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A pailir ilu novau. les ileux q060M marcliainnl cunlomlues d.uis 1111 cerUii n intervalle.

Le long filet, en forme d'axe, avait enlièremeni disparu le v mars; le ■'!, il était encore par sa forme, par son étendue el | ar son celai, comme (rois jour-, aup ira van t.

Cette disparition presque subite ajoole une difficulté nouvelle à toutes celles qui jusqu'ici ont empêché les astronomes do donner une explication satisfaisante des queues des comètes.

Mais qu'est-ce que la queue des comètes '.' comment se forme-t-elle? quelles sont les cuises qui en modifient les formes de tant

de ma II H' | es | que les si ml celles q u I il 00 u ''Il I

naissance à la chevelure el aui enveloppes concentriques donl elle est quelquefois forinei! T Ces questions n'ont point encore été résolues d'une manière satisfaisante.

La nébulosité des comètes semble au premier coup d'œil ne pouvoir être qu'un amas de vapeurs dégagées du noyau par l'action du soleil ; mais celle explication si simple ne rend point compte de la formation des enveloppes concentriques, de la position variable de la chevelure, relativement au soleil, de L'augmentation et de la diminution de son volume, etc.

il y a cependant >ur ce dernier point des notions ai qnises. Hévélins avait avancé que la nébulosité augmente le diamètre à mesure qu'elle s't-lnigno du soleil, et Newton avait explique ce résultat, en disant que, la queue des COmèlea se foi niant aux dépens de l.i

chevelure, celle-ci doit diminuer de volume à mesure qu'elle s'approche do soleil, et réciproquemenl augmenti r en dimension après le passage an périhélie, lorsque la queue lui

rend Ut matière qu'elle en avait reçue. Cependant il paraissait difficile d'admettre qu'une masse gazeuse se dilatât à mesure qu'elle s'éloignail du soleil, pour passer dans des régions plus froides, et l'importante remarque d'Hevelius obtint peu de faveur jusqu'au moment où la comète à courte période vint lui donner a ne éclatante confirmation.

Kepler pensait que la formation de la queue des comètes était le résultat de I i mpulsion des rajons solaires qni détachaient el dispersaient au loin -les parties les plus légères de la nébulosité. Pour que cette explication lût admissible, il faudrait prouver que le> rayons solaires sont doues d'une force d'impulsion ; or, les expériences les plus délicates n'en ont pas accuse de sensible; et. cette force d'impulsion admise, il resterait encore à due pourquoi la queue ■"etl pas toujours située à l'opposite du soleil ; pourquoi il y en a quelquefois plusieurs faisant entre elles de ~i grands angles; pourquoi elles se tormenl el s'évanouissent 1 n si peu de temps ; pourquoi quelques i.nes sont animées d'un mouvement de rotation très-rapide; pourquoi, enfin, il y a des cornet s dont la chevelure semble très-déliée, très-légère, el qoieependanl ne présente point

de queue.

Ou a propose sur celle matière une foule d autics s)>ièuJos plus ou woius ingeuieux,

mais qui tous viennent échouer contre l'explii i nui des phénomènes.

Les comètes sont-elles lumineuses par elles-mêmes, ou ne réfléchissent-elles, comme les planètes, qu'une lumière d'emprunt? Celle importante question n'a point encore r*ÇU une solution in nplète : mai* il existe plusieurs moyens de la résoudre. Si l'observation venait i découvrir dans les comètes le phénomène des pliases , toute incertitude disparaîtrait. A défaut des phases, les phénomènes de la polarisation pourront conduire au même résultat. Enfin, voici une troisième méthode dont l'application , dès qu'elle pourra en cire faite, lèvera probablement tous les doutes.

Par suite de leur divergence, les rayons émis d'un point lumineux si; répandent sur un espace d'autant plus grand, que la dislance à ce point de départ augmente. L'intensité de la lumière qui se répand sur un écran placé à deux pieds de l'objet lumineux est donc quatre fois moindre qu'a 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 carre 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 la 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 dislance. Malgré cela, uuc surface lumineuse par elle-même, plane ou courbe, vue à travers un trou pratiqué daus une plaque de métal a conservé le même éclat à toutes les distances possibles, aussi longtemps qu'elle soulend un anglo sensible, parce que, à mesure que la distance augmente, une portion plus grande do la surface devient visible; el 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 commo le carré de la dislance. Ainsi, quoique le nombre de rayons provenant d'un point quelconque de la surface, et passant à iravers le trou, décroisse en raison inverse du carré de la distance, il arrive pourtant, retendue de la surface visible à travers le Irou . augmentant aussi dans celle proportion, que l'ei Lit de l'objet resle le même à l'œil, aussi longtemps qu'il a un diamètre sensible, liramis, pareiemple, étante peu prèsdix-neuf fois plus loin du soleil que nous, le soleil, vu de cette

planète, doit parai ire comme une étoile de cent secondes de diamètre, donl l'éclat doit être, pour les habitants d'Uranus, tel qu'il serait pour nous, si nous ne voyions cel astre qu'à travers un petit trou circulaire dont le diamètre serait de cent secondes ; car il est évident que la lumière parvient a l'rauus de tous les points de la surface du soleil, tandis que nous n'apercevrions à travers le trou qu'une très-petite portion 'le son disque. L'étendue d • la surface compense donc exactemenl la distance. Ainsi, puisque la visibi li to d'un objet lumineux, par lui-mcms uv

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dépend pas, tant qu'il reste d'une grandeur sensible, de l'angle qu'il soulend, une comète, si elle est lumineuse par elle-même, doit conserver son éclat aussi longtemps que son diamètre est d'une grandeur sensible ; et même, après avoir perdu tout diamètre apparent, elle doit, ainsi que les étoiles fixes, rester encore visible, et ne disparaître entièrement que par suite d'un éloigncment extrême. Toutefois, il n'en est pas, à beaucoup près, ainsi. Les comètes s'obscurcissent graduellement à mesure que leur distance augmente, et s'évanouissent, uniquement par suite de la perte de lumière qu'elles éprouvent, lors même qu'elles conservent encore un diamètre sensible. Ce fait, dont il est permis de conclure que les comètes empruntent leur lumière du soleil, a été établi par des observations faites le soir, avant qu'elles disparaissent. Les comètes les plus brillantes qui aient paru, ont jusqu'à ce jour, cessé d'être visibles, lorsqu'elles étaient à une distance du soleil cinq fois égale à peu près à celle qui nous sépare île cet astre. Le yérihélie de la plupart des comètes qui ont été visibles d<* la terre est situé en deçà de l'orbite de Mars, car à là distance de l'orbite de Saturne elles sont invisibles ; c'est pourquoi l'on n'en cile pas une dont le péribélie soit situé an delà de l'orbite de Jupiter. Après sa dernière appirition, Ii comète de 1759, resta, cinq ans entiers en deçà de l'ellipse décrite par Saturne, sans qu'on la vît une seule fois. Durant le siècle dernier, il a paru en deçà de l'orbite de la terre cent quarante comètes qui n'ont jamais été revues depuis. Si l'on pouvait considérer la durée de mille ans comme étant la période moyenne de chacune d'elles, on pourrait, d'après la théorie des probabilités, évaluer à 1400 le nombre total de celles qui errent en deçà de l'orbite terrestre ; mais Uranus étant dix-neuf fois environ plus éloignée du soleil que nous, il doit y avoir au moins 11,200,000 comètes criant en deçà des limites connues de notre système. M. Arago fait une estimation différente : il suppose1, si toutefois on admet que les comètes soient uniformément distribuées dans l'espace, que trente d'entre elles ayant leur périhélie en deçà de l'orbite de .Mercure, le nombre de celles dont le périhélie est en deçà de l'orbite d'Uranus doit être à 30 comme le cube du rayon de l'orbite d'Uranus est au cube du rayon de Mercure, ce qui porterait le nombre total des comètes à 3,529,470. Mais ce nombre, tout grand qu'il est, peut sans exagération être doublé, si l'on considère les diverses causes qui, telles que la clarté du jour, les brouillards et une grande déclinaison sud, peuvent faire qu'une comète sur deux échappe à notre vue. M. Arago évalue donc à plus île sept millions le nombre des comètes qui fréquentent les orbites planétaires.

I! n'y a que quatre comètes dont la marche soit aujourd'hui connue. Nous allons brièvement en retracer l'histoire.

Comète de Bàlley ou de 1759. — Ualley ayant calculé, en 1682, les éléments para-

boliques d'une comète qui parut à cette époque, fut frappé de l'analogie qui existait entre ses résultats et ceux obtenus par Kepler pour une comète qui s'était montrée en 1607. Il recourut aux observations plus anciennes et vil que les éléments d'une comète aperçue par Apian, en 1531, étaient fort ressemblants aux siens. Il en inféra que c'était la même comète qui reparaissait à des intervalles de temps à peu près égaux, c'est àdire environ tous les 76 ans, et il se hasarda à prédire, d'après ces données, qu'elle reviendrait vers la fin de 1758 ou au commencement de 1759. Mais Clairaut calcula qu'elle serait retardée de 618 jours par l'action de Jupiter et de Saturne, et elle n'arriva, en effet, au périhélie que le 12-mars 1759. Celte comèle est la première dont on ait prédit et vu se vérifier la périodicité.

M. Damoiseau, du bureau des longitudes, calcula l'époque de son prochain retour et fixa son passage au périhélie au 4 novembre 1835. M. de Pontécoulant, qui lit le môme calcul, indiqua le 7 novembre.

Ensuite, un calcul plus complet de l'action de la terre, et surtout la substitution, pour la niasse de Jupiter.de la fraction 1/1034 à 1/1070, l'amenèrent à ajouter 6 jours entiers à son ancienne détermination : le passage ne devait plus arriver que le 13. Postérieurement l'observation directe a donné le 16, c'est-à-dire trois jours seulement de différence.

Le plus fort dérangement de la comète provenant de Jupiter, et le rapport de la masse de celte planète à la masse du soleil étant le principal élément du calcul, on con7 cevra sans peine que le moindre changement dans la valeur du rapport dont il s'agit ne peut manquer de modifier notablement le résultat final. Lorsque M. de Pontécoulant trouvait le 13 novembre pour le moment du passage de la comète au périhélie, il supposait, avec la plupart des astronomes, que 1,054 globes semblables à Jupiter seraient nécessaires pour former un poids égal à celui du soleil. Des observations récentes ont montré qu'il n'en faudrait que 1,049. Eh bien! cet'e légère augmentation de la masse de Jupiter porte le passage au périhélie de lacomète de Halley du 13 au 16. La différence entre le calcul et l'observation ne serait plus guère que d'un demi-jour sur 76 ans. Admirable concordance!

Personne n'avait eu la hardiesse d'annoncer quel jour la comète redeviendrait visible en 1835. L'état du ciel.l'intensitéde la lumière crépusculaire, la force des instruments, la bonté de la vue des observateurs, la possibilité que l'astre eût disséminé une portion sensible de sa substance le long de l'orbe immense qu'il avait dû parcourir depuis 1759, étaient autant d'éléments inappréciables qui commandaient la plus grande réserve. On s'était borné à dire qu'il faudrait commencer les recherches vers les premiers jours d'août. Eh bien ! c'est le 5 de ce mois que, sous le beau ciel de Home, MM. Dumouchel et Vico aperçurent, les premiers, la comète de H al

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