COMÈTE D’ENCRE

[Sect.xxxv. ]

l’écliptique; elle éprouve souvent des perturbations considérables , par suite de l’attraction des planètes. Parmi les nombreuses perturbations auxquelles les planètes sont sujettes, leurs mouvemens moyens, et par conséquent, les grands axes de leurs orbites, n’éprouvent aucun changement; tandis qu’au contraire le mouvement moyen de la lune est accéléré de siècle en siècle. Cette circonstance fut d’abord attribuée à la résistance d’un milieu élhéré remplissant l’espace; mais depuis, il a été reconnu qu’elle provient de la diminution séculaire de l’excentricité de l’orbite terrestre. Quoique jusqu’ici la résistance d’un tel milieu soit restée inaperçue dans les mouvemens de corps aussi denses que les planètes et les satellites, ses effets sur les révolutions des deux petites comètes périodiques permettent à peine le moindre doute sur son existence. Les nombreuses observations qui ont été faites à chaque retour de la comète à courte période, ont permis d’en calculer les élémens avec une grande exactitude dans l’hypothèse qu’elle se meut dans le vide. Ses perturbations occasionées par l’action troublante des planètes ont été déterminées; et après que tout ce qui pouvait influencer son mouvement eut été pris en considération, M. Kncke trouva qu’une accélération de deux jours environ, exactement semblable à celle qui pourrait être occasionée par la résistance d’un milieu élhéré, avait eu lieu à chaque révolution, dans son mouvement moyen ; or, cette accélération ne pouvant être attribuée à une cause analogue à celle qui produit l’accélération de la lune, il faut en conclure que les corps célestes n’accomplissent pas leurs révolutions dans un vide absolu; et que, bien que le milieu dans lequel ils circulent soit trop rare pour produire un effet sensible sur les masses des planètes et des satellites, il a néanmoins une influence considérable sur un corps aussi rare qu’une comète. Quelque contradictoire qu’il puisse paraître que le mouvement

, ^ • « . v • . «’jta ' .

418 COMÈTE DE BIELA OC DE GAMBART. [SeCt. XX.VV.]

d’on corps soit accéléré par la résistance d’un milieu éthéré, cette vérité devient évidente si l’on considère que les planètes et les comètes sont retenues dans leurs orbites par deux forces qui se contre-balancent exactement : savoir, lu force centrifuge qui produit la vitesse tangentielle, et l’attraction de la force de gravitation qui se dirige vers le centre du soleil. Si l’une de ces forces est diminuée par une cause quelconque, l’autre augmente proportionnellement. Or, l’effet nécessaire d’un milieu résistant étant de diminuer la vitesse tangeutielle, l’équilibre est détruit, la gravité l’emporte, et le corps descend vers le soleil, jusqu’à ce que l’équilibre soit de nouveau rétabli entre les deux forces; et comme il décrit alors une orbite plus petite, il se meut avec une vitesse plus grande. Ainsi, la résistance d’un milieu éthéré accélère effectivement le mouvement d’un corps; mais comme la force résistante est limitée au plan de l’orbite, elle n’a aucune influence sur l’inclinaison de l’orbite, ou sur la place des nœuds. Le mouvement de l’autre comète appartenant à notre système, et retournant à son périhélie après une période de Ci -j- ans, a été accéléré d’un jour entier durant sa dernière révolution , ce qui inet à peu près hors «le doute 1 existence de 1 éther, et établit une forte présomption en laveur de la théorie ondulatoire de la lumière. La comète en question fut découverte par M. Bicla, à Joliannisberg, le 27 février 182G; dix jours après, elle fut vue à Marseille par M. Gambart, qui calcula ses élémeus paraboliques , et trouva qu’ils s’accordaient avec ceux des comètes qui avaient paru en 1789 et 1795; d’où il conclut que c’était le même corps se mouvant dans une ellipse, et accomplissant sa révolution en 2 jfio jours. Les perturbations de cette comète furent calculées par M. Damoiseau, qui prédit qu’elle traverserait le plan de l’écliptique le *9 octobre i832, un peu avaut minuit, à la distance de

1 ty • ^ 1 1 •

mm m '

[Sect. xxxv.] choc d’uke comète. 449

i8,/|84 milles (6,695 lieues) environ de l’orbite terrestre; et, comme en i8o5, M. Olbers, de Brême, avait fixé à 21,1 36 milles environ, (7,654 lieues), l’étendue du rayon de la tète de la comète, il était évident que sa nébulosité devait envelopper une portion de l’orbite de la terre. Cette circonstance causa quelque alarme en France, et non toutà-fail sans raison ; car, si quelque cause troublante eut retardé d’un mois l’arrivée de la comète, la terre aurait passé dans sa tète. Ces craintes, toutefois, lurent bientôt dissipées par M Arago, qui dans son excellent traité sur les comètes, publié dans l’Annuaire «le i83a, prouva tjue la terre et la comète ne devant jamais se rapprocher de plus de 24,800,000 lieues anglaises I (26,942,472 lieues françaises), il ne pouvait y avoir aucun danger de collision.

Une comète qui viendrait à heurter la terre, de manière à détruire sa force centrifuge, la ferait tomber en 64 ï jours sur le soleil. Comme il est impossible de savoir quelle peut avoir été la vitesse primitive de la terre, il est permis de supposer, la chose étant possible, quoique extrêmement improbable, qu’une comète peut lui avoir donné un choc, qui , sans changer l’axe de rotation , ait seulement diminué la grandeur de l’orbite, en détruisant une partie de sa vitesse tangentiellc, Néanmoins, rien ne prouve qu’il en ait été ainsi; et il est évident que l’axe de rotation de la terre n’a point subi de changement; car l’élher 11’offrant point de résistance sensible à un corps aussi dense que la terre, il s’ensuit que la libration produite par ce changement serait évidente aujourd’hui, et se manifesterait par la variation qu’elle aurait occasionée dans les latitudes terrestres. En supposant au noyau d'une comète un diamètre égal au quart seulement de celui de la terre, et supposant aussi son périhélie plus près du soleil que nous ne le sommes nous-mêmes, son orbite étant d’ailleurs inconnue, M. Arago a calculé qu’il y a 281 millions à parier contre un que la terre ne sera pas

COMÈTE DE 1680. [Sect. XXXV. J

choquée par cette comète, et que la chance de nous trouver en contact avecsa nébulosité est dix ou douze fois plus grande. Au reste , la substance des comètes est en général si rare, qu’il y a tout lieu de croire qu’elles ne feraient pas beaucoup de mal aux corps qu’elles pourraient heurter; et que, dans le cas meme qu elles pourraient leur nuire, le dommage ne serait probablement que local, et l’équilibre bientôt rétabli, pourvu seulement que le noyau fût d’une nature gazeuse , ou très petit. Néanmoins, ce qu’il y a de plus probable , c’est que l’approche d’une comète, au lieu d’imprimer un choc à la terre, ne ferait que la détourner un peu de sa route ordinaire. Les comètes qui ont le plus appiochéde la terre sont celles de 837, qui resta quatre jours a moins de 1,240,000 lieues (1, 347,123 lieues françaises) de notre orbite; et celle de 1770, dont le plus grand rapprochement fut de six fois environ la distance de la lune. La fameuse comète de 1G80 vint aussi très près de nous; et la comète dont la période est de 6 ^ans était dix fois plus près de la terre en i8o5 qu’en i832, époque à laquelle elle causa tant d’alarmes.

Les comètes se meuvent avec une vitesse prodigieuse quand elles sont dan3 leur périhélie, ou dans le voisinage de ce point. Celle de 1680 parait avoir fait la moitié du tour du soleil en 10 ’ heures, se mouvant à raison de 8ho,ooo milles (318,674 lieues françaises) par heure. Si sa force centrifuge énorme eût cessé au moment de son passage au périhélie, elle serait tombée sur le soleil en trois minutes à peu près, ne se trouvant alors qu’à 147,000 milles (53,233 lieues) de sa surface. A une distance si rapprochée du soleil , une comète serait exposée à une chaleur 27,500 fois plus grande que celle que reçoit la terre; et comme la chaleur du soleil est supposée proportionnelle a l’intensité de sa lumière, il est probable qu'un degi é de chaleur si intense suffirait pour convertir ert

àk^BSuâtC,

JSeCt. XXXV.] CHUTE DES COMÈTES SUR LE SOLEIL. Î2I

vapeur toutes les substances terrestres que nous connaissons. A la distance du périhélie, le diamètre du soleil, vu de la comète, présenterait un angle de 73°, de sorte qu il couvrirait à peu près toute la partie des cieux qui s. étend de I horizon au zénith. D’après la longueur de la période qu’on attribue à cette comète (on la croit de ans) , le grand axe de son orbite doit être si grand , qu’à la distance de l’aphélie le diamètre du soleil ne soutiendrait qu’un angle de 14 secondes environ, ce qui n’égale pas le demi diamètre de Mars, vu de la terre, au moment de son opposition. Le soleil, par conséquent, ne communiquerait alors aucune chaleur à ce corps, qui se trouverait ainsi exposé à la température des régions cthérées, qui est de 58° au-dessous du point zéro de Fahrenheit ( — 5o° centigrades). » Un corps aussi ténu, et se mouvant aussi vite que cette comète, doit avoir rencontré une grande résistance de la part de 1 atmosphère dense du soleil , en passant, à son périhélie, si près de sa surface. La force centrifuge doit donc diminuer, et 1 attraction du soleil augmenter proportionnellement; de là, celle comète a dû venir plus près du soleil en 1GS0, qu’à sa révolution précédente; et comme elle décrira une orbite de plus petiteen plus petite, à chacune de ses révolutions subséquentes, elle finira infailliblement par tomber sur la surface du soleil, a moins que l’influence troublante de quelque grand corps de la création inconnue ne vienne à changer son cours. L’ignorance où nous sommes de la densité actuelle de I atmosphère du soleil , de la densité de la comète, eide la période de sa révolution, fait qu'il nous est impossible de nous former aucune idée du nombre de siècles qui doivent s’écouler avant qu'un tel événement se réalise.

Mais cette comète n’est pas la seule qui soit menacée d une semblable catastrophe ; le même sort se prépare lentement pour celle d’Encke, et pour celle découverte par

-îf y ■ 7f»r"

.ik.

<22 MASSES DES COMÈTES. [Sect. XXXV. }

M. Qiela. Par suite de la résistance de l'éther, leurs révolutions s’accompliront toujours de plus en plus près du soleil, jusqu’à ce qu’à la fin elles se précipitent sur sa surface. La même cause peut affecter les mouvemens des planètes, et finir même par devenir l'instrument de la destruction du système solaire. Mais, ainsi que l’observe sir John Herschel, il n’est guère probable que ces corps tournent tous daos la même direction, autour du soleil., pendant un si grand nombre de siècles sans imprimer au fluide éthéré un mouvement correspondant, capable de les garantir des effets accumulés de sa résistance. Si ce fluide matériel tournait autour du soleil comme un tourbillon, il accélérerait les révolutions des comètes dont les monvemens sont directs, et retarderait les révolutions de celles dont les mouvemens sont rétrogrades.

Quoique très avancés, déjà dans la connaissance des mouvemens des comètes', nous sommes encore dans une ignorance totale sur leur constitution physique. Un grand nombre de comètes, et surtout de comètes télescopique»,

n’ont d’autre apparence que celle de nuages ou de masses de vapeur, souvent sans queues. Telles étaient les comètes qui parurent en 1795, 179.7 et 1798. La tcle consiste ordinairement eu une masse lumineuse concentrée, semblable à une planète, entouréed’une atmosphère très-transparente; et l’ensemble de ces corps, examiné avec un télescope, est si diaphane, qu’à travers même la partie la plus dense du noyau, on peut apercevoir les étoiles les plus petites. Leurs parties solides, si toutefois il y a en elle quelque chose de solide, sont en général si petites , qu’elles n’ont point de diamètre sensible; celle de la comète de 1811 parut à sir William Herschel comme un point lumineux placé au milieu

i./- • ' de la matière nébuleuse. Les noyaux qui semblent formés de couches successives des parties les plus denses de cette matière nébuleuse, sont souvent d’une dimension très

ISect. XXXV.] QUEUES DES COMÈTES.

grande; ceux des comètes qui vinrent près du soleil en !799et 1^nl mesuraient respectivement i8oet 2t5 lieues (iq5 et 299 lieues françaises) de diamètre; et celui de la seconde comète de 1811, i35o (1,467 lieues françaises).

La nébulosité répandue immédiatement à l’entour du noyau est si diaphane,* qu’elle donne peu de lumière; mais à une petite distance, la matière nébuleuse devient brillante tout d’un coup, et offre l’aspect d’un anneau lumineux qui entoure le corps. Il y a quelquefois jusqu a deux ou trois de ces anneaux concentriques lumineux, séparés par des intervalles obscurs, en général ils sont incomplets du côté de la queue. Dans la comète de 181 1 , l’anneau lumineux avait 8,ôoo lieues (9, 125 lieues françaises) d'épaisseur, et la distance entre sa surface intérieure et le centre de la tète était de 10,000 lieues (10,863 lieues françaises). Dans les comètes de 1799 eide 1807, l’épaisseur de ces enveloppes diaphanes lumineuses était de 7,000 et io,ooa lieues (7,600 et 10, 863 lieues françaises) respectivement. Le passage d’une comète sur le soleil serait très propre à nous donner des idées assez précises sur la nature du noyau. L’on avait calculé qu’un tel phénomène arriverait en 1827; mais malheureusement, au moment qu’il eut lieu, le soleil se trouva dérobé par des nuages aux observations des astronomes anglais. Ceux de Viviers et de Marseille furent plus heureux et purent l’observer tout à leur aise; mais au moment où la comète devait être projetée sur le disque du soleil, ils n’aperçurent ni tache ni nuage.

Les queues des comètes s’élancent de la tête, en projetant deux jets de lumière, semblable en quelque sorte à celle de l’aurore. Ces jets se réunissent le plus ordinairement, et leur réunion a lieu à une distance plus ou moins grande du noyau. Ils sont en général situés dans

QUETES DES COMÈTES. [Sect. XXXV.]

le plan de l’orbite de l’astre. Ils suivent les comètes dans leur descente vers le soleil, et les précèdent dans leur retour; la courbure légère qu’on remarque en eux est attribuée à la résistance de l’éther; quant à leur forme et à leur étendue, elles varient suivant la position de l’orbite, par rapport à l’écliptique. Dans quelques cas, la queue est perpendiculaire à la ligne qui joint le soleil et la comète. Les queues, en général, sont d’une longueur énorme; celle de la comète de 1811 avait au moins 44 millions de lieues (47,801,160 lieues françaises) et celles des comètes qui parurent en 1618, 1680

et- 1769 , couvraient respectivement une étendue de 104, 90 et 97 degrés de l’espace; ainsi, lorsque les tètes de ces comètes étaient couchées, une portion de l’extrémité de leurs queues étaient encore au zénith. Quelquefois, la queue est divisée en plusieurs branches; celle de la comète de 1744 en avait six , séparées par des intervalles sombres; chacune de ces branches avait environ 4° de largeur sur 3o° à 44° de longueur. Les queues n’atteignent leur dimension maximum, que lorsque la comète a abandonné le soleil. Quand les comètes commencent à paraître, elles ressemblent à des nuages vaporeux de figure arrondie, et sont sans queue, ou n’en ont qu’une très petite; à mesure qu’elles approchent du soleil , leur éclat devient plus vif, et leur queue augmente de longueur; elles se trouvent ensuite absorbées par les rayons solaires, et ce n’est que lorsqu’elles commencent à s’en dégager, qu’on les voit revêtues de toute leur splendeur. Leur éclat décroit ensuite graduellement , leurs queues diminuent, et elles disparaissent partiellement, ou même totalement, avant d’être hors de la sphère de la vision télescopique. Plusieurs comètes, comme celle d’Encke , par exemple, et celle découverte par M. Biela, n’ont point de queues.

• Kl

[ Sect. XXXV.] QUEUES DES COMÈTES. 425

Ocs deux comètes sont fort petites et fort insignifiantes. Celles qui parurent en i585, 17G3 et 1682, étaient aussi sans queues; la dernière cependant passe pour avoir été aussi brillanteque Jupiter. La matière de la queue doit être nécessairement d’une nature extrêmement légère pour pouvoir précéder un corps qui se meut aussi vite ; la rapidité de son élévation n’a pu jusqu’à présent s’expliquer d’une manière satisfaisante. Immédiatement après que la grande comète de 1680 eut passé son périhélie, sa queue s’accrut jusqu’à une longueur de 1 00,000,000 de milles (36, ‘2 1 3, 000 •*

lieues françaises), et fut projetée de la tête de la comète dans le court espace de deux jours. Un corps d’une ténuité aussi excessive qu’une comète est très probablement incapable d’exercer une attraction assez puissante pour rappeler > à lui la matière lancée à une si énorme distance; cette matière est donc, selon toute probabilité, disséminée dans ’ l’espace. Cette hypothèse rendrait compte du décroissement rapide observé dans les queues des comètes chaque fois qu’elles retournent à leur périhélie.

Il est à remarquer que, quoique les queues des comètes augmentent de longueur à mesure qu’elles approchent de leur périhélie, il y a lieu de croire que le diamètre réel de la tête se contracte en approchant du soleil, et se dilate rapidement en s’en éloignant. Hévélius fut le premier qui observa ce phénomène, dont la comète d’Encke fournit un exemple si frappant. Le 28 octobre, 1828, cette comète était environ trois fois aussi loin du soleil qu'elle l’était le 24 décembre; cependant , à la première de ces deux époques, son diamètre apparent était environ vingt-cinq fois plus grand qu’à la seconde, le décroissement étant progressif.

M. Valtz attribue celte circonstance à une condensation réelle, de volume occasionée par la pression du milieu éthéré, dont la densité augmente de plus en plus rapide-

Sf ji , v f<„ - * % * ■ • 7 * '

«Èfi NÉBtILOSITK DES COMÈTES. [SeCt. X XXV.]

ment, à mesure qu’il approche de la surface du soleil, autour duquel il forme une atmosphère très étendue. Sir * John Herschel , au contraire, suppose qu’elle peut être due à la conversion alternative de substances évaporables en nuages visibles et en gaz invisibles, s’opérant dans les régions supérieures d’une atmosphère traosparenle , par suite des effets de la chaleur et du froid. Oe même que les queues, la partie nébuleuse des comètes éprouve une diminution chaque fois que ces corps reviennent à leur périhélie; ainsi donc, après de fréquens retours, les comètes doivent perdre entièrement leur nébulosité , cl présenter l’apparence d’un noyau fixe; c’est pour les comètes à courtes périodes que celte circonstance doit se réaliser le'plos (6t. Laplace suppose que la comète de iG8i doit approcher rapidement de cel état. Si les substances étaient entièrement, ou même seulemont en grande partie évaporées, la comète disparaîtrait à jamais. Il est possible que par . auiteale cette cause, certaines comètes aient disparu de notre vue plus tôt qu’elles ne l’auraient fait sans cela.

Si les comètes brillaient d’une lumière réfléchie , elles # devraient, dans certaines positions, présenter des phases.i i comme la lune,; mais un tel phénomène n’a jamais été cu-<

; marqué, si ce n’est, à ce qu’ou a prétendu, une seule fois, en 1682 , par llévélius et Lahire. I -a lumière des comètes est terne en général; celle de la comète de 1841 n’.excédoit pas la dixième partie de la lumière de la pleine lune ; ?

quelques unes cependant ont été assez brillantes pour * être vues en plein jour: l'on peut citer entre autres celle de 11744 que l’on voyait sans télescope, à une heure de. l’après midi, au moment où le soleil brillait de tout son éclat. De là, on peut conclure que quoique quelques | comètes puissent être tout-à-fait diaphanes , d’autres peuvent avoir une masse solide, analogue à celle d’une

[Sect. XXXV.] LUMIÈRE UES COMÈTES. 427

planète. L’on n’a pu décider encore d'une manière satis-

faisante si elles sont lumineuses par elles -mêmes, ou si elles brillent d'une lumière réfléchie. Lcrs même que la lumière d’une comète serait polarisée , celle circonstance ne suffirait pas pour résoudre la question d’une manière certaine, puisqu'un corps, quoique lumineux par lui-même, est susceptible de réfléchir la lumière. Mais K • M. Arago, à l’aide des moyens ingénieux qui lui sont ’ ' propres, a trouvé une méthode des plus simples, et toutà-fail indépendante des phases et de la polarisation, pour établir ce (ait.

Par suite de leur divergence , les rayons émis d’un point lumineux , se répandent sur un espace d’autant plus grand , que la distance à ce point de départ augmente. L’intensité de la lumièvequi se répand sur un écran placé a deux p'edsde l’objet lumineux est donc quatre fois moindre qu’à la distance d’un pied; à trois pieds de l’objet, elle est neuf fois moindre, et ainsi de suite, diminuant d'intensité comme le carré de la distance augmente. Comme une surface lumineuse par elle-même consiste en un nombre infini de points lumineux, il est clair que plus l’étendue de la surface est grande, et plus lu lumière est intense; le pouvoir éclairant d’une telle surface est donc proportionnel à son étendue, et décroît en raison inverse du carré de la distance. Malgré cela, une surface Lumineuse par elic-méine, plane ou courbe, vue à travers un trou pratiqué dans «me plaque de métal, conserve le méinc éclat à toutes les distances possibles, aussi long-temps qu'elle soutend ■uu angle sensible, parce que, à mesure que la distance augmente , une portion plus grande de la surface devient visible; et comme l'augmentation de la surface est comme le carré du diamètre de la partie vue à travers le trou, il s’ensuit qu’elle augmente comme le carré de la .distance. Ainsi , quoique le nombre de rayons provenant

'iikr

:vj%' S.