire jusqu'en 902 : il put annoncer, en se fondant sur les principes cidessus, que l’essaim devait se mouvoir autour du Soleil sur une orbite de période33ans 1/4, correspondant à celle des époques des maxima et prédire deux ans à l’avance la grande averse de 1866. Il est bon d’ajouter que l’essaim des Léonides, bien que fortement condensé, est cependant assez allongé : il met 3 ans à passer et le fait qu'on voit de ces météores chaque année montre bien qu'il y en a de disséminés sur toute l'orbite.

De même, le gros des Andromédides revient tous les 13 ans. Les Perséides sont par contre plus également distribuées et leur abondance diffère moins d’une année à l’autre.

Fig. 433.

12. Onpites Des Essais D'ÉroILes FiLaNTEs. — Le problème de l’orbite d’un météore est tout différent de celui relatif aux comètes où trois observations précises de position sont nécessaires. [ci nous avons de suite un point de la trajectoire puis-

(1) American Journal of Science, 2% série, t. XXXVII, 1864, p. 377. Et aussi : t. XXXVIIL 4865, p. 61.

que nous savons que le météore a rencontré la Terre à une date donnée, donc à un endroit déterminé de lécliptique. La vitesse orbitale peut également être connue. Nous connaissons à chaque instant celle de la Terre. Quant à la vitesse relative du météore qui, combinée avec celle-ci, donne la vitesse héliocentrique cherchée : 1° sa direction résulte de la position du radiant; 2° sa grandeur peut, nous l'avons vu, être estimée.

On a donc à construire une orbite elliptique (fig. 154) dont on connait un foyer S, un point M, la vitesse vw en ce point (en grandeur et direction) et par

suite le plan. — On tire aisément la valeur du grand axe 24 de l'équation des forces vives :

1 PI m m

er Le (r = rayon vecteur en M; / — constante de gravitation ;

m — masse du Soleil).

Le second foyer $S’ se déduit de Ià sans peine en traçant une droite MS faisant avec MV un angle égal à SMT et en prenant sur cette droite MS’ — 24 — r. Le problème est alors résolu. — Malheureusement la mesure de la vitesse en grandeur est bien délicate et il vaut mieux tâcher de l'obtenir indirectement par une hypothèse appropriée. Cette difficulté a été la principale tâche de Schiaparelli dont nous allons exposer maintenant les admirables travaux.

13. RECHERCHES DE SCHIAPARELLI. — Schiaparelli s'est appuyé en premier lieu sur les lois de Coulvier-Gravier concernant la variation diurne du nombre des étoiles filantes sporadiques. Il en a tiré, en soumettant comme nous l’avons vu la question au calcul, la vitesse moyenne des météores, laquelle s’est trouvée être la vitesse parabolique.

Une fois la vitesse approximativement connue — et sous ce rapport les trajectoires elliptiques allongées diffèrent peu de la parabole — il devenait aisé d'obtenir les orbites des

essaims les plus importants. Schiaparelli (1) s'attaqua aussitôt aux Perséides du 10 août et il constata (1866) que leur orbite coïncidait avec celle de la Comète de Tuttle de 1862. Voici par exemple les éléments des deux paraboles de première approximation :

Essaim Comète de Tuttle du 10 août 1862 III Longitude du périhélie . . 343038 344041!

Long. du nœud ascendant. 138°16/ 137°27 Inclinaison . . HE 64° 3! 66025 Dist. périhélie me pu ÿ. 0,9643 0,9626 Sens du mouvement . . . Rétrograde Rétrograde

L'accord est, on le voit, très satisfaisant : quelques années plus tard, des calculs plus exacts montrèrent que la comète a en réalité une période de 108 ans; mais les éléments qui précèdent n’en sont pas sensiblement affectés. — Aïnsi la comète elle-même n’était que le plus brillant représentant d’une série de corps parcourant la mème orbite.

Peu après cette belle découverte, Le Verrier (2) identifiait (1867) l'orbite des Léonides à celle de la Comète de Tempel de 1866. Enfin E. Weiss (3) montrait que les Lyrides du 20 avril suivent l'orbite de la Comète de 1861 et les Andromédides du 27 novembre celle de la Comète de Biela. Depuis lors, MM. W.F. Denning (4), C. P. Olivier (5) et C. Hoffmeister (6) ont pu établir que les Aquarides du début de mai sont, selon toute probabilité, semblablement apparentées à la Comète de Halley. D’autres associations du même genre sont actuellement à l’étude.

14. LA DÉSAGRÉGATION DES COMÈTES EN ÉTOILES FILANTES. — SL l’on se souvient que les comètes périodiques semblent per-

(1) Ouvrage cité : Entwurf etc., p. 52.

(2) Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, t. 64, 1867, p. 94. (3) Astronomische Nachrichten, t. 68, 1867, n° 1632, p. 381.

(4) Monthly Notices, t. XLIII, 1882, p. 411 et t. XLVI, 1886, p. 396. (>) Transactions of the American Philosophical Society, t. XXII, 1914; p°5.

(6) Astronomische Nachrichten, t. 196, 1913, n° 4698, p. 309.

dre de leur matière à chacun de leurs retours successifs, il devient naturel de penser qu’ellés se désagrègent lentement . pour se transformer en étoiles filantes.

Les perturbations exercées par le Soleil et les planètes (1) suffisent en effet à expliquer la désagrégation d’une faible masse occupant un grand volume : les forces qui interviennent ici ne diffèrent pas au fond de celles qui, sur la Terre, engendrent les marées. Leur entrée en jeu est par suite certaine et la dislocation des comètes parait, à la longue, inévitable. De là à penser qu’une comète n’est qu'un essaim très condensé d'étoiles filantes plus ou moins grosses, il n’y à qu'un pas.

Remarquons d’ailleurs que les essaims météoriques actuellement visibles ne doivent pas être très anciens, car il semble bien qu'on en voie apparaitre de nouveaux. Certains sont aussi plus disséminés sur leur orbite que d’autres (les Perséides que les Léonides, par exemple) : ce sont très probablement les moins récents.

Les groupes de comètes circulant sur la même orbite (Comètes de 1668, 1843, 1880, 1882 notamment) et qui font songer aux débris d’une comète plus grosse, sont, selon toute vraisemblance, dus à la même évolution. A plusieurs reprises on à même pu démontrer (2) que des comètes suivant aujourd’hui des orbites voisines, mais distinctes avaient parcouru à l’origine la même trajectoire. Mais il y a mieux : tous ces phénomènes ont été parfois saisis sur le vif.

15. DiISLOCATION DE COMÈTES EN FRAGMENTS DISTINCTS. — La Couère DE Bieza. — Les cas de dislocation partielle ne se

(1) Scaraparezut, trad. allemande déjà citée, £Entivurf etc., chap. VIN,

p. 162. — La force perturbatrice exercée par une masse »2 (le Soleil...). à une distance R d’un corps céleste de rayon r, sur une particule "»' de 2fmnr

sa périphérie, a pour valeur, comme on sait, (f = const. de

Newton) : on voit qu'elle est d'autant plus intense qu’il s'agit d'un corps plus volumineux.

(2) M. Ha, Monthly Notices, t. XXV, 1865, p. 243. — Et aussi KirkwWoop, Comets and Meteors, déjà cité, p. 34.

comptent plus (1), surtout depuis que la photographie les laisse rarement passer inaperçus. C'est ainsi que la Comète de Rordame, puis celle de Brooks en 1893 perdirent des portions de leur queue. Celle de Morehouse en 1908 (2) et, plus tard, la Comète de Halley (1916) donnèrent lieu à des observations analogues. On à vu la magnifique Comète de 1882 faire souche de toute une nichée de petites comètes, pourvues chacune de son noyau et de sa queue et qui, dès leur naissance, s’éloignèrent aussitôt (3). On vit aussi se dédoubler la Comète de Taylor (1916 I). Mais l'exemple le plus fameux est sans contredit celui de’la Comète de Biela.

Fig. 153. — Dédoublement de la Comèle de Biela, le 19 février 1846 (d'après Struve).

Découverte en 1826, cette comète avait une période de 6,6 années: elle reparut en 1832 et faillit même alors rencontrer la Terre. On la revit en 1846 où elle se présentait dans des conditions très favorables quand un soir elle sembla s’allonger en forme de poire pour se dédoubler, 10 jours plus tard, en deux comètes cheminant côte à côte (fig. 155). Les deux astres restèrent 4 mois ainsi, avec des fluctuations

(4) Miss A. Crerke, History of Astronomy etc., p. 362.

(2) Bulletin de la Sociélé Astronomique de France, t. 23, 1909,

(3) Miss CLerke, loc. cit.

d'éclat alternées auxquelles s’ajoutait parfois un « pont » lumineux qui les réunissait. On les revit en 1852 : de 49 rayons terrestres leur distance était passée à 412. En 1859 les conditions d'observation étaient mauvaises ; mais elles . furent très bonnes en 1865 et, malgré les recherches les plus assidues, on ne trouva rien...

Le 27 novembre 1872, la double comète devait passer tout près de la Terre : les astronomes — et avec eux le public — se demandaient avec curiosité ce qui allait arriver. On ne vit pas la comète : à sa place apparut une éblouissante pluie d'étoiles filantes. C'étaient les Biélides ou Andromédides ; des averses météoriques avaient déjà été signalées auparavant vers la même date, mais jamais en pareille abondance : il est vrai qu'en 1872 la comète devait presque nous heurter. Ce beau spectacle se reproduisit le 27 novembre 1885 et, à une moindre échelle, lors des retours suivants, sans que jamais on ait revu la comète de Biela, évanouie sans laisser d'autres traces.

Tout cela vient illustrer et confirmer la belle théorie, issue des travaux de Schiaparelli, de H. À. Newton et de Weiss (1) et dont nous avons exposé Les traits principaux.

16. La DesTINÉE Des comères. — L'étude des étoiles filantes nous apporte donc, sur la nature des comètes, de précieuses données qu'il est aisé de rapprocher de ce que nous savons par ailleurs. Les comètes nous arrivent des confins extrêmes du système solaire — et peut-être même de plus loin — sur des orbites sensiblement paraboliques. Formées de matériaux solides épars séparés par de très grands intervalles, elles ressemblent à ces vols d'oiseaux migrateurs qu'on aperçoit dans le Ciel à certaines époques de l’année. Elles ne tardent pas alors à être capturées par les planètes (et surtout par Jupiter) qui rendent leurs orbites

(1) Nous avons dit en quoi ont consisté les travaux de SonrapaRELLtI et de H. A. Newron. Mais c’est à Weiss qu'est due l’idée précise, telle qu’on l’admet aujourd’hui, de la désagrégation progressive des comètes en étoiles filantes (Astronomische Nachrichten, t. 72, 1868, n° 1710, p. 81).

de moins en moins excentriques. Les perturbations les disloquent bientôt et les transforment en essaims météoriques qui eux-mêmes se dispersent peu à peu, sur leurs trajectoires d’abord, et sans doute plus tard dans tout l’espace où ils finissent par donner naissance aux étoiles filantes sporadiques. — Telles sont en peu de mots les conclusions qui se dégagent, à l'heure actuelle, de l’ensemble de nos connaissances.

Toute cette évolution ne saurait guère durer plus de quelques dizaines de siècles. Pour qu’elle ne se soit pas arrêtée d'elle-même depuis longtemps, il faut que les comètes se renouvellent constamment. Beaucoup de celles que nous voyons nous ont sans doute déjà visités autrefois; mais il doit y en avoir d’autres qui apparaissent vraimen. dans notre système pour la première fois. Et cette nécessité d’un renouvellement continuel est peut-être une des raisons les plus sérieuses que nous ayons de croire, en dernière analyse, à l’origine étrangère des comètes.