ADDITION A LA SECTION XXIX

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lies lignes qui passent par tous les lieux ’où l'àiguiile s’é^ oarte du méridien géographique d’une quantité égale sont dns ligne» diégale déclinaison. Les courbes d’égale inclinaison sont celles qui passent par tous les points du'globe où l’aiguille d’inclinaison .fait le même angle avec l’horizon. La loi du magnétisme terrestre est très compliquée, ‘et i-e&is» tance de deuu pôJes magnétiques dans’eliaque hémisphère est plus que probable. M. liansteen ,do Copenhague, a réuni un grand nombre d’observations magnétiques, à l’aidedesquelles ilia construit de» cartes qui indiquent <les iigrtèà d’égale inclinaison et d’égale déclinaison, correspondant ;

•supplément.

à partir de l’année 1600, à diverses époques. Toutes ces observations', faitès dans diverses parties du gfobe, prouvent l’existence de deux pôles magnétiques dans chaque hémisphère, et la comparaison des cartes des différeütes éppques indique un changement dans la position géographique des quatre pjjles. Les deux pôles de l’hémisphère nord se rapprochent graduellement de l’est, et ceux de fhénpisphère sud éprouvent un mouvement vers l’ouesL De plus, il parait que dans chaque hémisphère, l’un des ôleà est plus énergique et a un mouvement plus leqt que

autre.

•O oi un

Des observations faites sur les lieux même, ont confirmé la plupart de ces résultats. En 181g, sir Edward Parry fit voile près de l’un des pôles magnétiques, à peu près par 70° de latitude nord, et y8° 3o' de longitude occidentale, ce qui correspond aux dernières observations de sir John Franklin. Mais les observations les plus récentes sont celles du capitaine James Ross, qui, par 70° b' 17" de latitude nord,etg6° 46' 4 i^-de longitude occidentale, trouva l’inclinaison égale à 89° 5g'. Cette quantité , qui ne diffère que d’une minute de la verticale, indique que le pôle magnétique américain Boit être très rapproene de ce point. Il y a aussi un pôle magnétique en Sibérie, situé par 1020 de longitude orientale, et un peu au nord du tioc degré 4e latitude nord; de sorte que les deux pôles magnétiques' d» l'hémisphère nord sont à 198° environ l’un dé

Ij&utre, et non h i8o°,f comme on l’avait cru jusqu’alors;1-* ’£ 'L’intensité du pôle américain èst, à ce qu’il parait, plus grande que celle du pôle sibérien. '

D’après les cariés de M.Hansteen, le plus énergique des1 4eux pôles sud doit être au midi de la Nouvelle-Hdllande;et le plus faible , dans la partie méridionale de l’Océan pacifique, probablement vers le sud sud-est de la Nouvelle- Zélande. Mais nos connaissances a l'égard du magnétisme

SUPPLÉMENT- m

terrestre sont tellement mêlées d’incertitudes, que dans Iq carte magnétique de Mr. Ilarlqw, construite d’après les observations les plus récentes, la ligne de nulle déclinaison qui passe par l’océan Indien est incohérente avec l'hypothèse qui admet deux pôles, et avec celle qui en admet quatre. .,r • , .• , , .j

« L’inclinaison est variable; suivant le capitaine Sabine, elle a été en décroissant <ians les latitudes septentrioaalesi, a’ raison’ de trois minutes par an, depuis cinquante ans.

-fi!

ADDITION A LA SÊCTlON XXXV.

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La comète dont Halley avait calculé les élémens , et dont

il avait annoncé le retour pour l’anée 1708, ou pour le commencement de 1759» arriva à son périhélie le 1 1 mars J.jpg, c’est-à-dire trente-sept jours avant l'époque qui avait ,été. indiquée par Clairaut, pour son passage par ce, |ioint. Ciairaut réduisit postérieurement cette erreur à vingt-trois jours; mais Laplace a démontré, depuis, qu’elle n’eut été que de treize jours si la masse de Saturne avait été aussi bleu connue alors qu’elle l’est aujourd’hui. D’après cela, jf parait que la courbe décrite par La comète n’était pas parfaitement connue à 1 cette époque; et, quoique les observations faites à l’occasion de cet astre fussent assez npmbreuses , elles étaient loin d’avoir la précision, de celles

de nos jours. D’un autre côté, l’orbite de la comète a’, de-

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puis 1709, subi quelque altération par suite de l’attraction

4e Jupiter dans un sens, et de celle de la terre , de Saturnie d’Uranqs daps l’autre; cependant, malgré ces sources )d’tiicertilude, et; poire ignorance relativement à tnutes'les

JflU STPPt.ÉMKNT:

causes possibles Je perturbation nuxquellesles comètes sont exposées Je la part de corps inconnus qui peuvent se trouver sur lés limites de'iiotre système, ou dams des régions plus éloignées encore , il n’en est pas moins vrai que celle dont il est ici question* s'est i montrée précisément à la place et au temps assignés à l’avance par les astronomes.

A sa dernière apparition, son arrivée au périhélie, qui eut lieu le 16 novembre .8^5, un peu avant midi, ne différa que d’un petit nombre de jours du temps fixé par lecalcul.

L’accomplissement de cette prédiction astronomique paraîtra en quelque sorte merveilleux, si l’on considère que, durant son passage dans notre système, la comete n est visible, pour la terre, que pendant quelques .semaines, et que, durant soixante-quinze ans , elle s’en va errer à une distance du soleil égale à deux fois la distance d’Uranus. L’orbite immense qu’élle décrit est quatre fdis pltis longue que large; sa longueur est de 3,4*° millions As milles (1, î38, 484, fioo lieues environ), ce qui équivaut à peu près à 36 fois la distancé moyenne de la terre au soWSf. A son périhélie, la comète est à 75 millions démillt* lieues environ ) du soleil ; à son apbélié , elle en est soixante fois plus loin. Par suite de cet'e différence énorme dans ses distances extrêmes au soleil, elle doit éprouver 3,600 fois plus de chaleur et Je lumière quand elle est au périhélie, que lorsqu’elle est à l’Aphélie. Dans la premièrb Je ces Jeux positions, le soleil lui semble quatre fois plus grand qu’il ne le paraît pour nous , et Jans l’autre , il ne lui semble pas plusgranJ qu Une étbiliî.

Au moment où vers les premieéé jodré d’aôfit 1835, la comète Je llalley fut vue pour la prcmïtrc fois, elle n’oPfrait d’autre apparence que celle d’une masse globulaire, vap .réusé et sans queue. Une concentration de lumièèe qui se manifestait un peu sur l’un des cùtés du centre, augmentà

SUPPLÉMENT. 473

à mesure que la comète se rapprocha du soleil et de la ■terre ; elle fiuit même pae ressembler tellement au disque 4’ une petite planète, qu'on aurait- pu la prendre pour un noyau solide. M. Struve, cependant , vit, le agseptembr*, à Dorpat, une éteile de g» grandeur, occultée centralement par la comète. L’étoile, pendant eettfc occultation, resté visible constamment, sans aucune diminution considérable «le lumière; et au lieu d’èlre' éclipsée, ce fut le noyau de la comète-quidisparut ail moment de la conjonction , pat suite de l'éclat de l’étoile. La-queue augmenta à mesure que la comète approcha de son périhélie, et1 au moment où elle fut prête à se perdre dans les rtfy«ns solaires, elle atteignit une longueur de 3o à 4o°. m

Suivant les observations de M. Val», de Ntsrtios , la nébulosité augmenta d'étendue à mesure qu*clle se rapprocha du soleil; mais nulle autre Comète consignée dans les fastes de l’astronomie, ne présemajamais dès/ ehatigemens -d'aspect aussi étranges et àustei prompts. Le noinru/net ét •bien défini comme le disque d'une plànèfe, offrît , à l’une dos observations dont il fut l’ohjet, le phénomène singulier d’un obscurcissement et d'un élargissement sensibles dans le cours d’un petit nom Iwfe dlheoreS. Mais de toutes des circonstances extraordinaires qui accompagnèrent l’apparition de 'cet astre, la plus rémarquable est, sanseomrédit, la formation sidofe dêVertAitis' secteurs lumiHèirt, compris entre des lignes SC dirigeant vérs le centre dnnoyéü. Mi Struve a-dOrtné, \iers 1ec0mmèWéement'dV)ctohre, uUe description dtt nOYnU dé la cOinète, qrt'il représente comme 1 étant elliptique, èt semblable à Un charbon ardérTt, <foù sortait, vérS le point à peu près diahiétralèmént oppoSé'à la quelle, une flamme divergente, variarrt eh' intensité, éu forme et en direction , paraissant double quelquefois ; -fet Offrant à l'imagination l’Idée d'irti’ jet de gaz 'luminenv s'é- -libeant dit nOtaU. Le lli octobre, à 6 heures f ded'après-

À76 SUPPLÉMENT

midi, M. Arago aperçut,' du côté opposé à la queue, trois de ces flammes divergentes, ou secteurs lumineux, dont l’éclat surpassait de beaucoup le reste de la néhulosité. Hévélius fait mention de cliangemens physiques tout semblables qu’il dit avoir remarqués en iG8v. , dans la même comète, au moment où elle revenait vers le soleil. Quelque chose d’à peu près pareil semble aussi avoir été Observé dans la comète de 1^44» et d est très possible que la seconde queue de la comète de 1724, qui se dirigeait du côté du soleil , ne fût autre qu’une flamme divergente de la même nature.

Une nouvelle révolution de la comète de Halley mettra à même de déterminer l’influence de l’éther sur ses mouvemens , et les astronomes des siècles à venir pourront juger, d’après l’exactitude de ses retours, si dans sa coursé immense elle a rencontré quelque cause de perturbation inconnue. Il se pourrait que certaines planètes, situées au delà des limites visibles de notre système , vinssent , en changeant l’orbite et la durée de la révolution de celte comète , nous révéler indirectement leur propre existence, ét jusqu’à la nature de leur constitution physique et de leur :Orbite. Un jour viendra peut-être aussi, où les comètes qui, telles que celle de 1763, pénètrent à d’immenses profondeurs dans l’espace, pourront faire connaître aux générations futures les secrets de certaines parties des cieux , plus reculées encore. Si l’on doit ajouter foi au calcul, la comète de 1763 s’éloigne du soleil quarante-trois foisplus, 6à peu près, que celle de Halley, d’où il suit qu’à la distance énorme de l5,5oo millions de milles ( 5,6 1 3,0 1 5, 000 lieues environ ) , l’attraction du soleil est encore assez puissante pour ramener la comète à son périhélie. On prétend que >4es périodes de quelques comètes embrassent plusieurs . milliers d’années, et qu’en général la durée moyenne de la .révolution des comètes est de mille ans environ, ce qui

SUPPLÉMENT. m-

prou'e qae la force de gravitation du soleil s’étend à de* distances prodigieuses. Laplace estime que l’attraction s* laire se fait sentir sur tous les points d’une sphère dont lë rayon est cent millions de fois plus grand que la distance de la terre au soleil.

Les apparitions certaines de la comète deHalley ned*. tfcnt que de 1 année 1 456; cependant, on pourrait avec quel* que degré de probabilité, suivre ses traces jusques avant 1ère chrétienne. Cette probabilité, toutefois, ne reposant que sur la coïncidence de ses révolutions périodiques, dont la duree par suite de l’action troublante des planètes, est susceptible de varier d'une quantité qui s’élève quelquefois jusqu a dix-huit mois, il en résulte que son identité avec des comètes de dates si anciennes, doit être considérée comme extrêmement douteuse.

La première comète de 1811 est sans comparaison la Plus brillante qui ait été vue dans les temps modernes.; ses divers changemens furent observés par sir William’ Hersohell et par M. Olbers. A l’œil nu , sa tête présentait lapparence d’une masse lumineuse circulaire mal définie;

*is observée au télescope, elle se décomposait en plusieuos parties distinctes. Un espace noir, de forme parabolique, et se détachant parfaitement de la couleur bleue foncée du ciel , entourait une masse circulaire très brillante, formée «le matière nébuleuse. En dehors de l’espace noir, dont la argeur était très appréciable, on remarquait un contour umineux parabolique d’une épaisseur considérable , qui, se prolongeant de chaque côté en deux branches divergentes, formait la queue de la comète. Sir W.Herschell trouva que le contour de la masse intérieure, circulaire et brillante, perdait quelque chose de sa netteté à mesure qu’il augmentait le grossissement du télescope; il remarqua aussi que la masse semblait devenir de plus en plus diffuse, et présentait une teinte verdâtre ou vert-bleuâtre, dont ïi*-

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supn.KnRvr.

tensilé diminuait -graduellement , non à partir du centre; mais d’un pain* excentrique brillant, que- l’on, supposait être la partie vraiment ‘solide de la 'comète. L'enveloppe Inmineuse était d’iiir jaune bien' décidé, qui 'contrastait singulièrement avec la teinte verdâtre de la masse nébuleuse intérieure. Les étoiles étaient presque- effacées pai l’éèlat de l’enveloppe lumineuse, tandis qu'au contraire, sir W. Herschel aperçut très distinctement dans l’espace noir; qui était d’une transparence extrême, trois étoilés excessif veinent petites. Gomme les enveloppes -se forment successivement à -mesure qué la 'comète approche du soleil sir Wi Herschell conçut l’idée que ce pouvaient être dès vapeurs «levées par: la chaleur de cet astre à . la surface du noyau , autour duquel la force élastique d’une atmosphère extrêmement transparente et très étendue, les tenait suspendues comme une voûte ou un dôme. Les enveloppes de la comète de -i8n commencèrent à se former quand -oet astre, -en-venant vers le soleil, -se trouva à la distance de l'orbite de Jupiter; à bou retour, t-Ucss’ évanouirent bientôt entiè- Tement ; mais dès- qu’il eut atteint l’oridtede Mars, il* se forma une nou velle enveloppe qui dura quelques jours. Les .comètes sont, on général, et même lorSipi’ellesseUroüvent ifbrt éloignées du- soleil , sujettes, dahs lenr 'intérieur, à de grandes et : subities convulsions-, qui , tout en >occasionant ides ehatagemens visibles à -d'énormes distances , semblent >se jouer des explications qu’on a ; jusqu’à' Oe ) jour essayé d’en donner. Toutefois , iliest assez 'probable qneTéleetri- •cité’joue utrrôleimportant daus ces 'grands1 phénomènes, '-**-à moins pourtant qu'ils ne résultent do cariées qui nous ■soient inconnues. LeB"enveloppes>qBl entourent le noyau ■ de la comète du côté du soleil, divergent ‘du «ôté' opposé, < où elles se prolongent en forme de cône creux1, -*- lequel j constitue la queirc. Deux forces répulsives , l’une provenant de là comète, et l'antre , plus puissante, provenant

■ StrppcEMEirr.

<Jd soleil, sentMënt concourir à produire cet effet. C'est du Cotédu soleil où tes forces se font opposition , que lèfe enveloppes sèht le pliis rtipproch'éés1 dà centre dé la comète; tandis que de l’autre côté, au contraire, où ellës s’ajoutent pour fdéiner la queue, elles envoient à d’ëflOrmes 'distances les molécules nébuleuses.

Les extrémiféslâteVales dé la queue, réfléchissant unè '■plus grande quantité de lumière que la partie centrale , en Raison de ce qüè"la ligne visuelle traverse nnc phis graridfe “profondeur delà matierenèlnileuse, 'offrent faspect dé deux Courants lumineux , somhlablesen quelque sorte à roux qui se manifestent pendant les aurores boréales. Les étoiles vues à travers la1 partie Centrale de la queue, Conservent tout leur éclat, parce que léurs rayons' la traversent perpendiculairement à son épaisseur. Quoique vues distinéte1 ment aussi à travers ses bords, leur lUmlère Se trouve affaiblie par suite de l’obTiquiïé'dc satransmfission. ta queuë de la grande comète dé 1 8i‘t était d’une tén nfté extraordinaire ; des éloilps , que lé moindre brouillard aurait suffi ‘pour cacher entièrement , se voyaient sans la moindrte ét- Téaclion à travers un espacede 6/t,ooo lieues ( 6 lieues françaises) dé matière nébuleuse. Il n’y aurait rien d'impossible à çfe que les chahgelnens qui ont liéu dans lés queues des comètes fussent en partie oecasronés par ta‘f(£tation. Dans plusieurs comètes, on a observé un mouvement rotatoire qui s'effectuait autour d'tih axe passant parle Centre dé la qneue. Celui delà comète der 8 i5 s’aiccom plissait 'en 2o~ heures; èt les changement rapides qui sc'VnAnîfcstèrent dans les secteurs lumineux , partant du rtoyau delà comète de Hallëy , doivent, selon toute probabilité, être 1 attribués à un mouvement semblable.

La différence de vitesse avec laquelle les planètes et lés comètes furent originairement prbjelées dans fetpace ,

SUPPLÉMENT

est -{a seule cause de la diversité des formes de leurs orbites, lesquelles dépendent uniquement du rapport mutuel qui existe entre la force de projection et l’attraction dtp

*°,eih ■ -V •! .V W

Quand les deux forces se balancent exactement, le mouvement produit est circulaire ; quand le rapport de la force de projection à la force centrale est exactement comipe i à la racine carrée de 2 , le mouvement est parabolique,; tout rapport entre ces deux proportions donne lieu aji mouvement elliptique, et tout rapport excédant celui de p à la racine carrée de 1 , produit le mouvement hyperbole- . I . • ‘ i - p

D’après la loi de la gravitation , les corpscélestes auraient pu se mouvoir indifféremment dans l’une quelconque d^e ces quatre courbes; mais comme une vitesse déterminée est nécessaire à la production du. mouvement circulaire çt du mouvement parabolique, il s’ensuit qu’on peut à peine supposer l’existence de ces mouveinens dans le système solaire, où les corps sont sujets à des perturbations réciproques telles qu’en changeant infailliblement le rapport des forces, elles imprimeraient aux corps un mouvemeut elliptique dans le premier cas, et un. mouvement hypcrboljque dans l’autre. Tout, rapport, au contraire, entre la raison d’égalité et celle de i à la racine carrée de 2, donnant lieu au mouvement elliptique, ce mouvement se reproduit dans le système solaire avec toutes les modifications dont il est susceptible, à partir du point où il est presque circulaire, jusqu’à celui où, par suite d’une ellipticité excessive, il approche de la forme parabolique. De ce rapport dépend dpnc la stabilité du système ; les perturbations , mutuelles ne font que modifier l’excentricité des ôrbites, sans rien ,îj»pger à leur nature. , .. , . |(.r> „ »

Parla même raison, les corps du système solaire auraient

SUPPLÉMENT. . 481

pu accomplir leurs révolutions clans un nombre infini d’hyperboles diverses, puisque tout rapport des forces, supérieur à celui qui produit le mouvement parabolique, engendre le mouvement hyperbolique. Ce dernier mouvement, toutefois, est très rare; car il n’y a que deux comètes , celles de 1771 et de 1824» H11' paraissent se mouvoir dans des courbes de cette nature. Il est probable que toutes les comètes à orbes hyperboliques sont déjà venues à leur périhélie, et que par conséquent elles ne reviendront jamais.

Le rapport des forces qui détermina la nature des orbiles célestes s’explique aisément ainsi; mais les circonstances qui établirent ces rapports, qui firent que plusieurs des corps de notre système se murent dans des orbites presque circulaires, tandis que d'autres s’en allèrent errer jusqu’aux limites les plus reculées de l'attraction solaire, et qui, enfin, imprimèrent à tous les corps célestes un mouvement de rotation et un mouvement de translation dans un sens uniforme, ces circonstances, disons-nous, doivent avoir eu leur origine dans l’état primitif des choies ; mais comme il plaît à l’Intelligence Suprême de n’employer à la conservation de ce système admirable que la gravitation, il est permis de supposer que celte force puissante a présidé à sa création.