ASPECT DES COMÈTES

en donner une idée assez exacte. Le point brillant se nomme le noyau de la comète; la trainée lumineuse qui accompagne ce noyau se nomme la queue; et la partie de la nébulosité qui environne immédiatement le noyau, abstraction faite de la queue, se nomme la chevelure. On donne le nom de téte de la comète à l'ensemble du noyau et de la chevelure. Le mot comète, qui signifie astre chevelu, tire son origine des circonstances que nous venons de signaler dans l'aspect des astres auxquels on la appliqué.

Les comètes ne se présentent

Fig. 338. pas toutes sous la forme que

nous venons d'indiquer. On en

voit qui sont accompagnées de plusieurs queues. Il y en a d’autres

qui ont un noyau et une chevelure, sans queue. Il y en a même

qui manquent complétement de chevelure ; en sorte qu’elles pré-

sentent le même aspect que les planètes, avec lesquelles on peut

les confondre. C'est ce qui fait que la planète Uranus, découverte

par Herschel en 1781, a élé prise pendant quelque temps pour une

comète. On voit enfin des comètes formées uniquement d'une nébulosité, sans aucune apparence de noyau.

La queue d’une comète s'étend quelquefois jusqu’à une grande distance du noyau. Au mois de mars 1843, on a vu une comète dont la queue avait une étendue angulaire de 40°. À d’autres époques, on a observé des comètes dont les queues avaient, en apparence au moins, une longueur plus grande encore que celle de 4843 ; on peut citer notamment la comète de 1680, dont la queue avait une étendue de 90°, celle de 1769, dont la queue occupait un arc de 97°, et celle de 4618, dont la queue S'étendait jusqu’à 404°. La fameuse comète de 48414, à laquelle on a attribué une si grande influence sur la qualité des vins, avait une queue de 23° de longueur. En 4744, on vit une comète à six queues; chacune de ces queues avait une longueur de 30 à 40 degrés, et l'ensemble des six queues occupait en largeur un espace d'environ #4°. Mais les divers exemples que nous venons de citer ne sont que des exceptions ; le plus souvent les comètes ont des dimensions beaucoup plus faibles.

Les queues des comètes paraissent ordinairement droites ; ou du

moins, par un effet de perspective, elles semblent dirigées suivant.

des arcs de grands cercles de la sphère céleste. On en cite cependant qui se sont présentées avec une apparence différente. Ainsi, en 4689, on vit une comète dont la queue, au dire des historiens, était courbe comme un sabre turc; cette queue avait une étendue totale de 68°.

$ 282. Lois du mouvement des comètes. — Une comète ne peut être observée dans le ciel que pendant un temps limité. On l’aperçoit d’abord dans une région du ciel où l’on n’avait rien vu les jours précédents. Le lendemain, le surlendemain, on peut la voir de nouveau; mais elle a notablement changé de place parmi les constellations. On peut la suivre ainsi dans le ciel pendant un certain nombre de jours, souvent pendant plusieurs mojs ; puis on cesse de l’apercevoir. Souvent on perd la comète de vue, parce qu'elle se rapproche du soleil, et que la vive lumière de cet astre la masque complétement ; mais bientôt on l'observe de nouveau, de l’autre côté du soleil, et ce n’est que quelque FRS après qu 'ellé disparait définitivement.

Les comètes, dont l'apparition subite a été la cause de tant de frayeurs dans les siècles d’ignorance, ont été regardées d’abord comme étant des météores produits dans l’atmosphère de la terre. Tycho-Brahé a reconnu que c’étaient véritablement des astres. Képler croyait qu’elles se mouvaient en ligne droite dans l'espace. Hévélius, tout en regardant les comètes comme prenant naissance dans l’atmosphère, dit qu'après qu’elles en sont sorties elles décrivent des paraboles dont la concavité est tournée vers le soleil.

Newton est le premier qui ait fait connaître les véritables lois du mouvement des comètes. Il dit qu’elles décrivent des ellipses trèsallongées, dont le soleil occupe un des foyers ; et que, comme elles ne sont visibles que lorsqu'elles se trouvent dans la portion de leurs orbites qui avoisine le soleil, elles semblent se mouvoir suivant des paraboles dont le foyer est au centre de cet astre.

Pour que l’on puisse se rendre compte d’une manière convenable de ce que nous avons à dire du mouvement des comètes, il est nécessaire de se faire une idée un peu nette de la coyrbe que l’on nomme parabole. Nous avons donné précédemment ($ 104) la définition de l’ellipse ; en nous reportant à cette définition, nous pourrons en déduire sans peine celle de la parabole. Si l'on décrit une ellipse en prenant pour foyers les deux points F,F”, fig. 339, et donnant au fil, dont les extrémités sont fixées à ces deux foyers, une longueur telle que le grand axe de l’ellipse soit A A”, la courbe que l'on obtient ne diffère pas beaucoup d’une circonférence de

cercle ; elle présente, dans le sèns perpendiculaire à l’axe A A’,

aplatissement assez faible. Si l'on décrit une seconde ellipse, en a nant pour foyers les deux points F,F”, et déterminant la longueur du fil de manière que le point A soit encore un des sommets de cette ellipse, on aura une courbe qui enveloppera la précédente, mais

Fig. 339. î

dont l’aplatissement sera plus prononcé. Une troisième ellipse, décrite des points F,F'”", comme foyers, et ayant également le point À pour sommet, enveloppera chacune des deux précédentes, et sera encore plus. fortement aplatie que chacune d’ elles, eu égard à la grandeur de son axe À A’’”’. En continuant ainsi à décrire des ellipses de plus en plus grandes, ayant toutes le point F pour un de leurs fovers, et le point À pour sommet, on verra que ces lignes courbes s’écartent de plus en plus de leur axe commun AFF'F' ", à partir

du point À, et de part et d'autre de ce point ; mais en s'écartant ainsi, elles tendent de plus en plus à se rapprocher d’une certaine courbe limite qu'elles ne peuvent pas dépasser : cette courbe limite BAC est ce qu'on nomme une parabole. On pourra s’en faire une idée assez nette, en décrivant une des ellipses dont nous venons de parler, et plaçant le second foyer de cette ellipse à une grande distance du premier foyer F, sur la ligne AFF°F" : l’ellipse ainsi obtenue différera très-peu de la parabole, jusqu’à une certaine distance, de part et d'autre du sommet A, distance qui sera d'autant plus grande que le secorid foyer de l’ellipse aura été pris plus loin du premier. Il est aisé de comprendre d’après cela. que Ka parabole se compose de deux parties AB, AC exactement pareilles l'une à l’autre, et s'étendant indéfiniment de part et d'autre de l’axe AFF'F”, dont elles s’éloignent de plus en plus. Le-point A se nomme le sommet de la parabole, et le point F est son foyer. , On conçoit facilement, d’après la définition qui vient d’être donnée pour la parabole, que si un astre décrit une ellipse très-aHongée, ayant un de ses foyers-au centre du soleil, et s’il n’est visible que lorsqu'il se trouve dans la partie de son orbite qui avoisine ce foyer, les diverses positions dans lesquelles on l’apercevra successivement seront à très-peu près les mêmes que s'il décrivait une parabole avant son foyer au centre du soleil. Telle est l’idée qui a été émise par Newton, relativement à la nature des orbites des comètes. Il ne faisait ainsi qu'étendre au mouvement des comètes la première des lois que Képler avait trouvées pour les planètes ($ 264). Il considéra également les deux autres lois comme leur étant applicables. Toutes les observations ultérieures ont pleinement confirmé ses idées. Lorsqu’une nouvelle comète apparaît dans Île ciel, les astronomes profitent de tous les instants auxquels elle peut être facilement observée, pour fixer sa position sur la sphère céleste; ils déterminent l'ascension droite et la déclinaison de son noyau, autant de fois qu'ils le peuvent, en le comparant à une étoile voisine, à l’aide de l’équatorial ($ 89). Aussitôt qu’ils ont fait ainsi un nombre suffisant d’observations (et il en faut, pour cela, au moins trois, se rapportant à des instants qui ne soient pas trop rapprochés), ils en déduisent les valeurs des éléments du mouvement parabolique de la comète. Ces éléments sont : 4° l’inclinaison du plan de l'orbite de la comète sur l'écliptique; 2° la longitude de son nœud ascendant, c’est-à-dire l’angle que lintersection de ce plan avec le plan de l’écliptique fait avec une parallèle à la ligne des équinoxes menée par le centre du soleil; 3° la longitude du périhélie, c'est-à-dire l’angle que le plan mené perpendiculairement au plan de l’écliptique, par l'axe de l'or-

bite parabolique de la comète, fait avec la même parallèle à la ligne des équinoxes ; 4° la distance périhélie, c’est-à-dire la distance du sommet de la parabole au centre du soleil, évaluée en prenant la distance moyenne du soleil à la terre pour unité; 5° enfin, l'époque précise du passage de la comète par son périhélie. Les calculs qui fournissent ces divers résultats font connaître en outre lc sens du mouvement de la comète autour du soleil, sens qui est tantôt direct, tantôt rétrograde.

Les éléments du mouvement parabolique d'une comète, rectifiés de manière à satisfaire autant que possible aux diverses observations qui ont été. faites pendant toute la durée de son apparition, sont inscrits dans un recueil nommé Catalogue des Comètes. Ce Ca- , talogue contient actuellement les éléments d'environ six cents comètes. Chaque année le nombre en est augmenté en moyenne de trois ou quatre ; l’année 1846, à elle seule, en a fourni huit. Parmi ces comètes. que les astronomes observent, et dont ils enregistrent les éléments, il n’y en a qu’un assez petit nombre qui soient visibles à l’œil nu ; les autres ne peuvent ètre aperçues qu’à l’aide des lunettes ou des télescopes dont les observatoires sont munis. Grâce au progrès des sciences, la frayeur qu’inspirait l'apparition des comètes visibles pour tout le monde, a complétement disparu ; ces astres n’inspirent plus maintenant qu’un sentiment de curiosité.

$ 283. Comètes périodiques. — Sj une comète décrit en réalité "une ellipse dont un des foyers est au centre du soleil, on doit la revoir périodiquement chaque fois que, dans ses révolutions successives, elle vient passer dans le voisinage de ce foyer. Il existe un certain nombre de.comètes que l’on a ainsi observées plusieurs fois, à des époques différentes ; on leur donne le nom de comèles périodiques.

L'aspect particulier que présente une comète ne peut pas servir à faire voir si. cette comète est la mème qu’une de celles que l’on a observées antérieurement. Cet aspect est tellement variable, que souvent, à quelques jours d'intervalle, une -comète est toute différente de ce qu’elle était d’abord. Il est donc de touté impossibilité de baser la moindre, induction sur ce que deux comètes , observées à deux époques distinctes, ane ou n'ont pas de ressemblance l’une avec l’autre.

Ce n’est que par la forme et la position de l'orbite que décrit une comèle, que l’on peut voir si elle est identique avec une de celles qui ont déjà été observées. Pour cela, on compare les éléments de son mouvement parabolique à ceux que renferme le Catalogue des Comètes. Si l'on trouve, dans ce Catalogue, une comète dont les élé-

ments soient à peu près les mêmes que ceux de la comète dont on s'occupe, on est fondé à regarder comme probable que ces deux comètes ne forment qu’un seul et mème astre observé à deux époques différentes. L’intervalle de temps compris entre les passages de cet astre à son périhélie, à ces deux époques, donne une idée de la durée de sa révolution sur l’ellipse allongée qu'il décrit autour du soleil ; elle est égale à cet intervalle de temps, ou bien elle n’en est que la moitié, le tiers, le quart, ..….. suivant que la comète aura fait une seule révolution, ou bien deux, trois, quatre, ..… révolutions autour du soleil, entre les deux époques dont il s’agit. En se guidant sur cette première donnée, on cherche dans le Catalogue s’il n’y a pas quelque autre comète qui puisse être également regardée comme identique avec chacune des deux premières ; et si l’on en trouve une ou plusieurs qui satisfassent à cette condition, on peut fixer d’une manière à peu près certaine la durée de la révolution de la comète unique que l’on suppose avoir été ainsi observée à plusieurs époques différentes. Dès lors, on est en mesure de prédire au bout de combien de temps la comète paraîtra de nouveau dans le voisinage du soleil, et si cette prédiction se réalise, on en conclut que la comète est bien périodique comme on l'avait supposé. Nous allons trouver un bel exemple de ce genre de recherches dans la comète de Halley, la première dont-on ait reconnu la périodicité. La marche qui vient d’être indiquée, pour arriver à reconnaître si une nouvelle comète que l’on observe peut être classée parmi les comètes périodiques, n’est pas la seule que l’on puisse suivre et que l’on ait réellement suivie. Il en existe une autre, qui ne peut pas être appliquée à toutes les comètes, mais qui ne suppose pas la connaissance des observations antérieures, dont les résultats sont consignés dans le Catalogue des Cométes. Voici en quoi elle consiste. Si la comète peut être observée pendant qu’elle parcourt une portion notable de son orbite elliptique, son mouvement doit présenter des différences sensibles avec ce qu'il serait, si elle parcourait réellement une orbite parabolique. Dans ce cas, si l’on a déterminé les éléments de son mouvement, supposé parabolique, en se servant des premières observations que l'on a pu faire, on trouve que ces éléments ne conviennent pas aux observations que l’on a faites plus tard; et si l’on voulait les- modifier de manière à satisfaire aux dernières observations, les premières ne seraient plus convenablement réprésentées par la nouvelle orbite parabolique que l’on obtiendrait. L’impossibilité de satisfaire à la fois à toutes les observations par un-mouvement parabolique de la comète, indique que son orbite diffère notablement d’une parabole dans la partie

où on l’a observée successivement. Alors on recommence les calculs, pour déterminer les éléments de son mouvement, en admettant que son orbite est une ellipse ; et l’on parvient à déterminer pour cette orbite une forme et une position telle, que toutes les observations que l’on a pu faire sont convenablement représentées. La valeur que l'on obtient ainsi, pour le grand axe de l'orbite elliptique de la comète, exprimé au moyen de la distance de la terre au soleil prise pour unité, permet de trouver immédiatement la durée ‘de la révolution de là comète, à l'aide de la 3e loi de Képler; et l'on est en mesure dès lors d’ indiquer à l'avance l’époque à laquelle la comète doit revenir à son périhélie, après avoir fait une révolution entière autour du soleil. Si la comète revient en effet dans le voisinage du soleil, à l’époque fixée de cette manière, on pourra la classer d’une manière certaine parmi les comètes périodiques.

8 284. Jusqu'à présent il n’y a que quatre comètes dont la périodicité ait été bien constatée. Nous allons les faire connaître successivèment, daus l’ordre de leur découverte.

Halley, ayant calculé les éléments du mouvement parabolique d’une comète observée en 4682 par Lahire, Picard, Hévélius et Flamsteed, trouva les résultats Suivants :

Longitude Longitude ” Distance Sens du nœud. du périhélie. périhélie. du mouvement.

AT° 42 50° 48 304° 36’ 0, 58 rétrograde.

En appliquant les mêmes calculs à une comète observée en 1607, par Képler et Longomontanus, il trouva :

Ioclinaison.

Longitude - Longitude du Distauce : Sens

IhcHnasou du nœud. péribélie. péribélie, du mouvement. To 2! 50° 21’ 3020 46’ 0, 58 rétrograde.

L'identité presque complète des éléments de ces deux comètes fit penser à Halley que c'était le même astre que l’on avait observé en 1682 et en 4607, et que la durée de sa révolution autour du soleil était d'environ 75 ans. En se reportant aux observations antérieures à l’année 4607, il trouva qu'une comète avait été observée par Apian en 4531, c’est-à-dire 76 ans avant 4607 ; et en calculant les éléments de cette comète, ilarriva aux nombres suivants :

ue Longitude Longitude Distance | Sens Le du næeud. du périhélie. périhélic. du mouvement. 170 56° 49° 95’ 304° 39° 0, 57 rétrograde.

Ces nouveaux éléments, comparés à ceux qui se rapportaient aux comètes de 1607 et de 1682, ne laissèrent plus aucun doute dans

l'esprit de Halley ; il regarda les comètes de 1531, de 1607, et de 1682, comme étant certainement une seule et même comète, qui se mouvait autour du soleil dans une orbite elliptique très-allongée, et qui employait de 75 à 76 ans à faire tout le tour de cette orbite. D'après cela il put prédire que cette comète reparaitrait vers l’année 4758. Mais, dans son mouvement le long de son orbite immense, la comète devait être un peu dérangée de sa route par les actions attractives des planètes principales (nous verrons bientôt en quoi consistent ces actions), et il pouvait en résulter un changement important dans l’époque à laquelle la comète reviendrait passer de nouveau à son périhélie. Clairaut entreprit de calculer l'influence que pouvait avoir cette action des planètes, afin d'arriver à préciser davantage l'époque du prochain retour de la comète à son périhélie. Il trouva par là que ce retour serait retardé de 518 ours par l’action de Jupiter, et de 400 jours par l’action de Saturne, et qu’en conséquence il aurait lieu vers le milieu d’avril 4759; il prévenait en même temps que l'erreur commise dans l’évaluation de cette date, en raison de ce que les calculs n’avaient été faits qu'approximativement, pouväit s'élever en plus ou en moins à 30 jours. En 1759, en effet, on revit la comète annoncée par Halley, et elle Lassa au périhélie le 42 mars ; ses éléments paraboliques, déduits des observations faites à cette époque, sont les suivants :

Lite Longitude Longitude Distance Sens Iuclinaison. du nœud. du périhélic. périhélie. du mouvement. 47° 38 53° 48’ 3039 40 0,58 rétrograde.

La comète de Hallev a été observée de nouveau en 1835. Son retour äu périhélie avait été annoncé pour le 43 novembre ; il eut lieu le 46. La comète de Halley est donc bien une comète périodique, dont le mouvement est parfaitement connu, et dont le retour peut être prédit avec une grande exactitude. En comparant la durée de sa révolution à celle de la terre autour du soleil, on trouve, au moyen de la 3%e loi de Képler, que le gränd axe de son orbite elliptique est égal à 35,9. La différence entre ce grand axe et la distance périhélie de la comète, est donc égale à 35,3; c’est la valeur de la plus grande distance qui puisse exister entre la comète et le soleil. La figure 340 représente l'orbite de cette comète ; on voit qu’elle s’étend à peine au delà de l'orbite de Neptune. La ligne nn’ est l'intersection du plan de cette orbite avec le -plan de lécliptique ; la partie nan’ est située d’un côté de ce dernier plan, et la partie nbn' se trouve de l'autre côté; l’inclinaison des deux plans est d'environ 17° À, ainsi que cela résulte de ce qui précéde.

COMËTES PÉRIODIQUES. 523

Une comète ayant été découverte à Marseille le 26 novembre 4818, par M. Pons, on remarqua bientôt que ses éléments paraboliques ressemblaient beaucoup à ceux d’une comète observée en 4805. Onen conclut que c'était la comète de 14805 qu'on venait de revoir, et que dans l’intervalle elle avait accompli une ou plusieurs révolutions autour du soleil En effet, M. Encke, de Berlin, ne tarda pas à établir que celte comète ne mettait ‘que 4 200 jours environ, ou 3ans, 3, à faire un tour entier autour du soleil: elle ‘avait parcouru quatre fois son orbite elliptique depuis 1805 jusqu’à 4818. Cette comète, que l'on a déja observée bien des fois depuis que sa périodicité a été reconnue par M. Encke, et que l'on désigne ordinairement sous le nom de comêle à courte période, est venue renverser l'idée que les astronomes s'étaient.

faite sur la longueur du grand axe des orbites elliptiques des comètes. Sa distance au soleil, lorsqu’élle est le plus éloignée de cet astre central, dépasse à peine quatre fois ladistance de la terre au soleil, et par conséquent elle reste toujours comprise à l'intérieur de lorbite de Jupiter. Lorsqu'elle est à son périhélie, sa distance au soleil est à peu près égale au tiers de la distance de la terre au soleil.

524 COMÉTES.

Le 27 février 4826, M. Biela aperçut, à Johannisberg, une nouvelle comète, que M. Gambart observa de son côté, dix jours plus tard, à Marseille. Ce dernier astronome, après avoir déterminé les éléments paraboliques de la comète, recennut qu’ils: étaient à trèspeu près les mêmes que ceux de deux comètes observées l’une en 4805, l’autre en 1772 ; il en conclut qu’il y avait identité entre les trois astres, et que la comète nouvellement découverte était périodique. Bientôt MM. Clausen et Gambart trouvèrent presque en même temps que cette comète parcourt son orbite elliptique dans l’espace d'environ 6 ans À : Dès lors son retour put être prédit. La comète revint en effet à l’époque indiquée, et depuis on l’a observée à plusieurs reprises différentes, lors de ses divers passages dans le voisinage du soleil. La plus petite distancé de cette comète au soleil est égale à 0,86, et sa plus graride distance à cet astre est égale à 6,20, la distance du soleil à la terre étant prise pour unité; son orbite s'étend donc un peu au delà de l’orbite de Jupiter.

La quatrième comète périodique a été observée pour la-première fois par M. Faye, à Paris, le 22 novembre 1843. Peu de temps après, le D Goldschmidt, élève de M. Gauss, en s'appuyant sur des observations faites à Paris et à Altona, reconnut que la comète décrit une ellipse dont l’excentricité est assez faible relativement à celles

-des comètes périodiques déjà connues. Quoique l’on n’ait trouvé dans le Catalogue des Cométes aucun astre dont les éléments aient quelque ressemblance avec. ceux de cette nouvelle comète, on ne se hasarda pas moins à prédire son retour pour le commencement de 4851, ense fondant uniquement sur la connaissance des éléments du mouvement elliptique que l’on avait obtenu. La prédiction s’accomplit avec une grande précision : la comète revint passer à son péri-

“hélie, à l'heure même que le calcul avait assignée à ce passage. La durée de la révolution de cette comète est de près de 7 ans et demi. Sa plus petite distance au soleil est égale à 4,7, et sa plus grande distance au même astre est égale à 5,9, la distance moyenne du soleil à la terre étant prise pour unité.

Dans.ces derniers lemps, on a trouvé plusieurs autres comètes pour lesquelles il s'est présenté les mêmes circonstances que pour celle dont nous venons de parler : on a pu déterminer les dimensions de leurs orbites elliptiques au moyen des observations faites pendant la durée de leur apparition dans le voisinage du soleil. Mais ces comètes ne devront être classées définitivement parmi les comètes périodiques, que lorsqu'on les aura vues revenir au moins une ‘fois à leur périhélie, après avoir fait une révolution complète autour du soleil.

La figure 341, construite à la même échelle que celle qui représente le système de Copernic (fig. 320, page 474), peut donner une idée des grandeurs et des positions relatives des orbites des quatre

comètles périodiques. L’orbite de la comète de Halley n’a pu y être tracée en totalité, à cause de ses grandes dimensions. On voit que les orbites de ces comètes s’entrelacent entre elles et avec les ocbites des planètes, de telle sorte qu'il semble qu’il existe dans l’espace un certain nombre de points où se croisent les orbites de deux astres différents. Mais il faut observer que ces orbites ne sont pas toutes dans un même plan ; leurs plans sont diversement inclinés sur l’écliptique, ce qui fait que deux orbites qui semblent se couper, passent réellement à une certaine distance l’une de l’autre, distance qui est quelquefois très-grande.

526 or COMÈTES.

$ 285. Distinction des planètes et des comètes. — Nous pouvons maintenant indiquer d’une manière précise en quoi consiste la différence entre les planètes et les comètes, à quel caractère on reconnaît si un astre nouvellement découvert doit être rangé dans l’une ou dans l’autre de ces deux espèces d’astres.

Les planètes se meuvent toutes dans le même sens ; les plans de leurs orbites sont peu inclinés les uns sur les autres ; les excentricités de ces orbites sont très-petites, en sorte que les planètes décrivent à peu près des cercles ayant le soleil pour centre commun. Les comètes, au contraire, se meuvent dans des plans qui sont souvent fortement inclinés sur le plan de l’écliptique ; les unes se meuvent dans le sens direct, les autres dans le sens rétrograde; la plupart d’entre elles décrivent des orbites tellement allongées, que, pendant qu’elles sont visibles, elles semblent se mouvoir suivant des paraboles, et, pour le petit nombre de celles dont le mouvement elliptique est bien connu, l’excentricité de l'orbite est de beaucoup supérieure à celle des orbites des planètes. La distance d'une comète au soleil éprouve des variations considérables, ét il en résulte que la comète ne peut être aperçue que lorsqu'elle se trouve dans la portion de son orbite qui se rapproche le plus du soleil. La distance d’une planète au soleil ne varie, au contraire, qu'entre des limites restreintes, et la planète peut être observée dans toutes les parties de son orbite, excepté lorsqu’elle se trouve presque dans la direction du soleil, auquel cas la vive lumière que cet astre répand dans notre atmosphère empêche de l'apercevoir.

Tout astre nouveau que l’on voit se mouvoir dans le sens direct, suivant une ellipse peu excentrique ayant le soleil pour un de ses foyers, est immédiatement classé parmi les planètes. Les astres qui ne satisfont pas à ces deux conditions sont regardés comme des comètes. |

Il semble que la distinction ainsi établie, entre les planètes et les comètes, ne soit pas bien nette. Les quatre comètes périodiques, dont nous avons parlé précédemment, diffèrent beaucoup entre elles, sous le rapport de l'excentricité de leurs orbites ; l'excentricité de la comète de 7 ans = est beaucoup plus petite que celle de la comète de Halley. On comprend qu'il pourrait exister d’autres comètes se mouvant suivant des orbites encore moins excentriques que celle de 7 ans : ; et si leur mouvement était direct, elles se rapprocheraient considérablement de remplir les conditions nécessaires: pour être rangées parmi les planètes. Il y aurait alors, parmi les astres qui circulent autour du soleil, pour ainsi dire, un passage insensible de la planète dont l'orbite diffère le moins d’un cercle à la comète dont