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raient pour mesurer le temps. La première clepsydre fut inventée par Ctésibius. On en avait également fait en mercure. Les Égyptiens mesuraient le cours du soleil au moyen de ces machines. Les grands défauts en sont, que le fluide coule avec plus ou moins de facilité , suivant la qualité de l’air , et qu’il coule plus rapidement vers le commencement qu’à la fin.

On donne encore le nom de clepsydre à un sablier ou horloge de sable.

1 4 0. CLIMAT , désigne une partie du globe terrestre , comprise entre deux cercles parallèles à l’équateur , et telle que le jour du solstice d’étc est plus long d’une demiheure sous le second de ces cercles que sous le premier. Ou ne compte plus par climats, mais seulement par degrés.

COCITEOF-KING , nom du premier des astronomes chinois ; il fut chef du tribunal des mathématiques ; ses observations se font remarquer par leur précision , et ont servi à déterminer la diminution de l’obîiquité de l’écliptique.

COCHER , const. boréale , qui contient 69 étoiles , dont la brillante a, de la première grandeur, se nomme Alhaiot ou la Chèvre 5 a y5° 55' d’asc, dr. et 45° 48' de déclinaison.

L’arc de Pensée conduit à la Chèvre ; cette belle étoile a forme un grand peçtagone Irrégulier, dont trois étoiles moins brillantes sont en triangle isoscèle; le sommet /£ est en bas ( c’est la corne supérieure du Taureau ) , et la base vers le nord porte b Chèvre et le £ du Cocher , Menkalinan.

1 4 1. COEFFICIENT, terme par lequel on désigne le nombre ou la quantité connue qui est au devant d’une quantité algébrique , et qui la multiplie. Ainsi , la grandeur a a , a le nombre 1 pour Coefficient.

Quand la grandeur algébrique n’est précédée d’aucun

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nombre , elle est censée avoir i pour coefficient j ainsi

Il ne faut pas confondre le coefficient avec'T’exposant. Le premier est le signe de l’addition , et l’autre de la multiplication. Dans la quantité 5 b, le coefficients indique que la quantité b est prise trois fois ; au contraire, dans la quantité b 3 , l’exposant 5 indique que b est multiplié deux fois de suite par lui-même. Ainsi, en supposant que-/; ait la valeur de 9, 5 b sera — b b b — 27 j et />’ sera 9X9X9 = 7^9.

COEUR DU LION, étoile de i re grandeur dans la const. du Lion. Voyez cette constellation.

— DE CHARLES , nom donné par Ilalley à une étoile située entre la Grande Ourse et la chevelure de Bérénice. Voyez BOUVIER.

— DE L’HYDRE , étoile de 2 e grandeur , placée au milieu de la const. de l’Hydre.

COLOMBE , constellation australe qui a 37 étoiles , dont a, delà 2* grandeur, a 85 ° 1 g' d’asc, dr. et 34 " 10' dedéclinaison, et se trouve placée entre le Lièvre et Canopus.

\\"î. COLURES, grands cercles de la sphère qui coupent l’équateur et le zodiaque en quatre parties égales. L’un s’appelle le colure des équinoxes , parce qu’il passe par les points équinoxiaux du Bélier et de la Balance $ l’autre, le colure des solstices, parce qu’il passe par les points solsticiaux de l’Écrevisse et du Capricorne. Ils passent par les pôles de l’équateur, et ils divisent le zodiaque eu quatre parties égales (N® 585 ). Us sont perpendiculaires l’un sur l’autre, et se coupent dans l’axe du monde.

i 43 : COMBUSTION SOLAIRE. L’observation des taches solaires, leur irrégularité, leur nombre et leurs mouvemens , ont fait penser que le soleil est une masse embrasée qui éprouve d’immenses éruptions, dont nos volcans donnent à peine une idée. Les taches seraient

alors de vastes cavités , d’où sortiraient par intervalles des torrens de lave. Herschel croit que cet astre est un corps solide , environné d’une atmosphère de nuages enflammés , qui , s’ouvrant quelquefois , nous laissent apercavoirle noyau obscur. Wilson a vu que les taches qui bornent le disque sont étroites et sans pénombre du côté du centre , et que cette bordure n’entoure de tous côtés que les taches centrales ; précisément comme si un trou conique s’offrait sous divers aspects à mesure que la tache tourne.

Quant à l’éternelle combustion du soleil, sans diminution de volume, on peut remarquer que son diamètre est d’environ 2,000", dont chacune répond à 167 lieues, à la distance de 34 , 5 oo,ooo lieues où se trouve l’astre. Or, si son diamètre diminue chaque jour de 2 pieds, ce qui est énorme pour un corps aussi volumineux , la diminution serait de '122 toises par an et de 160 lieues, ou \" après 3 , 000 ans j ainsi, après 3 o siècles , la combustion serait imperceptible pour nous , puisque les instrumens ne sont pas assez parfaits pour permettre d apprécier 1" de diminution. a

i 44 - COMETES, corps célestes de la nature des planètes, qui paraissent extraordinairement dans le ciel, et qui se meuvent dans des orbites très-excentriques, dont le soleil occupe le foyer. On les distingue par leur queue vaporeuse, à travers laquelle on observe même les petites étoiles. Cette queue ou nébulosité s’accroît à mesure que la comète approche du soleil, et forme quelquefois une traînée immense qui atteint jusqu’à go° de longueur. Leurs figures sout très-variables j celle de l’an i 5 o avant J.-C. parut pendant 80 jours aussi grosse que le soleil. Au rapport de Justin , il en avait paru une 10 ans avant , dont l’éclat, supérieur à celui de cet astre, occupait le quart du ciel. Celle de l’an 4 oo fixa l’attention j elle avait la forme d'une épée. Une qui avait 6 queues disposées en éventail parut en 1744» et prouva pay ses

phas.es que les comètes sont des corps opaques , formés d’un noyau, qu’accompagne une traînée vaporeuse et variable eu intensité et en étendue.

La queue d’une comète est toujours dirigée vers le prolongement de la droite qui joint ce corps au soleil. Il paraît qu’elle n’existe pas lorsque la comète est éloignée de cet astre, qu’elle ne se développe qu’à son approche , et acquiert la plus grande diineusion un peu après son passage du périhélie $ ce qui a lait croire que sa formation est due à un torrent de vapeurs élevées par la chaleur solaire, et chassées par le clioc des molécules de la lumière que cet astre lance. La proximité du soleil, la continuité de la transmission de la chaleur, doivent en rendre l’accumulation énorme et capable de fondre et de vaporiser tout dans les comètes, et il pourrait arriver que le noyau perdît sa solidité. Celle de 1680 fut 166 lois plus près du soleil que notre globe ; la chaleur qu’elle reçut fut 28,000 fois plus grande que la nôtre ; température 2,000 fois plus élevée que celle d’un fer rouge.

Les substances évaporables d’une comète , diminuant à chacun de ses retours au périhélie , doivent après plusieurs retours se dissiper entièrement dans l’espace , et la comète ne doit plus présenter alors qu’un noyau fixe ; ce qui arrive plus promptement pour les comètes dont la révolution est plus courte. Ou peut conjecturer que celle de 1682, connue sous le nom de Ilalley, dont la révolution n’est que de 76 ans, et la seule qui jusqu’ici ait présenté des phases, approche de cet état de fixité. Si le noyau est trop petit pour être aperçu , ou si les substances évaporables qui restent à sa surface, sont en trop petite quantité pour former, par leur évaporation , une tête de comète sensible , l’astre deviendra pour toujours invisible. Peut-être est-ce une des causes qui rendent si rares leurs réapparitions : peut-être encore cette cause a-t-elle fait disparaître pour nous la

comète de 1770 , qui , pendant son apparition, a décrit une ellipse dont la révolution n’est que de cinq ans et demi , et qui, si elle a continué de la décrire , est , depuis ccttc époque, revenue sept fois au moins à sou périhélie. Peut-être enlin est-ce par la meme cause que plusieurs comètes, dont on pouvait suivre la trace dans le ciel, au moyen des élémeus de leurs orbites, ont disparu plus tôt qu’on ue devait s’y attendre.

Les comètes diffèrent particulièrement des planètes par la diversité de leurs mouvemens qui se fout en tous •

sens, dans des ellipses excessivement alougées. Comme une comète n’est visible qu’en avançant vers son péri ■ liélie , celte orbite se confond sensiblement alors avec la parabole, courbe ouverte dont le grand axe est in- (ini.

A l’apparition d’une comète, on l’observe trois fois à la machine parallactique , pour en obtenir l’ascension droite et la déclinaison ; ces trois points suffisent pour déterminer une parabole , et on en conclut tout le cours visible. Elles donnent la distance au soleil , le périhélie, l’époque du passage en ce point , le lever et le coucher pour tout le temps de l’apparition. Un grand nombre de comètes observées avec soin , et qui ont leurs orbites exactement représentées par cette courbe daus la partie visible pour nous, inet ce fait hors de doute. Daus la par tie du ciel où ce corps nous échappe , il achève son immense ellipse. Il se ’peut même qu’ils décrivent en effet des paraboles , et que , portés dans d’autres systèmes, ils ne reviennent jamais pour nous.

Les comètes obéissent aux lois de Kepler comme, tous les corps célestes de notre monde ; mais le calcul ne se » prête pas aussi facilement que pour les planètes, à déterminer leur retour, parce que , d’un petit arc observé , on veut en conclure l’orbe entier; elles ont d’ailleurs le' mouvement diurne, qui est produit par notre rotation eu 24 heures.

Les causes principales qui ont empêché de prédire le retour des comètes et d’en connaître les orbes, sont i° que plus l’ellipse s’alonge, plus la marche se ralentit avec l’action solaire ; de sorte que vers l’apogée , l’astre ' est presque immobile et peut ne revenir à nous qu’après des milliers d’années ; 2° l’imperfection des observations faites antérieurement à l’an i 65 o, sur lesquelles il a été impossible de se fier pour calculer les retours. D’ailleurs, une comète peut n’être visible que dans les régions australes, ou bien être sur notre horizon durant le jour ; ce qui nous empêcherait de la voir, bien qu’elle fût sous nos yeux. Celle qui parut 60 ans avant J.-C. ne fut , diton , visible qu’à la faveur d’une éclipse totale du soleil , parce qu’elle-était trop voisine de cet astre. 3 ° La variation de leurs apparences 5 celle qui a été très-belle une première fois , peut n’être pas du tout visible à sou retour ; sa queue peut avoir disparu. Celle de 1 8 1 1 se distinguait à peine eu avril et mai; elle s’est alors plongée dans les feux du soleil, et a reparu au-delà du périhélie vers la fin d’août, avec un éclat qui eût pu la faire méconnaître. On ne peut donc rigoureusement se fier à reconnaître le même astre qu’à la similitude des élémens de l’orbite ; et ces élcmens sont eux-mêmes très-variables par suite de l’attraction de Jupiter, de Saturne et d'Hefschel. 4 ° Il faut néanmoins convenir que les plus grandes erreurs résultent de ce que les comètes forment un nuage variable dont les bords sont mal terminés. Celle de 1729^ visible durant 6 mois ; trqjs astronomes en ont calculé l’orbite , et leurs résultats ne s’accordent pas. Lequel a raison? Les comètes de tt 1762» 17^* i 743 > *759» >766, offrent de semblables remarques. Quel est le moyen de prédire les retours avec des élémens aussi défectueux? Il en résulte qu’il n'y a encore que la comète Ilalley dont on croit connaître l’époque du retour ; on suppose qu’elle fait sa révolution en 70 ans environ, période plus courte que

COM m

celle d'Uranus. Elle avait paru en 1006, et semblaitquatre fois plus grande que Vénus ; elle jetait lc-quart de la lumière de la lune. L’histoire n'a rien appris sur ses retours, jusqu’en 1 456 qu’elle passa près de la terre : sa queue occupait environ 6o° du ciel. On l’a revue sous diverses formes en 1 53 1 , 1607, 1682, et Ilalley prédit son retour pour 1757. Mais Clairaut montra en 1758 qu’elle avait dû être retardée de 6x8 jours à cause de l’action de Jupiter et de Saturne; en effet, elle ne passa au périhélie que vers le 12 mars 1759. La longue queue qu’elle traînait après elle en 1 456 avait répandu la terreur dans l’Europe consternée des succès rapides des Turcs , qui venaient de détruire l’empire grec. Le pape Calixte ordonna à ce sujet une prière par laquelle on conjurait la comète et les Turcs. Ces sortes de terreurs ont disparu successivement devant le flambeau de la saine philosophie. On attend cette même comète pour 1 835 ; mais elle peut n’étre pas visible dans notre hémisphère , ou ne s’y trouver que pendant le jour.

Il y a encore une comète dont on croit connaître le retour ; c’est celle dont M r Enke a calculé l’orbite et qui achève sa révolution en 1207 jours ( 3 ans 4 mois environ ). Cet astre serait celui qu’on a vu avec et sans noyau , avec et sans queue , et sous des apparences diverses, en 1786, 1795, 1801 et i 8 o 5 , qu’on aurait dû revoir en 1808, 1812 et i 8 i 5 , et qui nous a échappé par son extrême petitesse et les causes exposées ci-dessus, mais qui a paru en décembre 18 1 8. Cette comète, que l'action de Mercure paraît fortement influencer, a beaucoup d’analogie avec Cérès, dont elle a l’inclinaison et le grand axe ; sa révolution sidérale est de 46 jours moindre que celle de Vcs*ta.

La comète qui s’est le plus rapprochée de la terre est celle de 1770 ; elle n’en était éloignée que de 8,000 lieues. Il n’est pas probable cependant que ces deux corps se rencontrent jamais; il faudrait un hasard extx-aordi-

nan e pour que deux corps aussi petits , mus dans un espace immense avec toutes les vitesses, dans des orbes de toutes dimensions et sous toute;» les inclinaisons, vinssent à se heurter. Le temps peut cependant faire disparaître cette difficulté j la durée infinie permet de concevoir tous les possibles réalisés ; l’efletd’une pareille rencontre serait terrible , par suite du changement combiné de l’axe et du mouvement de rotation de la terre. La destruction qui suivrait nécessairement une secousse pareille , ne serait à comparer qu’au changement que produirait une révolution complète de la ligne des apsides ( N° 543 et i ).

Les comètes ne paraissent avoir que fort peu do niasse ; elles laissent l’apparence d’une vapeur très-condensée , et on n’a point encore observé que leur proximité ait causé aucun dérangement. Celle de 1770, qui a été la plus voisine de la terre, n’a apporté aucun changement dans notre mouvement. M. Laplace a calculé que si sa masse eût égalé celle de la terre , l’action de cette comète eût augmenté l’année sidérale de 2*' /{']'. Sa masse n’était pas la 5ooo c partie de celle de notre globe , et probablement bien moindre encore, puisqu’elle a passé entre Jupiter et ses satellites sans y causer la moindre perturbation. Les masses de ces corps sont donc fort petites , et , loin d’altérer le mouvement des planètes , elles ^ doivent en éprouver elles-mêmes l’influence. C'est une des raisons qui peut faire changer leur orbe elliptique en parabolique ou même en hyperbolique : mues dans des courbes ouvertes , elles doivent s’éloigner de nous pour n’y revenir jamais , et, s’écartant du soleil a toutes distances , entrer dans la sphère d’attraction de quelque huître étoile, pour en devenir la comète ou pour continuer une nouvelle parabole. Il est à croire que l’action de Jupiter sur celle de 1770, dont elle s est beaucoup approchée , l’a d’abord détournée vers noift , et l’a rendue visible on *77°’ d invisible quelle était avant, et q ans après, celte même planète, par une action con-

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