PLANCHE XXIX

Météorite de Sacramento Mountains, Nouveau Mexique,

trouvée en 1896 et pesant 237 kilogs.

N.B. — Les deux lignes horizontales correspondent à des coupes faites ultérieurement en vue de l'étude minéralogique,

astres, soumis à la gravitation solaire à la facon des planètes et des comètes. L'évidente portée de cette conclusion saute aux yeux.

À. GRÈÊLES DE PieRRes. — Parfois l'aérolithe tombe en un seul morceau, surtout quand le Fer métallique y prédomine. Le plus souvent il éclate en l’air avec bruit et se divise en plusieurs fragments.

Fig. 156. — Grêle de Pierres de Homestead (Iowa). Répartition topographique des fragments (d’après O.-C. Farrington).

Parfois aussi une véritable pluie de pierres s’abat à l'improviste sur toute une région. C'est ainsi que la célèbre chute de Laigle (1) (Orne) du 26 avril 1803 couvrit d’une grêle de 2 ou 3.000 pierres une surface elliptique de 11 kilomètres de long sur À de large. De même la chute de Pultusk (Pologne) du 30 janvier 1868 s'étendit sur une aire de 8 km. >< 1,5 km. qui reçut plus de 100.000 projectiles. De même encore la

fMFLercarr, oc. cir., p. 925.

chute de Homestead (Iowa) (Fig. 156) porta sur une superficie de 11 km. x 6,5 km. (12 février 1875) (1).

En général les pierres sont en pareil cas toutes semblables (à la grosseur près) et revêtues d'une croûte extérieure identique. Leur composition est la même. Le grand axe de l'ellipse intéressée par l’averse est'dirigé dans le sens du mouvement, les plus gros fragments tombant en avant.

La question se pose de savoir si les pierres formaient déjà un essaim avant leur entrée dans l'atmosphère ou si, primitivement réunies en une masse unique, elles doivent leur division à l’explosion de celle-ci. Dans le second cas, le grand nombre des pierres n'aurait qu'un intérêt assez restreint; mais dans le premier, un pareil essaim ressemblerait fort à une véritable petite comète dont il constituerait le noyau. Les avis sont partagés : aucun des arguments allégués ne paraît absolument décisif. La première hypothèse — l’essaim (2) — semble, jusqu’à plus ample informé, de beaucoup la plus vraisemblable.

5. LES DÉTONATIONS. — On attribuait autrefois les détonations aux éclatements répétés du projectile. Il n’y a là qu’un phénomène d’onde de choc dû à ce que l’aérolithe se déplace avec une vitesse de l’ordre de 30 km./sec., très supérieure à celle du son, 340 m./sec. — Les choses se passent ici comme pour les obus de la « Bertha » allemande de 1918 : on les entendait parfois avec violence, alors qu'on était beaucoup trop loin du point de chute ou de la pièce (située à 120 kilomètres de Paris) pour percevoir normalement quoi que ce fût. Ce qui parvenait à l'observateur, c'étaient les sifflements engendrés par le projectile sur toute la portion de la trajectoire relativement voisine de lui et qui, e par leur accumulation successive, produisaient un vacarme assourdissant, sans correspondre à rien de bien localisé.

(4) O. C. FarrixGTon, loc. cit., chapitre V, p. 46, « Averses Météoriques ».

(2) C'était l'opinion, croyons-nous, de Scaiaparezur (Entiourf etc., p. 210). — Le fait que, dans les grêles de pierres, les fragments sont tous recouverts de la croûte sui generis, est particulièrement frappant : ceci n’a pas lieu quand l'explosion se produit dans l'air.

La guerre a attiré l'attention sur ces faits. Bien auparavant, il y a 35 ans, un savant français, esprit fin et ingénieux, E. Durand-Gréville (1) avait eu l'idée première, reprise depuis, de l'explication ci-dessus.

En dehors du bruit principal, dont nous venons de parler, on entend aussi, dans le cas des météorites, les sifflements secondaires (analogues au sifflement d'une balle de fusil), dus aux différents fragments et sur lesquels il n’y a pas lieu d’insister.

6. FRÉQUENCE ET RÉPARTITION DES £HUTES. — On connait à peu près, à l'heure actuelle, 700 météorites authentiques, dont 350 survenues en présence de témoins oculaires sérieux. Il en tombe environ 2 ou 3 par an dans les régions habitées. Si l’on tient compte des pays désertiques et des océans, on peut sans doute évaluer leur nombre à plusieurs centaines annuellement.

La masse totale des aérolithes d’une année ne doit pas dépasser, à l’époque actuelle, quelques tonnes. Mais les apports de matière météorique provenant des étoiles filantes sont incomparablement plus abondants (2).

La répartition géographique des chutes de météorites n’a rien de très particulier étant donné leur rareté. On a remarqué toutefois qu'il y avait eu proportionnellement 2 ou 3 fois plus de chutes de fer météorique en Amérique que dans l'Ancien Continent et on en a cherché vainement la raison (3). Peut-être cela tient-il tout simplement à ce que le fer a été de bonne heure apprécié par les habitants de l’Europe, de l’Asie ou de l’Afrique, alors que les indigènes américains le connaissaient peu avant Christophe Colomb et ne se souciaient guère de ramasser les blocs qu’ils pouvaient trouver.

En ce qui concerne la fréquence des chutes suivant l’heure ou la saison, les statistiques sont encore bien incertaines : elles ne révèlent rien de saillant qui ne puisse s’expliquer

(4) Cn.-En. Guircaume, Bulletin de la Société Astronomique de Hnance,.t. 29,41915,p. 393.

(2) Voir chapitre VII, $$ 4 ets.

(3) O. C. FArRINGTON, loc. cit., p. 35.

Cours d'Astronomie. — BosLeR-nr. 30

en grande partie par des causes trop évidentes, étrangères aux faits étudiés.

7. CLASSIFICATION DES MÉTÉORITES. — Les Météorites se partagent en trois grandes classes selon la proportion de Fer qu'elles contiennent : les fers météoriques, les aérolithes pierreux et ferrugineux, les aérolithes sans fer.

1° Les fers météoriques ou sidérites renferment de 80 à 95 0/0 de fer. Ils constituent une très petite minorité des météorites

Fig. 157. — Figures de Widmanstälten.

que l’on à effectivement vu tomber. Sur 350 météorites figurant dans les musées (1), 10 ou 11 seulement sont dans ce cas, soit 3 ou 4 0/0. La plus grosse pèse 50 kilogrammes (Cabin Creek, 27 mars 1886).

Toutes les sidérites contiennent du Nickel (2) (de 3 à 35 0/0)

(1) O. C. FarriNGrTon, loc. cit., p. 4. — Voir aussi : YouxG, General Astronomy, édit. 1904, p. 466.

(2) FARRINGTON, pp. 2 et 3.

et généralement un peu de Cobalt. Mais la présence du Nickel est le seul caractère absolu. Si l’on attaque au moyen d'un acide ou d’eau de brome une face polie d’un bloc de fer météorique, on y voit apparaître des sortes de losanges (fig. 157), bien connus des minéralogistes sous le nom de figures de Widmanstätten : ce sont des traces de cristallisation octaédrale ou cubique dont la présence est un indice certain, mais non pas indispensable, du caractère météorique d’un échantillon (1) : on cite en effet des fers météoriques qui ne le révèlent pas, sans doute à la suite, d’un échauffement postérieur à la cristallisation.

Il y à, avons-nous dit, peu de sidérites dont la chute ait été observée. On trouve par contre, un peu partout sur le globe, de nombreux blocs de fer dont la nature météorique ne fait pas de doute, mais qui sont tombés à une époque inconnue. Ils contiennent du Nickel et du Cobalt, présentent en général les figures de Widmanstätten et sont environnés de terrains sans rapport avec eux. Les fers du Canyon Diablo dans l’Arizona — ce cratère si curieux déjà mentionné à d’autres propos (2) et qu’expliquerait seule la chute passée d'un énorme bolide — sont notamment dans ce cas.

Jusqu'en ces derniers temps, les plus gros de ces blocs étaient celui de EL Ranchito (Mexique), estimé de 30 à 50 tonnes (3) et celui de Melville Bay (Groenland), amené à New- York par Peary, qui pèse 36 t. 5. Ces masses sont aujourd’hui surpassées par celle qui vient d’être découverte dans V’Adrar (4) et qui forme un parallélépipède dont les dimensions visibles sont de 100 mètres >< 40 mètres, la troisième étant masquée par le sable accumulé : à supposer que celle-ci soit de 40 mètres au moins, on arrive à un volume de 160.000 mètres cubes et à une masse de l’ordre de 1 million de tonnes. Le bloc contient surtout du fer nickelé, mais aussi des

(1) Même ouvrage, pp. 3, 96 et 98. — Et aussi FLercHer, ouvrage cité, p. 40.

(2) Voir p. 331.

(3) FcercHer, p. 43.

(4) A. Lacroix, Comptes Rendus de l'Académie des Sciences, t. 479, 1924, p. 309.

silicates dans une proportion voisine de 20 0/0 : il sert de transition entre la classe des sidérites et celle des aérolithes pierreux.

Il west pas toujours facile de distinguer les fers météoriques des blocs de fer natif; mais en général ces derniers se rencontrent au voisinage de roches basaltiques contenant des granules de fer et qui suffisent à les expliquer : tel le célèbre fer d’Ovifak (1) (Groenland occidental).

2° Les aérolithes pierreux, surtout composés de silieates, sulfures, phosphures etc., plus ou moins riches en fer, constituent la très grande majorité des aérolithes qu'on voit tomber. Le plus gros connu (293 kilogrammes) faisait partie de l’averse de Knyahinya (Hongrie) du 9 janvier 1866. IL doit y avoir beaucoup de météorites de cette classe dont la chute n’a pas été observée et qui, moins remarquables que les sidérites par leur aspect ou leur densité, restent inaperçues parmi les autres pierres.

Ces aérolithes sont presque invariablement recouverts d’une couche noire de vernis plutôt brillant, dû à une fusion superficielle et en général formé d'oxyde de fer magnétique. La croûte présente une série de bosses et de creux fort caractéristiques, ressemblant à des « coups de pouce » que l’on produirait avec Les doigts dans une masse de cire, et que l’on attribue à l'action mécanique de l'air. L’épaisseur du vernis est mince (1 millimètre peut-être) ce qui prouve que l’action de la chaleur due au frottement de l’air ne doit guère dépasser la périphérie. On s'explique ainsi ce fait singulier, attesté par plusieurs personnes qui, témoins d'une chute d’aérolithe, ont cherché trop tôt à en ramasser les morceaux : l’extérieur est brülant, l'intérieur glacé, fout comme la « glace frite » des cuisiniers chinois. Ce n'est là qu'une conséquence de la faible conductibilité calorifique de la plupart des roches : elles peuvent fondre à la surface et malgré cela conserver intérieurement la température très basse de l’espace interplanétaire.

L'intérieur des aérolithes pierreux possède, 11 fois sur 12,

(1) Fcercaur, p. 44; FARRINGTON, p. 206.

une structure granuleuse spéciale, dite « chondritique » (1). Des grains de fer, disséminés çà et là, apparaissent dans la masse qui rappelle, par sa contexture minéralogique, les roches basiques des régions profondes du globe (2) et notamment le péridot. Cette constatation suggestive a, on le conçoit, très frappé les géologues, Daubrée et Stanislas Meunier (3) entre autres. On est cependant loin d’être d’accord sur sa portée exacte — l’analogie n’est em effet pas absolue — tout comme sur l’interprétation à lui donner.

3° Enfin des aérolithes ne contenant pas de fer — asidères — existent aussi. Ils sont assez rares. On peut citer les météorites charbonneuses d’Alais {Gard) du 15 mars 1806 et d’Orgueil (Tarn-et-Garonne) du 14 mai 1864. Très friables, ces aérolithes s’altèrent rapidement aux intempéries, ce qui explique en partie leur rareté. On n’y a jamais trouvé de traces de vie organique, bien que la présence du Carbone Pait fait espérer (4) et ceci porte un coup sensible à lhypothèse de Lord Kelvin, reprise par S. Arrhénius, d’après laquelle des germes apportés par des aérolithes auraient été Porigine de la vie terrestre.

8. ComPosiTion cHImiQuE. — Les éléments les plus fréquemment rencontrés chez les météorites sont, pe ordre : Fe, 0, Ni, Si, Mg Viennent ensuite Al, Ca, C, Ph, S

Aucun élément chimique nouveau n’y à jamais été déeouvert. Par contre, si l’on y trouve un certain nombre de roches ou d'éléments minéralogiques terrestres, d’autres sont ineonnus sur la Terre. La rareté du quartz est à signaler.

(4) Cette structure est caractéristique des météorites : les roches terrestres ne la présentênt jamais exactement (Fcercner, p. 49).

(2) A. Dausrée. Les Régions invisibles du Globe et des Espaces Célestes, Paris, Alcan, 1889, p. 221.

(3) Bulletin de la Société Astronomique de France, t. 28, 1914, p. 498. ù

(4) FLercuer, loc. cit., p. 67. — Les rayons ultra-violets, dont le Soleil inonde l’espace interplanétaire, expliquent en partie cette absence de germes dans les météorites : la vie ne résiste pas à leur action. Voir P. Becquerez, Bulletin de la Société Astronomique de France, t. 38, 1924, p. 393.

Mais La composition moyenne des météorites (1) :

12,4,.Fe;. 10,100 706,5 N1565,2 Si 03,0 MED

ressemble d'une manière frappante à celle du globe luimème et si la Terre était entièrement formée de pareils corps, sa densité serait peu différente de celle qu’on lui connait, 5,5. — Un corps de cette composition moyenne aurait sensiblement — l'expérience a été faite par Lockyer — le même spectre que le Soleil.

Les aérolithes renferment aussi des gaz. On en a chauffé des fragments dans des tubes à vide traversés par des décharges électriques disruptives et on a observé le spectre produit. Ce spectre à été, à peu de chose près, celui des comètes (2) : le spectre de Swan du Carbone (dit « des Hydrocarbures »), ceux de l’Oxyde de Carbone et de l’Azote. On a aussi analysé quantitativement les gaz dégagés par les météorites sous l’action de la chaleur. On trouve d'ordinaire de 1 à 60 fois le volume (3 fois en moyenne) de gaz variés : l’'Hvdrogène, l’Acide Carbonique, l'Oxyde de Carbone, l’Azote, le Formène... (Graham (3), A. W. Wright). L'Hydrogène domine dans les sidérites, l’Acide Carbonique dans les autres.

9. ORBITES DES AÉROLITHES. — TRAVAUX DE H. À. NEwToN. — Ces orbites sont moins inconnues qu’on pourrait le craindre. Le problème est le même que celui des orbites d'étoiles filantes, à cela près que les aérolithes sont encore plus inattendus.

H. A. Newton (4) a étudié en 1887 toutes les chutes d’aérolithes alors connues pour en déduire, si possible, les orbites et il a obtenu ainsi des résultats statistiques de grand intérêt. Sur 265 chutes, 55 durent être écartées comme incomplètement rapportées; pour 94 autres, l'heure seule était connue ; enfin, pour 116 cas, on avait à la fois l'heure,

(1) FarRINGTON, loc. cit., p. 216.

(2) A. W. Wricur, American Journal of Science, série 3, €. X, 1875, p. 44; t. XI, 1876, p. 253 et t. XII, 1876, p. 165. — Voir FARRINGTON, doc. cit., p. 490.

(3) Proceedings of the Royal Society of London, t. XV, 1867, p. 502.

(4) American Journal of Science, série 3, t. XXXVI, 1888, p. f.

le jour et la direction approchée de la vitesse relative : ce furent ceux auxquels s’attacha le savant américain.

Le point important est la détermination de la vitesse héliocentrique qui se déduit, nous l’avons vu (1), de la vitesse de la Terre et de la vitesse apparente, donnée en direction par le point d’émanation observé de l’aérolithe. En ce qui concerne la grandeur de la vitesse héliocentrique, H. A. Newton jugea imprudent, comme Schiaparelli pour les étoilesfilantes, de trop compter sur les estimations particulières et 11 préféra admettre que toutes les météorites étaient, avant de rencontrer la Terre, animées de la vitesse parabolique de 42 km./sec. Si alors (fig. 147) de O comme centre avec cette vitesse comme rayon, on trace une sphère et si l’on mène un vecteur OV égal, parallèle et de sens imverse à

Fig. 158.

la vitesse terrestre, une parallèle menée de V à la direction apparente du mouvement donnera, par son intersection avec la sphère, la vitesse héliocentrique cherchée +’.

Les points d’émanation pour un observateur placé dans le Soleil une fois trouvés, I. A. Newton les représenta par un système de projection stéréographique qu’il est inutile de décrire ici. IL nous suffira de dire que celle-ci aboutit à la figure suivante (fig. 158), où les aérolithes dont le mouvement autour du Soleil était direct correspondent à des points du cercle de droite, ceux de mouvement rétrograde à des points du cercle de gauche.

(4) Page 445.

Or on constate que, sur 116 aérolithes étudiés, 109 avaient des orbites directes. La même figure montre (grâce à quelques considérations géométriques) que plus des 2/3 de ces aérolithes avaient sur l’écliptique des inclinaisons orbitales inférieures à 35°. Enfin 103 avaient des distances-périhélie comprises entre 1/2 et 1. |

Aïnsi les aérolithes qui nous parviennent suivent en majorité, immédiatement avant leur chute, des orbites directes et peu inclinées sur l’écliptique, c’est-à-dire présentant les caractères de celles des comètes périodiques.

L'intérêt de ces résultats saute aux yeux. D'ailleurs l'imprécision des observations, bien loin de faire apparaitre des lois aussi nettes, serait au contraire de nature à les masquer. Mais il y a mieux. Nous avons classé à part 94 chutes dont l’heure seule était connue : or le fait seul que l’aérolithe venait sûrement d’un point au-dessus de l'horizon suffit ici — H. A. Newton le prouve — pour affirmer que, dans les trois quarts de ces 94 cas, le mouvement était encore direct. La principale des lois énoncées se trouve ainsi confirmée.

10. Bozipgs péronants. — Nous avons provisoirement distingué, à propos des étoiles filantes, les bolides silencieux — ou grosses étoiles filantes — et les bolides détonants, analogues d'aspect, mais qui éclatent avec bruit. Il est à peu près sûr que ces derniers, formés de matière solide compacte ne sont que des aérolithes dont on n'a pas retrouvé les morceaux.

On peut même aller plus loin. La distinction entre bolides silencieux et bolides détonants n’est sans doute, elle aussi, qu'une affaire de plus et de moins. Une statistique de G. von Niessl (4) établit en effet que plus la hauteur d’éclatement d’un météore (étoile filante, bolide ou météorite) est basse, plus forte est la proportion des bolides détonants. Ainsi 102 gros météores (dont 7 météorites) ont fourni les résultats suivants :

(4) Smithsonian Miscellaneous Collections, vol. 66, n° LXVI, 4917 (Washington), p. 26.

Altitude Nombre Proportion Vitesse Altitude finale j ode de bolides géoce:trique

limite moyenne cas detonants moyenne km. kn Au-dessus de 60 km. Le 86,4 12 dont 1 détonant 1 sur 12 51,8 De 50 km. à 60 km . . 54,2 100 "SNS » 4 sur 6,3 55,0 De 30 km à 50 km. à 39,0 43 »,16 » 1 sur 3,7 40,6 Au-dessous de 30 km. +. . 24,0 28 » 13 » L sur 2,1 37,6

Si done beaucoup de holides ne détonent pas, cela peut tenir en partie au peu de matière compacte dont ils sont formés ; mais cela tient aussi et swr/out à leur plus grande hauteur d'éclatement qui empêche de les entendre. Et cette grande hauteur, elle est vraisemblablement due elle-même — les chiffres de von Niessl le montrent assez — à ce que leur vitesse relative était plus forte et la résistance de l'air partant plus efficace pour les arrêter.

11. Bozines HyrkrBouQues. — On s’est également demandé s’il existait des bolides à trajectoires hyperboliques. Les travaux de H. À. Newton ($ 9) prouvent en tout cas que ceux-ci ne tombent pas en majorité sur la Terre sous forme d’aérolithes. Il y en a pourtant : la chose est aujourd’hui démontrée. Tels étaient, par exemple, les aérolithes de Pultusk, du 30 janvier 1868, dont l’excentricité orbitale atteignait 2,277 (1) et l’on en cite bien d’autres.

Mais mettons à part les météorites. La méthode photographique du D" Elkin a révélé l'existence d'un certain nombre de bolides fortement hyperboliques et levé tous les doutes qu'autorisait la difficulté des observations de vitesses. Il est à remarquer que la plupart de ces bolides n’ont pas détoné : cela tient probablement, on l’a vu, aux vitesses élevées dont ils étaient animés et qui, sauf le cas de dimensions exceptionnelles, ont dû les faire éclater à de grandes hauteurs.

Dans un ordre d'idées analogue, la loi de H. A. Newton sur les mouvements directs des aérolithes qui nous parviennent s'explique en partie par cette circonstance qu’à masse égale les aérolithes rétrogrades, se déplaçant plus rapide-

(1) G. von Nresss, loc. cit., p.33 — On trouve à la fin de ce Mémoire une bibliographie sur la détermination des orbites des météores et des bolides.

ment (1) dans l'atmosphère, ont plus de chances que les autres de s’y consumer avant d'atteindre le sol. L'avenir nous éclairera sans doute sur la portée de cette remarque.

De tout cela il résulte que les orbites des bolides et des aérolithes nous offrent une grande variété. Le fait qu'il y en a d’hyperboliques prouve que, parmi ces corps, certains nous arrivent en droite ligne des espaces interstellaires et c’est là un point qui peut avoir bien des conséquences suggestives.

12. Poussières cosmiques. — Les étoiles filantes, les bolides et les aérolithes doivent laisser des cendres ou des oxydes métalliques provenant de leur combustion. Ces poussières sont souvent, près des lieux habités, difficiles à distüinguer de celles d’origine industrielle ; mais en fait, dans

Fig :159; Sphérules d'Oxyde de Fer magnétique trouvées

au fond des mers (Murray et Renard).

les neiges des hautes montagnes, dans la grêle, sur les monuments élevés, on trouve des particules d'oxyde de fer magnétique fort semblables entre elles et dont la nature cosmique n'est pas douteuse.

Ces particules sont d’ailleurs microscopiques : Gaston Tissandier (2) qui les à notamment étudiées, n’en recueillit jamais que de très petites quantités. Mais dans les régions polaires, au cours du voyage de la Véga (en 1874), A. E. Nordenskjôld (3) fut plus heureux : il en récolta de 0,1 mg. à 1 milli-

(1) Car la vitesse de la Terre s'ajoute à la leur au lieu de s’en retrancher.

(2) Les Poussières de l'air, Paris, Gauthier-Villars, 4877. — Voir aussi C. FLAMMmARION, Astronomie populaire, éd. 1881, p. 614.

(3) « Voyage de la Véga », aduction Ch. Rabot et Ch. Lallemand, Paris, Hachette, 1883-1884, 1. I, p. 291.

gramme par mètre carré de surface neigeuse, ce qui est fort appréciable.

On peut ranger dans la même catégorie les sphérules d'oxyde de fer magnétique (fig. 159) de 0,3 mm. de diamètre environ, draguées au fond des océans par MM. Murray et Renard (1) iors de l’expédition du « Challenger ». — Toutes ces particules, aussi bien terrestres que marines, contiennent comme les fers météoriques, du Nickel et du Cobalt, qui soulignent clairement leur provenance cosmique (2).

13. TRANSITION GRADUELLE DES ÉTOILES FILANTES AUX AÉROLI- Tes. — En tout cas il semble bien qu'entre la petite étoile filante silencieuse, visible seulement dans les lunettes, et les énormes météorites qu'on connait, la transition soit continue. Les bolides des averses météoriques la rendent même manifeste.

Tous ces corps, quelle que soit leur taille, éclatent dans la baute atmosphère entre 50 et 150 kilomètres d'altitude ; leurs vitesses sont du même ordre et comparables à celles des comètes. Tous doivent renfermer des corps solides, si petits qu'ils soient : des gaz se diffuseraient. Tous présentent les mêmes variétés de couleurs et laissent les mêmes trainées. Enfin les spectres que donnent en brülant les aérolithes ressemblent à ceux des autres météores. Quant au bruit, il n’a, on l’a vu, pas grande signification.

À l'encontre de ces analogies, on a prétendu que les étoiles filantes étaient un phénomène périodique et que les aérolithes n’en étaient pas un. Mais les étoiles filantes ne sont périodiques qu’en raison de l'abondance de quelques essaims non encore parvenus au stade de la dissémination complète. Et les aérolithes sont beaucoup trop rares pour qu'on puisse en donner des statistiques échappant, sous ce rapport, à toute objection.

On à allégué aussi qu'il n'était arrivé qu'une seule fois

(1) Sir ArcaiBazo GritE, Text-Boo!t of Geology, 2 édition, Londres, 41885 (Macmillan), p. 424.

(2) A. E. Norpexskiôüzo, Comptes Rendus, 1. T8, 1874, p. 236; E. Yox6, Comptes Rendus,t. 83, 1876, p. 242; G. Tissanprer, même volume, p. 76.

qu’un aérolithe tombât durant une pluie d'étoiles filantes, le 27 novembre 1885 (1) (Fer de Mazapil). On pourrait ajouter quelques autres exemples à celui-là : le dernier remonte, croyons-nous, à 1919 et à la même date(2). Mais il est certain que de pareilles coïncidences sont très exceptionnelles. Or cette rareté peut tenir à la manière dont s’opère l’éparpillement de la matière cométaire ; les divers matériaux se répartissent très probablement d’après leurs masses : les petits corps ne sauraient alors voisiner avec les gros (3).

14. ORIGINE Des AÉROLITHES. — C’est là un problème qui a beaucoup préoccupé les savants et qui n’est pas près d'être résolu. Beaucoup d’aérolithes se ressemblent entre eux, ce qui suggère l’idée d’une origine commune, sinon pour tous du moins pour certains. Les roches qui les constituent rappellent souvent aussi des roches terrestres; il parait done assez naturel que ces corps soient les débris d’une ou de plusieurs planètes analogues à la Terre, qui auraient éclaté ou se seraient heurtées dans des circonstances et à une époque inconnues.

Rien ne dit, du reste, que ces cataclysmes aient eu pour théâtre le Système Solaire, ni qu’une immense suite de siècles, remplie de vicissitudes variées, n'ait pas suivi cette période initiale.

On s’est demandé si les aérolithes ne provenaient pas d’éruptions solaires (4). Mais ils contiennent souvent des corps combustibles ou décomposables par la chaleur et ils changent beaucoup d’aspect quand on les chauffe. L'hypothèse parait donc insoutenable.

Des volcans terrestres ne sauraient communiquer à un projectile de vitesses supérieures à 1 km./sec. au grand maxi-

(1) Youxc, General Astronomy, p. #18 (éd. 1904).

(2) Bulletin de la Societé Astronomique de France, t. 33, 4919, p. 926.

(3) C’est ainsi que dans les grêles de pierres (fig. 156) les gros fragments tombent en avant.

(4) H C. Sorsy, On the structure and origin of meteorites, Vature, DXV 487 100p 49);

mum (1):0oril en faut une de 11 km./sec. pour qu’un mobile échappe à l'attraction de la planète et vienne graviter, comme le font les météorites, autour du Soleil. Les volcans actuels ne donnent du reste pas de laves qu'on puisse le moins du monde comparer aux aérolithes. On a alors pensé à des volcans terrestres fossiles. Cette idée, soutenue par Tisserand (2), aurait l’avantage que, partis de la Terre, les projectiles y retomberaient sûrement. Mais, fossiles ou non, les volcans supposés devraient avoir une puissance à peu près inadmissible. |

Laplace, Biotet Poisson avaient songé à des vo/cans lunaires (3). Ils avaient calculé qu’une vitesse de 2.900 m./sec. suffisait. Seulement les aérolithes expulsés ainsi graviteraient autour de la Terre et non pas du Soleil : l’objection de la vitesse minimum de 11 km./sec. subsiste ici, aggravée du fait que la Lune est plus petite que la Terre et n’a pas de volcans en activité. Avec cela les projectiles lunaires, une fois partis, n’auraientque des chances extrêmement minimes de rencontrer notre planète.

Un satellite détruit de la Terre (4), une sœur de la Lune qui aurait éclaté autrefois, se heurterait aux mêmes difficultés et, sans insister sur l’arbitraire d’une hypothèse que rien ne paraît autoriser, on ne voit pas pourquoi cet astre problématique se serait ainsi complètement émietté, en aussi petits morceaux.

On à parlé encore d’autres planètes, de volcans situés sur certains astéroïdes ou petits satellites. Mais, pour atteindre la Terre dans ces conditions, les volcans en question devraient

(1) L’éruption du Krakatoa en 1883, une des plus puissanles connues, n’a guère projeté de gros blocs à plus de 45 kilomètres de distance : ceci correspond à des vitesses de l’ordre de 400 m./sec. (A. GUILLEMIN, La Météorologie, 1885, p. 482, Paris, Hachette). — Le Cotopaxi est cité pour avoir envoyé&une roche de 10 tonnes à 14 km. 5 : la vitesse est du même ordre.

(2) Bulletin Astronomique, t. VIL, 4890, p.453. — Voir aussi: R. S.Baze, Nature, t. XIX, 1879, p. 493.

(3) Sir R. S. Barr, Loc.cit.; Poisson, Bulletin des Sciences, publié par la. Société Philomathique de Paris, 1803, vol. If, n° 71, p. 180.

(4) Sranisras Meunier, Bulletin de la Société Astronomique de France, t.° 28, 1914, p. 493.

exécuter un véritable tir à la cible. Sur 50.000 projectiles que nous enverrait ainsi Cérès par exemple, un seul en moyenne d’après la théorie des probabilités, pourrait nous atteindre (Sir Robert Ball)(1). L'activité de ces volcans dépasserait alors toute imagination...

A tous ces points d'interrogation, il n’y à pas, répétons-le, à l'heure actuelle de réponse universellement acceptée. Une idée plus naturelle que les précédentes — plus vraisemblable aussi, croyons-nous — est celle de chocs possibles entre petites planètes de toutes grosseurs, chocs qui doivent avoir pour effet de briser ces dernières en morceaux, précisément analogues à ceux qui nous parviennent. — On a, plus souvent encore, pensé aux comètes. Les probabilités sont aujourd'hui, on l’a vu (2), pour que les comètes soient formées de météorites éparses, séparées par de grands intervalles, Un essaim de pierres tel que celui tombé à Pultusk le 30 janvier 1868 ou celui de Homestead du 12 février 1875 (fig. 156) ne doit pas différer au fond d'une petite comète. Et nous sommes ainsi ramenés au problème de l’origine des comètes.

Peut-être... peut-être y a-t-il en réalité deux sortes de météorites (3) et même trois. Certains météores ou aérolithes et aussi certains petits essaims nous arriveraient directement de l’espace interstellaire : ce seraient les bolides hyperboliques. D’autres matériaux, dont les vitesses se seraient trouvées longtemps égales, parallèles et peu différentes de la nôtre vers l’Apex, se grouperaient naturellement en essaims plus volumineux avant de nous parvenir : ce seraient les comètes proprement dites, observées par nous comme telles. Leurs orbites, d'abord paraboliques ou très excentriques — et nous sommes ici sur un terrain plus ferme — se modifieraient avec le temps à la suite de « captures» successi-

(1) Loc. cit. — Et aussi : The Story of the Heavens, éd. 1897, p. 356 (Londres, Cassell).

(2) Page 416.

(3) Telle est notamment l’opinion de G. von Nuessr, £ncyklopädie der Mathematischen Wissensschaften, Band VI 2, 10, 4907, p. 427 et aussi Smithsonian Misc. Goll., mémoire de 1917 déjà eilé, p. 338.

ves({): ces corps deviendraient des comètes périodiques à durées de révolution de plus en plus courtes. La désagrégation due aux perturbations interviendrait alors et donnerait naissance aux étoiles filantes ou à certains aérolithes d'orbites elliptiques. Enfin les rencontres d’astéroïdes constitueraient, nous l'avons dit, une troisième cause admissible de production d’aérolithes de cette dernière catégorie.

De toute façon, la formation minéralogique des aérolithes parait avoir précédé de beaucoup la période actuelle de leur histoire. Avant qu'ils puissent graviter autour du Soleil, leurs constituants ont dû s'agglomérer au cours d'un stade antérieur, peut-être hors du Système Solaire et à une époque aussi reculée que celles, se chiffrant par milliards d’années, envisagées par les géologues.

Fig. 1460. — Lumière zodiacale au Japon (d'après Jones).

15. La Lumière ZopracaLe ET LE GEGENSCHEIN. — La Lumière Zodiacale se rattache. selon toute probabilité, à l’ordre de faits dont nous venons de nous occuper. C'est une lueur diffuse (fig. 160), visible au crépuscule autour du Soleil: de forme conique, elle est orientée dans le plan de l'écliptique; sa

(4) Voir plus haut p. 433.

plus grande largeur étant de 20 ou 30°, elle peut s’étendre jusqu’à 90° du Soleil. Les meilleurs moments pour la voir sont, dans nos climats, ceux où l’écliptique est le plus près d’être perpendiculaire à l’horizon, en février par exemple, 2 ou 3 heures après le coucher du Soleil et en octobre, 2 ou 3 heures avantson lever. La Lumière Zodiacale est beaucoup plus visible dans les pays équatoriaux, où l’écliptique se dresse presque verticalement : elle se présente alors sous l’aspect d'une bande lumineuse faisant le tour du Ciel entier.

Cette curieuse lueur avait été, croit-on, remarquée parles Egyptiens, bien que les auteurs grecs et latins n’en fassent pas mention : elle était connue des astronomes du xvre siècle et J. D. Cassini lui consacra au xvn° des recherches étendues. — Un autre phénomène du même genre, dont nous ne dirons que quelques mots, le Gegenschein, a été découvert plusrécemment (vers 1730) et étudié surtout par Brorsen (1) vers 1855. On l’aperçoit (2) sous la forme d'une lueur indistincte, localisée, dans les nuits obscures, à l'opposé du Soleil; elle se confond sous les tropiques avec les parties extrèmes de la Lumière Zodiacale dont elle complète le cercle.

Le Gegenschein est ovale : il a peut-être 10 ou 20° de large dans le sens de l’écliptique et 5 ou 10° dans l’autre. On a songé (3) à le rattacher à une classe de solutions périodiques du Problème des 3 Corps, étudiée par Lagrange. Sur la droite qui joint le Soleil à la Terre, à 236 rayons terrestres de nous, un petit corps attiré par le Soleil et par la Terre peut graviter en équilibre stable : une fois parvenu en ce point, il ne s’en éloignera que très peu : la région doit donc être pour les météorites un lieu de prédilection et ce serait la lumière diffusée par elles qui constituerait le Gegenschein.

(1) Astronomische Nachrichten, t. 42, 1885, n° 998, p. 219.

(2) E. E. Barnar», Popular Astronomy, t. VIT, 1899, p. 469.— Voir aussi dans le même recueil : t. XXII, 1945, p. 207 ; t. XXIV,1916, p. 31 ; & XXVII, 4949, p. 409.

(3) H. Gyzoén, Bulletin Astronomique,t. I, 1884, p. 369 et K.R.Mour- TON, {ntroduction to Celestial Mechanics, 1902, p. 209 (New-York, Macmillan).

Mais revenons à la Lumière Zodiacale. Elle forme, semble-t-il, un ellipsoïde lenticulaire très aplati, centré sur le Soleil : elle doit en outre s'étendre au delà de l'orbite terrestre (fig. 161). — On s'est beaucoup demandé quel est au juste l'orientation de son plan diamétral et en particulier si ce plan coïncide avec l’écliptique ou avec l'équateur solaire. Des mesures photométriques en divers points du Ciel peuvent seules trancher la question. Cellesci ont été entreprises par M. Max Wolf et par M. B. Fessenkoff (1); mais les Fig. 161. résultats les plus complets actuellement sont ceux de M. P. J. van Rhijn (2) : ils établissent que la Lumière Zodiacale est sensiblement orientée dans le plan de l’'échiptique.

Le spectre d'une lueur aussi faible et surtout aussi vague (car son éclat intrinsèque est de l’ordre de celui de la Voie Lactée) est, bien entendu, difficile à obtenir : la moindre brume, l’éclairement diffus’résultant du voisinage des villes suffisent à tout masquer. On à généralement trouvé un spectre continu; notamment E. Liais (3), À. W. Wright(4), A.J.Angstrôm et H. C. Vogel (5) y ont aperçu la raie verte de l’Aurore Boréale. Mais Les travaux les plus approfondis dans ce sens sont ceux de M. E. À. Fath, à Lick en 1908, puis au Mont Wilson en 1909. A l’aide d’un spectroscope à fente très lumineux, M. Fath (6) a trouvé, en posant plus de 12 heures, que le spectre continu était coupé des trois principales raies sombres de Fraunhofer G, H, K ; aucune raie brillante n'apparaissait :

(4) Astronomische Nachrichten, t. 198, 1914, n° 4752, p. 465. Et surtout : Thèse, Paris, 1914 (Gauthier-Villars). — On’ trouvera dans cette Thèse de nombreuses références bibliographiques.

(2) Astrophysical Journal, t. L, 1919, p. 356.

(3) Comptes Rendus de l'Académie des Sciences, 1. T4, 1872, p. 262. — Voir aussi : L'Espace Céleste, 2° éd., 1882, p. 181 (Paris, Garnier).

(4) American Journal of Science, série 3, t. VITE, 1874, p. 39.

(5) Astronomische Nachrichten, t. 79, n° 1893, 1872, p. 327.

(6) Lick Observatory Bulletin, t. V, 1909, n° 165, p. 141.

- Cours d'Astronomie. — BosLeR-nr. 31

Vogel puis M. V. M. Slipher (1) ont du reste montré que la raie parfois citée de l'Aurore Boréale, dont l’origine est localisée dans notre atmosphère, s’observe par les nuits très pures en tous les points du Ciel.

Nous avons donc affaire à de la lumière solaire réfléchie. Maintenant la réflexion se fait-elle sur de petits corps solides de dimensions finies ou sur de simples molécules gazeuses? Dans le premier cas, la lumière n’est pas polarisée ; elle l’est dans le second. Les observations sur ce point paraissent contradictoires. À. W. Wright (2) et bien d'autres ont trouvé de la polarisation ; nous en avons reconnu nous-même en janvier 1910 ; certains astronomes par contre, Liais (3) notamment, presque sous l’équateur et dans des essais répétés, n’en ont pas trouvé du tout. — Il semble vraisemblable que la Lumière Zodiacale n'est que partiellement polarisée : il y aurait donc, à la fois, pour nous renvoyer les radiations solaires, des matériaux solides et des molécules gazeuses.

On à cherché à interpréter la Lumière Zodiacale de bien des facons. J. Stoney, S. Arrhénius (4) et M. J. Evershed qnt voulu y voir une sorte de queue cométaire de la Terre ; mais l’ensemble des faits ci-dessus ne parait pas confirmer cette opinion. Aussi l'explication la plus communément adoptée est-elle celle défendue par H. von Seeliger (5), d’après laquelle il s'agirait d’une nuée de corpuscules matériels ou de molécules gazeuses environnant le Soleil et en révolution autour de lui, conformément à la loi des aires. Ces petits corps et ces gaz résultent vraisemblablement de la dispersion des essaims météoriques et ne peuvent guère que provenir en dernière analyse de la désagrégation des comètes.

(1) Astrophysical Journal, t. XLIX, 1919, p. 266. — Voir aussi plus loin p. 483.

(2) Newcoms-Encezmann-Lunenporre, Populüre Astronomie (déjà cité),

(3) Comptes Rendus, t. 47, 1858, p. 450. Et L'Espace Céleste, déjà cité, p. 196.

(4) Lehrbuch der Kosmischen Physik, 1903, p. 154 (Leipzig, S. Hirzel).

(5) Sitsungsberichte der Mänchener Akademie, 1. XXXI, 1904 et t. XXXVI, 1906.

C'est sans doute à cette nuée de poussières et de débris, dont les effets sont tout à fait comparables à ceux d’un milieu résistant continu, qu'il faut attribuer la diminution progressive bien connue de la période de la Comète d'Encke (1) : les irrégularités du phénomène s'expliquent elles-mêmes parfaitement par des anomalies locales du milieu, tout comme par les modifications qu'éprouve au cours

du temps la comète (2).

16. LumMiÈRE DU CIEL NOCTURNE. — La Lumière Zodiacale, quelle que soit son origine, a sans doute encore une autre manifestation qui a fait l’objet de travaux récents. On a souvent constaté que la lumière des étoiles visibles ne rend compte qu'en partie de l'éclat total du Ciel : La « pâle clarté qui tombe des étoiles » semble en un mot plus intense que les statistiques stellaires ne le feraient supposer (3).

L'explication la plus simple consisterait à attribuer cette luminosité aux étoiles invisibles; mais il en faudrait, pour interpréter les faits, 50 ou 100 fois davantage que les estimations les plus libérales ne permettraient de l'admettre. I se pourrait qu'il y eût là un phénomène se rattachant aux aurores boréales : Le spectre de la lumière du ciel nocturne a en effet pu être étudié et certains observateurs (4) y ont fréquemment trouvé la raie verte de l’Aurore Boréale À 558.

(4) Cette période de 3,3 années diminue de 2 heures environ à chaque révolution. Voir H. Poincaré, Æypothèses Cosmogoniques, p. 417. Et: S. OPPENHEIM, Æncyklopädie der Math. Wiss., Bd. VI24, Heft 8, D. CHI |

(2) Peut-être doit-on rattacher au même ordre d'idées la « Réfraction annuelle » assez énigmatique annoncée par L. Courvoisier en 1905 et d’après laquelle les rayons lumineux éprouveraient près du Soleil une déviation analogue à celle prévue par la Théorie d’Einstein. Le phénomène ne paraîl d’ailleurs pas encore définitivement établi. — On trouvera des informations sur cette question dans : F. Korrcer, Encyklopädie der Mathematischen Wissenschaften, Band VI2s8, Heft 4, 4922, Leipzig (B. G. Teubner) et dans P. Sazer, Bulletin de la Société Astronomique de France, t. 38, 1924, p. 382.

(3) A. Bouraric, La lumière et les radiations invisibles, Paris, 1925, Flammarion, p. 218.

(4) Cu. Fasrv, Astrophysical Journal, t. L, 1919, p. 308. — Lord Ray- LEIGH (vide infra) a aussi assez constamment trouvé celte raie en Angleterre.

Mais il est beaucoup plus vraisemblable que l’on a affaire à de la lumière solaire diffusée par les particules éparses du milieu cosmique — celles-là même qui constituent la Lumière Zodiacale. M. J. Dufay (1), par de très longues poses avec un spectroscope à fente, a en effet reconnu dans le spectre du fond du Ciel les raies noires de Fraunhofer : il s’agit donc en somme surtout de radiations solaires réfléchies. Les particules qui interviennent ici peuvent être solides ou gazeuses : la prédominance qu'on paraît avoir observée de rayons de grande longueur d'onde (2) ferait pencher la balance en faveur de particules solides et les expériences de polarisation (3) qui ont été tentées plaident dans le même sens.

(1) Comptes Rendus de l'Académie des Sciences, t. 176, 1923, p. 1290.

(2) Lord Ravreicn, Proceedings of the Royal Society of London, série À, t. XCIX, 1920, p. 10.

(3) H.-A. Bascock, Astrophysical Journal, t. L, 1919, p. 227.