NÉBULOSITÉS

<lc sabres ou d’épées, et qui annonçaient toutes des désastres qui suivaient de très-près leur apparition. On ne voit plus aujourd'hui de ces comètes extraordinaires , mais il en parait quelquefois qui, comme celle de 1811, jettent encore un vif éclat.

S II

S tBCI.OSITtS.

C'est la matière diaphane et lumineuse qui enveloppe le noyau des comètes, et qui en constitue même plusieurs à elle seule. On aperçoit facilement les étoiles à travers.

L’intensité de lumière n'est pas toujours égale dans les nébulosités , surtout quand l'astre est pourvu d'un noyau. Il est rare alors que la nébulosité s’étende jusqu’à lui avec une lumière progressivement croissante; les parties de cette nébulosité voisine du noyau, sont au contraire peu lumineuses ; elles semblent être extrêmement rares, elles paraissent trèsdiaphanes. A quelque distance du centre, leur propriétééclairanlc éprouve un accroissement subit, en sorte qu'à partir de là on voit comme un anneau plus ou moins large qui reste ainsi en équilibre, suspendu autour de l’astre. Quelquefois on a aperçu deux et même jusqu'à trois de ces anneaux concentriques, séparés par des intervalles où la lumière était à peine sensible. On concevra aisément que ce qui en projection parait un anneau circulaire , doit être en réalité une enveloppe sphérique, et l'on aura une idée assez nette de cette composition compliquée du corps cometaire, en imaginant dans notre atmosphère, et à trois hauteurs différentes, trois couches continues de nuages qui feraient le tour entier du globe. Il faudrait seulement , pour rendre la comparaison tout à fait exacte, supposer ces trois couches diaphanes, et leur conserver néanmoins les propriétés optiques spéciales qui les distinguent de l'air pur interposé entre elles.

Dans la comète de 1811, l’enveloppe n’avait pas moins de dix mille lieues d’épaisseur, et douze mille lieues séparaient sa surface intérieure du centre du noyau. Les enveloppes des comètes de 1807 et de 1709, avaient respectivement douze mille et huit mille lieues d’épaisseur.

Quand la comète a une queue, l'anneau ne parait fermé que du côté du soleil, et il ne se compose jamais de plus d’un demicercle. Les deux extrémités de ce demi-cercle sont les points de départ des rayons dont les prolongements dessinent les limites de la queue (1).

On doit, selon toute probabilité, attribuer le développement extraordinaire des atmosphères des comètes à la faible coërcion que l’attraction d’une masse centrale aussi petite oppose à l’élasticité de leurs particules gazeuses. Si la terre, en conservant le même volume, était réduite à une masse mille fois plus petite, la coërcion qu’elle exerce sur son atmosphère diminuerait dans la même proportion, et celle-ci pourrait occuper mille fois son volume actuel, ou même un espace beaucoup plus grand encore, à cause de la diminution de la gravité, à mesure que l’on s’éloigne du centre attirant (2).

S III-

DE LA QCECE.

On donne ce nom à la traînée lumineuse qui accompagne les comètes, mais qui ne les suit pas toujours ; cependant elle est le plus ordinairement située à l’opposé du soleil derrière ia comète, quoique la ligne qui joint les deux astres ne se confonde presque jamais exactement avec l’axe de la queue, ainsi que l’avait annoncé Pierre Appius, d’après scs observations sur la comète de 1851. C’est au point qu’on a des exemples où le défaut de coïncidence entre ces deux ligues va jusqu'à l'angle droit. On a observé que les queues s'élargissaient en s’éloignant du noyau, et que leur milieu présentait une bande obscure qui les partage longitudinalement en deux parties distinctes. Arago considère l’explication suivante comme satisfaisant le mieux à tous les détails de ce phénomène. C'est de considérer la queue comme un cône creux dont l’enveloppe aurait une certaine épaisseur. En faisant la figure, on verra aisémcntquc la ligne visuelle dirigée près des bords de ce cône, traverserait uue

(t) Arogo, Annuaire du Bureau de» Longitude»,

(3) Hcrtchel, Traite d'astronomie, pige 330.

MARCHE DES COMÈTES DANS LEURS ORBITES

bien plus grande quantilé de particules nébuleuses que la ligne passant par le centre.

Or, soit que ces particules brillent par ellesmêmes, soit qu'elles réfléchissent seulement les rayons du soleil, c’est leur nombre total qui. dans chaque direction, doit déterminer l’intensité de la lumière. Ainsi, dans l'hypothèse d’un cône creux, le plus grand éclat des bords de la queue, l’existence des deux bandes lumineuses séparées par un espace comparativement obscur, ne présenteraient plus de difficulté.

On a observé des comètes è plusieurs queues, cl l’on cite celle de 1741 qui en a offert jusqu'à six, plus ou moins longues, toutes divergentes , sensiblement courbées dans le même sens, et séparées par des espaces non lumineux. Elles avaient environ 4" de largeur, et jusqu'à 30 à 4 4° de longueur.

Voici les mesures de quelques queues de comètes, quant aux dimensions angulaires :

Comète de 1811, longueur 23°.

Comète de 1689, 68".

(Elle était courbe comme un sabre turc, disent les observations contemporaines. ) Aristote parle de la queue de la comète de l’an 371 avant Jésus-Christ, qui occupait un tiers de l’hémisphère, ou 60". Celle de l’année 1618 de notre ère avait, dit-on, une traînée de 104° de longueur.

La comète de 1680, la plus célèbre, et, sous beaucoup de rapports, la plus remarquable des temps modernes, avait une tète dont l'éclat n'excédait pas celui d’une étoile de deuxième grandeur, avec une queue qui couvrait 70", et selon d'autres 90“ du ciel.

Comète de 1769, 97°.

Ainsi, ces deux dernières comètes pouvaient atteindre l'horizon , et se coucher, tandis qu'une partie de leur queue était encore au zénith.

Newton a trouvé que la queue de la grande comète de 1080. immédiatement après le passage au périhélie , n’avait pas moins de 20,000,000 de lieues de longueur, et qu'elle n’avait mis que deux jours à émaner du corps de la comète! Preuve décisive que l'émanation avait pour cause une force prodigieusement active, dont le siège, à en juger par la direction de la queue, devait être dans le soleil lui-même. La plus grande longueur de la

queue de celte même comète s’est élevée à 41,000,000 de lieues, ce qui dépasse de beaucoup la distance de la terre au soleil. La queue de la comète de 1 769 avait 16,000,000 de lieues. Les queues multiples de la comète de 1744 avaient 3,000,000 de lieues, et celle de la grande comète de 1811, 36,000,000.

La portion de la tête de cette dernière comète, comprise dans l’enveloppe atmosphérique transparente qui la séparait de la queue, avait 180,000 lieues de diamètre. On a peine à concevoir que des matières projetées à de si énormes distances puissent être recueillies ensuite par la faible attraction du corps de la comète : ce qui explique la diminution progressive et rapide des queues, telle qu'on l'a souvent observée (1).

S IV

■ ARCHE DEH COMÈTES DANS LEURS ORBITES

Pendant longtemps on a cru que les comètes étaient seulement des amas de vapeurs

(1) Euler pense qu'il y a une grande affinité entre les queues des comètes, la lumière zodiacale et les aurores boréales , et que la cause commune de ces phénomènes se trouve dans l'action de la lumière solaire sur les atmosphères des comètes, du soleil et de la terre. Il suppose que l'impu Ision des rayons de la lumière sur l’atmosphère des comètes, peut chasser les molécules les moins denses beaucoup au delà de ses limites ; que celle Force impulsive . combinée avec celle de la gravité, qui tend vers la comète. peut produire la queue toujours en opposition avec le soleil, comme si la terreétail fixe. Mais le mouvement de la comète dans sou orbite et autour de sou nxe, doit Faire varier la position et la ligure de U queue, eu lui dounaat une courbure, et en la faisant dévier de la ligne que l’on suppose menée du centre dn soleil à celui de la comète. Cette déviation sera en raison delà courbure et de la rapidité du mouvement. Il peut arriver, en suivant celte hypothèse, que le mouvement dans le périhélie soit si considérable, que la force des rayons solaires produise une nouvelle queue avant que l'ancienne ait eu le temps de suivre le corps de la comète. Dans ce cas, on pourra observer deux queues semblables à celles qu'offrait la comète de 1744, lorsqu'elle était dans son périhélie.

Hailey, en parlant des grandes traînées de lumière de l'aurore boréale de 171 C* «lit qu'elles ressemblaient tellement aux longues queues des comètes, qu'à la première vue on pouvait s’y méprendre, et que celte lumière paraissait avoir la plus grande affinité avec celle de l'électricité vue dans l'obscurité.

MARCHE DES COMÈTES DANS LEURS ORBITES

qui traversaient l'espace, ou qui même s’engcndraient dans notre atmosphère ; mais on a reconnu depuis que c'étaient de véritables astres analogues aux planètes par leur mouvement propre, quoiqu'elles en dilTèrent dans plusieurs circonstances. Tandis que les planètes tournent dans des ellipses qui approchent assez du cercle, et qui par conséquent ne leur permettent pas de s’éloigner beaucoup plus à une époque qu'à une autre du soleil, qui en occupe un des foyers ; les comètes, au contraire, se meuvent autour du soleil dans des ellipses extrêmement allongées, que l’on peut souvent considérer comme de véritables paraboles , c’est-à-dire comme des ellipses dont le second foyer est éloigné à l’infini. La forme d'une ellipse allongée fait que la comète se trouve très-loin du soleil dans son aphélie, et très-près dans son périhélie; car on cite des comètes qui se sont approchées très-près du soleil, au point même que celle de 1680 n’était éloignée de cet astre que d’une quantité égale à la sixième partie de son diamètre. Il en résulte que la comète étant très-rapprochée de son centre d’attraction, doit marcher beaucoup plus vite (I), et comme elles ne sont ordinairement visibles que dans leur périhélie, elles le sont très-peu de temps à cause de la rapidité de leur mouvement.

La plupart des planètes circulent autour du soleil sans s’éloigner de l’un ou de l'autre côté de l’écliptique au delà de neuf degrés, c'est-à-dire qu'elles sont toutes situées à peu près dans le même plan; il en est de même de leurs satellites, et leur mouvement commun d’occident en orient semble rattacher leur origine à une cause commune. Les comètes traversent la sphère céleste en tous sens, s'éloignent plus ou moins des constellations du zodiaque, et ne semblent assujetties' à aucune des lois qui ont dirigé le mouvement des planètes. On en trouve, il est vrai, plusieurs dont la direction est d’occident en orient, comme celles des corps planétaires, mais plusieurs offrent un mouvement opposé d’orient en occident, que l’on nomme rétrograde, par opposition au précédent, qui étant

(I) La rapidité de celle comité' Â «on périhélie était, selon Newton , de 300,000 lieues par heure.

celui de presque toutes les planètes, est appelé direct.

On parvient , par le calcul, à déterminer i l’orbite parabolique d’une comète, et c’est cc que font les astronomes aussitôt qu’une comète parait. Ils cherchent à obtenir cc qu’ils appellent les éléments paraboliques, pour les comparer à ceux qui sont inscrits sur les tables ou registres des comètes, et savoir, par ce moyen, si c’est une comète nouvelle ou une comète à période , qui revient après avoir décrit son ellipse allongée.

Ce calcul lie peut se faire sans avoir déterminé au moins trois éléments de la comète ; ce sont :

L'inclinaison et la longitude du noeud, pour déterminer la position du plan de l’orbite ;

La longitude du périhélie , servant à faire connaître la direction du grand axe de l’orbite ou la situation de cette courbe dans son propre plan ;

La dislance périhélie, qui lève toute incertitude sur la forme de la parabole, carie foyer coïncide nécessairement avec le centre du soleil.

Le point de comparaison que l’on emploie pour déterminer l’inclinaison et la longitude du nœud, est le plan de l’écliptique que nous savons divisé en trois cent soixante degrés, et qui forme le grand cercle sur lequel se comptent les longitudes et duquel parlent les latitudes célestes. Le plan de l'orbite d'une comète , le plan qui contient l'ellipse et la parabole tangente passe par le soleil. Ainsi il rencontre l'écliptique suivant une ligne droite dont nous connaissons un premier point qui est le centre du soleil. Un autre point est nécessaire pour que la ligne soit déterminée. ,et l’on est convenu de choisir pour ce second point la division du cercle gradué de l'écliptique à laquelle la ligne droite aboutit. C’est à cc point d'intersection que l’on a donné le nom de nœud. Mais le nœud d'une comète se trouve par 10°, par 20°, par 30°, suivant que le plan de l’orbite coupe l’écliptique dans une ligne qui, en partant du soleil, aboutit au dixième, au vingtième ou au trentième degré de l’écliptique. La position du nœud est un des éléments dont le calcul donne la valeur.

Celte position désigne, pour ainsi dire, la ré-

MARCHE DES COMÈTES DANS LEURS ORBITES

gion du ciel à laquelle l'orbite fait face, sou | orientation; mais l'orientation n'est pas suffisante pour déterminer le plan ; il faut savoir de plus quel angle il forme avec l'ccliptique ; car, par une meme ligne, il peut passer mille plans différents. C’est à ce nouvel clément que l'on donne le nom d'i’tc/inanon.

Dans le plan, maintenant tout A fait déterminé, le grand axe de l'ellipse ou de la parabole peut être perpendiculaire à la ligne du nœud; il peut former avec elle un angle de 10', 20', 50', etc. On fera cesser toute incertitude à cet égard, en disant à quel point du cercle gradué de l'ccliptique, à quelle longitude correspond l'extrémité du grand axe, c’est-à-dire du périhélie. Ce sera la longitude du périhélie.

Si deux paraboles, dont le foyer commun est le centre du soleil, ont d'ailleurs le même axe, elles ne pourront différer l'une de l’autre qu'à raison de la distance de ce foyer au sommet de la courbe, qu’à raison de la distance périhélie. Cette distance exprimée en partie d’une unité qu’on pourra choisir arbitrairement, ne sera donc pas moins nécessaire à connaître que les autres éléments dont nous venons de parler, et l’on s'est accordé à prendre pour unité la distance moyenne de la terre au soleil (I).

Il reste encore beaucoup à découvrir sur la marche des comètes. On sait que plusieurs d'entre elles parcourent des ellipses dont le soleil occupe un des foyers, ce qui augmente singulièrement leur vitesse quand elles arrivent à leur périhélie; mais comme un corps qui tombe acquiert toujours de nouveaux degrés de vitesse, une comète qui arrive vers le soleil presqu'en ligne parabolique, garde à chaque instant la somme des forces acquises dans les instants précédents. Ainsi cette force augmente tellement, que l'astre a autant de vitesse pour remonter, qu’il en a eu pour descendre, et repasse par les mêmes degrés de vitesse, comme un pendule qui fait ses vibrations. La marche de la comète se ralentit ensuite à mesure qu'elle s’éloigne du foyer occupé par le soleil ; et dans son plus grand

(I) Arago, Annuaire du Sureau des Longitudes,

J éloignement, qu'il est bien difficile de connaître, elle roule lentement et toujours invisible à nos yeux.

Il est des comètes qui décrivent des paraboles, et qui par conséquent s'éloigneut indéfiniment de notre soleil. Elles pénètrent probablement dans d’autres systèmes planétaires, dont les astres changent leur direction, et leur font peut-être décrire une série d’A^-perholes; en sorte qu'une comète que nous voyons, et que notre soleil dérange de sa route pendant quelque temps, va peut-être disparaître pour toujours, et gagner d’autres étoiles de notre nébuleuse.

Du moment que l'on est assuré que certaines comètes décrivent des ellipses autour du soleil, on doit prévoir qu'à une certaine époque elles reviendront à leur périhélie, et qu’elles seront de nouveau v isibles pour nous. Un a même vu plus haut , qu’au moyen de certaines observations, on était parvenu à calculer l’époque de leur retour, malgré d'assez grandes difficultés qui se présentent dans ces sortes de calculs. C'est en comparant les éléments paraboliques d'une comète, qu’on est parv enu à en reconnaître plusieurs qui avaient déjà paru autrefois, et dont on a constaté l’identité. llalley fut le premier qui prédit le retour d’une comète qui parut en 1682. Il l'annonça pour 1 759, et l’événement confirma sa prédiction, llalley cependant n’avait pu préciser le jour du passage de l’astre au périhélie; il aurait eu à calculer l'influence que devait exercer sur la comète le voisinage de deux grosses planètes, Jupiter et Saturne.

Clairaut, aidé des calculs de Lalande, entreprit cette tâche difficile, et arriva au résultat curieux, que la comète mettant cette fois six cent dix-huit jours de plus qu’à la révolution précédente, Saturne dev ait la retarder de cent jours, et Jupiter de cinq cent dix-buit. Quelques quantités très-petites, négligées dans le calcul, pouvaient donner, d’après Clairaut, trente jours de différence en plus ou en moins pour soixante-seize ans. Annoncée pour le milieu d’avril, elle passa le 12 mars, et confirma ainsi les longs calculs des astronomes français.

Damoiseau, membre dn bureau des longitudes, a calculé le prochain retour de cette même comète, dont la période est de soixaolc-

MARCHE DES COMÈTES DANS LEURS ORBITES

quinze à soixante-seize ans, et a annonce ' son passage au périhélie, te 10 novembre 1838.

Cette comète avait déjà été remarquée avant 1682. Elle parut en 1308, et se présenta, au rapport des historiens, avec de grandes dimensions qui causèrent alors tant d’effroi qu'on la désigna sous le nom de cometa horrttuiœ magnilvdinis. Elle reparut encore en 1436, suivie d'une queue qui occupait dans te ciel un espace de 60°. A cette époque, l'empire grec tombait sous la domination des Turcs ; et des prières publiques furent ordonnées par le pape Calixte , qui attribuait la présence de cet astre à la colère divine. On la revit en 1531, en 1607. En 1682, elle offrait encore une queue longue de 30°; sa dernière apparition date de 1789. On a remarqué que sa grandeur et son éclat diminuent à chaque apparition nouvelle , et quelques astronomes pensent qu’en décrivant leur course immense à de grandes distances du soleil, les comètes y perdent à chaque révolution une partie de la matière qui, près du périhélie, s’était détachée de la nébulosité pour former la queue. Le fait est que la queue des comètes semble augmenter à mesure que ces astres approchent du soleil qui, selon toute apparence, volatilise une par- . lie du noyau, et disparaît peu A peu à mesure que la comète s’éloigne de son périhélie. Nous ne devons donc pas nons attendre à voir, en 1838, une comète aussi brillante que cellede 1682 et de 1739; car il pourrait se faire que les comètes les plus brillantes se dissipassent complètement à la suite des temps.

De Laplace pense aussi que les substances évaporables d’une comète diminuent i chacun de ses retours au périhélie, et qu’elles doivent, après plusieurs retours , se dissiper entièrement dans l'espace , en sorte que la comète ne doit plus offrir qu'un noyau fixe. C’est ce qui doit arriver plus promptement pour les comètes à courte période , et l’on peut soupçonner que celle de 1682, dont la révolution 1 n’est que de soixante-seize ans, et la seule i laquelle on ait jusqu’ici soupçonné des phases, approche de cet état de fixité.

L’attraction considérable que les grosses planètes exercent sur les comètes , prouve le peu de matière qu'elles contiennent , quoiqu’elles paraissent assez souvent sous un vo-

lame considérable. Cette attraction est telle qu’elle peut changer l’orbite d'une comète, et l’on en a un exemple dans celle de 1770, qui n’a plus reparu pour cette raison. Lexell trouva que le grand axe de l’ellipse égalait seulement trois fois le diamètre de l'orbite terrestre ; à cette époque, on ne croyait pas que le grand axe de l'ellipse d’une comète pût être aussi court. Il donnait pour le retour périodique de l’astre, un espace de cinq ans et demi. Cette comète passa probablement une seconde fois au périhélie sans être aperçue, et ne reparut plus.

Lexell remarqua que la comète avait dû passer dans le voisinage de Jupiter, en 1767, à moins de la cinquante-huitième partie de sa distance au soleil ; qu'en 1779, quand elle revenait à nous , elle se trouva vers la fin d'aout , environ cinq cents fois plus près de cette même planète que du soleil , en sorte qu’alors, malgré les immenses dimensions du globe solaire, son action attractive sur la comète n’était pas la deux-centième partie de celle de Jupiter. Ainsi on ne pouvait douter que la comète n’cùt éprouvé des perturbations considérables en 1767 et 1779. En employant les formules de la mécanique céleste, on trouve d'abord qu’en 1767, avant que cet astre se fût approché de Jupiter, l'orbite elliptique qu’il décrivait correspondait non à cinq , mais A cinquante ans de révolution autour du soleil ; ensuite qu’en 1779, i sa sortie de la sphère d’attraction de la même planète, l’orbite de la comète ne pouvait pas être parcourue en moins de vingt ans. Il résulte des mêmes recherches, qu’avant 1767 , pendant toute la durée de sa révolution, la plus petite distance de la comète au soleil fut de cent quatre-vingtdix-neuf millions de lieues (de 2,000 toises), et qu’après 1789, ce minimum de distance devint cent trente-un millions de lieues; c'était encore trop pour que la comète pût être aperçue de la terre. Jupiter, en changeant l'ellipse de cette comète, fût donc la cause qui la fit apercevoir en 1770 ; et , en changeant de nouveau son orbite en 1779, il produisit un effet inverse en la dérobant pour toujours à nos yeux.

Deux autres comètes parcourent des ellipses, dont l'autre foyer n’est pas tellement éloigné du soleil , qu’elles ne reparaissent la