SR RE

Afin de déterminer la direction de la queue, M. Heis a marqué sur une carte les positions du Soleil de minuit en minuit, et, comme il s’est servi d’une projection gnomonique ou centrale, sur laquelle les grands cercles sont représentés par des droites, il suffit de tirer une ligne droite par le Soleil et la tête de la comète pour avoir la projection du rayon vecteur. Il est donc bien aisé de comparer cette direction avec celle de la queue, jour par jour: on y constate que, dans les derniers

jours principalement, ces deux directions s'écartent beaucoup l’une de l’autre. à

M. Faye, en présentant cette curieuse projection à l’Académie, a fait remarquer que, dans les premiers jours de juillet, la queue était à peu près dirigée sur le prolongement du rayon vecteur, ou du moins ne faisait avec lui qu'un très-petit angle aigu, mais que, de jour en jour, cet angle à été en augmentant trèsrapidement, surtout vers le 19 juillet, à tel point que, le 20, tout d’un coup, pour ainsi dire, cet angle est devenu très-obtus. Ce jour-là la queue semblait plutôt dirigée du côté du Soleil que du côté opposé. Cette incroyable variation dudit angle, si facile à suivre de jour en jour sur la carte de M: Heis, est un fait nouveau. « Mais, malgré les apparences, dit M. Faye il ne constitue pas une dérogation à la loi théorique suivant laquelle la direction de la queue, simple ou multiple, doit être, à l’origine, diamétralement opposée au Soleil, ou du moins ne faire qu’un petit angle avec le rayon vecteur; il montre seulement que la Terre, vers le 20 juillet, a dû se trouver, non pas précisément dans l’espèce d’angle formé par la queue recourbée en arrièreet le prolongement du rayon vecteur, mais trèsprès d'une telle position. »

Si la queue a toujours paru mince et presque droite pendant le mois de juillet, c’est qu'elle a toujours été vue presque par la tranche et non par le plat, comme celle de la comète de Donati. La théorie montre, en effet, contrairement à ce qu’on pensait du temps d'Arago et à ce qu’enseignent les Traités d’Astronomie, que les queues ces comètes sont plates, et non pas en

LA COMETE COGGIA. 207

forme de cônes, et qu’elles développent leur courbure en s’étalant dans le plan de leur orbite. Lorsque la Terre est très-voisine de ce plan, cette courbure disparaît totalement dans la perspective qui se peint pour nous sur la voûte céleste ; alors la queue paraft sensiblement droite et d’une largeur à peu près uniforme ou très-peu croissante depuis la tête jusqu'à l'extrémité.

Pendant la période de visibilité de cette intéressante comète, un grand nombre de calculateurs ont cherché les éléments de son orbite, en prenant pour base trois observations aussi précises que possible et les plus écartées possible l’une de l’autre. Voici les principales orbites calculées. Elles sont toutes elliptiques, et non paraboliques, comme on l'avait cru d’abord. Le mouvement est direct.

Tietjen. Schulhof.

z — 1894; juill. 8,48045 r — 1874; juill. 8,86010 GE PART ONE Gen 192 dual TVA UE 200) D —=t118:31:29 Qi 8 "40.2 10 007)0: 1 = 009 17-90 logqg — 9,828881 p— 77. 1.42

loga — 1,/42/4690 logg — 9,831544 Holetschek. Geelmuyden.

r —= 1894; juillet 8,77024 r — 1874; juill. 8,86606

HO OMAN; 7r

a — 192.10. 7 I — 271. 9.17 ÇQ = 118.39.56 Gà = 118.44.37 10, 06:10: 12 1e 66.2117 logg — 9829996 loge — 9,999355/

loga — 2,6792644 logg — 98297742

Ces diverses orbites s'accordent pour évaluer la

période de révolution de cette comète à une durée respectable de 9000 à 10000 ans. « |

La comète Coggia a été observée en Australie, à Melbourne et à Sydney, jusqu’à la fin de la première semaine du mois d'octobre. Si l’on compare l’observation de Melbourne, faite le 6 de ce mois, avec la position donnée pour les éléments elliptiques par le professeur Tietjen, on trouve que la différence entre l'observation et le calcul est inférieure à une minute d'arc et, d'autre part, les observations faites en Europe jusqu'au milieu du mois de juillet sont trèsexactement représentées par ces éléments. Depuis le 17 avril, jour de la découverte, jusqu’au 6 octobre, Ja comète a parcouru un arc de 205 degrés d’anomalie vraie, et l’accord avec l'orbite calculée montre que cette comète, qui attirait l'attention générale, se mouvait réellement sur une ellipse de très-longue période. La durée de révolution de l’ellipse de M. Tietjen est évaluée à 9000 ans; mais cet élément pourrait être grandement modifié sans qu’il y eût de très-fortes différences entre l'observation et le calcul. Lorsque cette comète aura été l’objet d’une investigation complète, comparable à celle que le D’ Asten a consacrée à la grande comète Donati de 1858, on pourra tracer des limites plus précises à cette durée de révolution; mais il est probable qu’elle restera toujours extrêmement longue.

Cette belle comète a été l’objet d'analyses spectrales nombreuses et fort intéressantes.

M. Huggins, auquel on doit les principaux progrès

LA COMÈTE COGGIA. 209

accomplis dans l'analyse spectrale des comètes, a examiné celle-ci avec tous les soins possibles et a bien voulu nous envoyer les résultats de ses observations. Nous nous faisons un devoir de les résumer ici.

Trois spectres doivent être distingués dans la lumière de la comète :

1° Le spectre des bandes brillantes ;

2° Le spectre continu du noyau;

3 Le spectre continu qui accompagne le spectre gazeux dans la chevelure et qui représente presque entièrement la lumière de la queue.

Dans le premier de ces spectres, trois bandes bril- Jantes se montraient dans la même position et avec le même aspect que celles qui caractérisaient le spectre de la comète IF, 1868. Dans cette comète-ci, il est vrai, ces bandes n’ont pu être résolues en lignes, mais dans celle de 1874 on a pu y parvenir. Cette division en lignes a été très-visible, surtout à la limite de la chevelure, où le spectre continu était très-faible.

Ces lignes correspondaient à celles du gaz oléfiant. M. Huggins voit donc en elles le spectre du carbone. En examinant attentivement leur position, il constata qu’elles étaient déplacées dans le sens du rapprochement de la Terre, et que ce déplacement indiquait une vitesse vers la Terre d'environ 4o milles par seconde — vitesse presque double de celle du mouvement réel de la comète (en tenant compte de la translation de la Terre qui, du reste, ne nous rapprochait alors de la comète que dans la proportion d’un mille par seconde). La vitesse orbitale de la comète la rapprochait de 24 milles. I reste donc une quantité de

mouvement inexpliquée, si observation est suffisante pour s'arrêter à cette différence.

Quant à décider si les bandes brillantes étaient produites par de la vapeur contenant du carbone sous quelque forme, il n’est pas sans importance de remarquer que la ligne brillante située près de C, qui accompagne les trois bandes dans le spectre du carbone et de ses composés, était absente dans le spectre de la comète. L'absence de cette ligne ou son extrême faiblesse peut, dit l'observateur anglais, être expliquée par la faible température de la matière cométaire.

Dans le spectre continu du noyau, l’auteur n’a pu trouver aucune ligne sombre ni aucune ligne brillante autre que Îles trois bandes brillantes signalées plus haut.

Les rayons violets paraissaient absents du spectre de la comète.

Au télescope, le noyau produisait tout à fait l’impression d’un corps enflammé. Le 6 juillet son diamètre était de 1”8; le 13, il atteignait 3 secondes; le 15, il paraissait allongé vers l’est avec un angle de 40 degrés avec l'axe de la comète. Sa couleur resta orangée, et celle de la chevelure verdâtre.

Le spectre continu qui accompagnait le spectre gazeux a été vu sur tous les points de la chevelure, très-faible vers les bords, où les bandes brillantes étaient, au contraire, plus marquées.

Le plus grand éclat de certaines parties des enveloppes et de la chevelure paraissait dû principalement à la présence d’une plus grande quantité de la matière qui produisait le spectre continu.

La lumière polarisée a été reconnue sur tous les points de la comète; elle paraissait former environ un cinquième de la lumière totale. Il semble qu'elle était en plus grande proportion dans la queue, surtout au loin.

On peut attribuer pour une large part le spectre continu à la lumière solaire réfléchie. À quelle source doit-on attribuer le reste? Est-ce à la réflexion venant de particules trop grandes relativement aux longueurs d'onde de la lumière pour qu’il y ait polarisation? ou bien serait-ce à des particules solides incandescentes? On ne peut guère supposer, par suite du spectre à bandes, du gaz assez dense pour donner un spectre continu. D'autre part, une chaleur suffisante pour maintenir le noyau à l'état d’incandescence ne paraît pas pouvoir être attribuée à la radiation solaire seule. Y a-t-il là quelque opération chimique? La lumière de la comète serait-elle due à de Pélectricité excitée sous quelque forme par l'effet de la radiation solaire sur la matière cométaire? Y a-t-il aussi là un mouvement moléculaire et calorifique? Ce sont là autant de questions que nous pouvons poser, mais non encore résoudre.

Pendant que M. Huggins faisait en Angleterre l’anaiyse chimique de la comète, le P. Secchi la faisait à Rome, M. Rayet à Paris, M. Vogel en Allemagne, etc. Dès le 19 mai, l’astronome romain écrivait :

« La saison a été très-contraire aux observations de la comète découverte par Winvecke et Tempel dans le mois passé : je n’ai eu qu’une matinée pour faire une observation spectrale passable. Le matin du

20 avril, la lumière de la comète était assez belle ; elle présentait un noyau nébuleux environné d’un éventail de nébulosité irrégulière. Le spectroscope simple appliqué à la grande lunette de Merz montra des traces de bandes ; mais, la diffusion de l’objet ne permettant pas l’usage de cet instrument, on appliqua le spectroscope composé, en se servant toutefois de la lunette, car la faiblesse était telle qu’on n’apercevait rien de bien sûr.

» Alors, ayant ôté la lunetté et regardant à l'œil simple, le spectre parut très-nettement formé de trois bandes très-bien séparées : une dans le vert bleu, une autre dans le vert, et la troisième dans le jaune vert. La première était la plus vive et la plus étendue; les deux autres, et surtout celle du milieu, étaient plus faibles.

» À première vue, j'ai jugé que ces bandes se trouvaient à la place des bandes des autres comètes, mais je n'ai pu prendre de mesures rigoureuses. Il était à espérer que la comète de Coggia se prêterait mieux à ces observations, qui présentent un grand intérêt pour la théorie de ces astres.

» En effet, le 16 et le 17 courant, au soir, j'ai profité des premiers jours de beau temps pour observer cette comète. Le voisinage d’une étoile plongée dans la nébulosité, le 16, ne permit aucune observation assez sûre. Le jour suivant, assisté par le P. Ferrari, j'ai pu constater que le spectre était vraiment à bandes; deux surtout étaient très-vives dans le vert et le vert jaune. Ayant éclairé le tube de la lunette devant la fente avec la lumière diffuse de différents gaz, les

groupes les plus brillants étaient dans le vert (longueur d'onde, de 516 à 506, bande Cy de M. Salet), et l’autre dans le vert jaune (longueur d'onde, de 563 à 554, bande Cf).

» Il est très-remarquable que toutes les comètes observées jusqu'ici ont présenté les bandes du carbone.

» Dans une de mes Communications précédentes, j'ai constaté, par des expériences directes, que la raie de la Couronne solaire 1474 n’appartient pas au fer. Dernièrement, j'ai eu une confirmation de ce fait ; car le matin du 6 mars, vers 9" 10", en observant une magnifique éruption, j'ai VU, renversée dans toute la largeur du spectre, la raie 1474, pendant que les deux du fer qui lui sont voisines n'étaignt renversées que dans un espace très-petit et d’une manière à peine perceptible pour un œil exercé. Si ces trois raies provenaient toutes du fer, elles auraient dû être renversées. »

Le 22 juin, le même astronome ajoutait :

« Nous avons constaté, le 18 et le 19, que le spectre à bandes du carbone se développe considérablement, la bande verte restant toujours la plus vive, tandis que, dans la comète de Tempel, la plus vive était la jaune. Cela prouverait que les combinaisons des gaz ne sont pas rigoureusement les mêmes pour toutes les comètes.

, Au commencement du mois, on n'avait que le spectre à bandes ; maintenant il y a une ligne générale qui réunit les bandes correspondant au noyau, de manière à présenter un spectre continu. L’intensite n’est pas encore suffisante pour permettre, avec nos instruments, de séparer les raies en bandes. La forme du spectre est à peu près celle de la figure suivante.

» Il est remarquable que les bandes de la comète sont plus estompées et plus diffuses que les bandes de l’oxyde de carbone : elles rappellent celles que présente l’image de l'arc électrique dans l'intervalle entre les charbons, lorsqu’on le projette par la fente, ou le spectre obtenu par l’étincelle électrique, dans la vapeur de benzine. »

Au milieu du mois de juillet, lorsque la comète allait nous quitter, on continua de l’étudier en ftalie.

Fig. 41.— Spectre de la comè'e Coggia.

La polarisation de la lumière était très-sensible. On l'examina 1° avec un biquartz qui donnait très-nettement le champ rouge et vert; le noyau lui-même était de deux couleurs lorsque la ligne de jonction le divisait en deux; 2° avec le polariscope à bandes de Savart : les bandes étaient plus sensibles lorsqu'elles étaient perpendiculaires à la queue; lorsqu'elles étaient parallèles, elles se confondaient avec les irrégularités des trainées de la queue elle-même ; 3° avec le prisme de Nicol seul, on distinguait parfaitement la différence d'intensité dans les deux positions normales : cet in-

strument donnait un plan de polarisation longitudinai et passait par l'axe de la queue.

Dans la grande comète de 1862, le P. Secchi avait déjà observé une polarisation très-sensible ; on l'avait mise en doute : cette fois, le doute est impossible; M. Tacchini, de Palerme, l’a également vérifiée.

Lorsqu'on employait le biquartz, dans le demi-champ

Fig. 42. — Spectre de la comète Coggia.

rouge, la lumière devenait très-faible; elle restait au contraire très-belle dans le demi-champ vert, ce qui se comprend facilement, la comète étant de couleur verte.

Dans les derniers jours, on a obtenu un spectre linéaire du noyau, s’étendant du rouge au bleu, sensiblement continu ; mais, en l’examinant avec soin, on apercevait de légères interruptions ou bandes, très-difficiles à fixer. Ces interruptions étaient plus sensibles près des bandes du second spectre super-

posé à ce spectre continu ; ce second spectre était formé des trois bandes; leur largeur était assez considérable. Notre fig. 42 montre comment ces deux spectres se superposaient. En observant au prisme de Nicol le spectre ainsi composé, on voyait la partie continue s’affaiblir considérablement, tandis que les bandes conservaient leur vivacité. Cette remarque est en faveur de la théorie qui attribue le spectre continu à la lumière réfléchie. En employant un fort grossissement dans le spectroscope, le spectre était réduit aux trois bandes.

Observée aux oculaires ordinaires, la comète était magnifique. Le 9 juillet, elle formait un éventail rougeâtre (par contraste) d'environ 180 degrés d’ouverture, à rayons curvilignes et partant d'un noyau jaune verdâtre. En poussant le grossissement jusqu’à 1000 fois, on voyait le noyau surmonté seulement de très-faibles panaches et réduit à une petite sphère diffuse, de 2 secondes de diamètre à peine. L'absence de toute limite tranchée, et l'effet produit par les forts grossissements prouvent que ce noyau ne contenait pas de corps solide. Les mêmes grossissements montrent, en effet, les satellites de Jupiter avec un disque nettement tranché.

Sur l'invitation de M. Hind, on a cherché en Italie la comète pendant le jour, mais sans succès. « Il parait peu probable, remarquait le P. Secchi, qu’on puisse la voir dans ces conditions, car Jupiter, qui est bien plus brillant, n’est pas lui-même visible, » (Nous avons vu plus haut que elle a été aperçue en Australie.)

Ayant comparé les positions des bandes brillantes du spectre cométaire avec celles des spectres de l’oxyde de carbone et de l'acide carbonique, le P. Secchi les trouva correspondantes ; mais, en employant les hydrocarbures, aucune raie hydrogénique ne parut coïncider avec celle de la comète. Ges résultats prouvent qu’il n’est point encore certain qu’il y ait là précisément ce qu’on y croit voir. Une lettre adressée de Moscou aux Spectroscopistes italiens, par le professeur Bredichin, annonce à ce propos que ce savant a comparé les positions des bandes du spectre de la comète avec celles du carbure d’hydro- . gène d’un tube de Geissler, et que dans les limites des erreurs des observations (il en a fait plus de dix) les bandes de la comète coïncident avec les bandes de l’hydrocarbure, dont les longueurs d'onde sont 563,3; 516,4; 474,2; à l'échelle d'Angstrôm. Oui, sans doute, dans les limites des erreurs d'observation; or ces limites sont ici très-larges.

À Palerme, M. Tacchini a fait aussi, sur le spectre de la comète et sur la polarisation de sa lumière, des observations fort intéressantes. Les raies brillantes observées furent au nombre de quatre qui, reportées sur un spectre solaire, correspondaient aux positions suivantes de l'échelle d’Angstrôm: 677, 562, 511 et 480. Les positions de ces raies ne peuvent être considérées comme rigoureusement exactes, à cause du moyen qui servit à les obtenir; mais les trois dernières lui ont paru correspondre au spectre du carbone. Celle du rouge était moins distincte que les autres, parce que, dans cette partie, le rouge était

Elammarion. — VIT, 10

très-vif et diffus; cette raïe se vit bien seulement dans les premières soirées, c’est-à-dire dans les derniers jours de juin et les premiers jours de juillet. Les trois autres lignes n'étaient pas d’égale longueur, et la plus étendue était la 562; la 5rr était la plus vive de toutes et paraissait quasi blanche, ainsi qu’il arrive aux raies du magnésium après les éruptions (solaires). Le spectre continu du noyau de la comète se projetait comme sur un fond formé d’un spectre solaire plus intense, où le rouge, ainsi qu’il vient d’être dit, était plus dilaté. Ce beau ruban coloré ne se voyait qu'au passage du noyau, lequel, vu simplement à l’oculaire, paraissait d’un blanc verdâtre, tandis que l'éventail était sensiblement rosé, même en occultant le noyau.

Dans la vive lumière solaire que réfléchissait le noyau, devaient se montrer des traces de polarisation ; pour es vérifier, M. Pisati, professeur de Physique, dirigea un polariscope sur la comète. Ayant appliqué un biquartz à la lunette, il trouva ces traces de polarisation, mais faibles; à l’aide d’un prisme de Nicol, la lumière parut fortement polarisée, et le plus grand affaiblissement de lumière fut trouvé quand la section principale du Nicol coïncidait avec la direction de la queue, d’où il suit que la lumière était polarisée dans un plan passant par le Soleil. L'expérience fut répétée aussi sur la partie la plus vive de la queue et donna le même résultat. Vers le milieu, la lumière était si faible qu’on ne pouvait rien conclure de certain; mais il semble probable que la réflexion avait lieu sur toute la longueur de la queue (*).

(*) Memorie della Società degli Spettroscopisti italiani. Luglio 1834.

Ces conclusions, très-décisives, comme on le voit, de la polarisation de la lumière dans la comète de Coggia, ont été confirmées, d’un autre côté, par des observations faites à Yale-College (États-Unis) par M. Wright, et d’où il résulte « qu’une portion considérable de la lumière de la comète dérive du Soleil par voie de réflexion ».

D'un autre côté, les Astronomische Nachrichten ont publié (n° 2018) un long article détaillant les observations spectroscopiques faites sur les comètes de Winnecke et de Coggia. Les observations de la comète de Winnecke, faites le 7 et le ro mai 1874, ont montré que son spectre consistait en trois bandes brillantes, celle du milieu étant la plus lumineuse, et nettement limitée vers l'extrémité rouge du spectre. La partie la plus brillante de cette bande paraissait un peu plus réfrangible que Ja ligne b,, tandis que le commencement de la bande coïncidait avec cette ligne. La partie centrale de Ja comète présentait plusieurs points brillants semblables à des étoies de 12° à 14° grandeur, et donnait un faible spectre continu.

Le 6 mai, la comète de Coggia offrait un spectre composé de trois bandes: la centrale était très-brillante près de la ligne b; la moins brillante était celle du bleu, Le noyau et les parties environnantes ont donné un spectre continu, s'étendant depuis Îa longueur d'onde 590 jusqu’à 440.

Le 18, la ligne médiane paraissait nettement terminée du côté du rouge, et se fondait insensiblement du côté du bleu. La longueur d'onde de la première limite a été estimée à 515. Les autres bandes n'étaient

pas si nettement terminées du côté du rouge que la . bande centrale; l'éclat relatif des trois peut être désigné par les chiffres : jaune — 2, vert = 4, et bleu — 1. Les bandes étaient renforcées lorsqu'elles étaient croisées par le spectre continu du noyau. Aucune autre bande n’était visible. Les positions du commencement des bandes ont été, d’après la moyenne des observations : 1° 562,5; 2°—515,1; et3°=— 471,5. On a remarqué une variation dans leur éclat comparatif, ainsi que des traces d'absorption.

M. Rayet, astronome de l'Observatoire de Paris, avait de son côté présenté à l’Académie des Sciences les observations que nous allons résumer.

Depuis que les astronomes disposent du spectroscope pour leurs études de physique céleste, aucune comète brillante, visible à l'œil nu, ne s’est : montrée dans la partie du ciel que nous pouvons explorer ; et cependant les problèmes qu’un astre semblable permettrait d’élucider sont nombreux. Signalons | seulement la mesure précise et rigoureuse de la longueur d'onde des trois bandes lumineuses de leur | spectre et la détermination de l’espèce chimique du corps auquel elles répondent.

Toutes les comètes qui, d’après leur marche, s’annoncent comme devant être visibles à l’œil nu sont | donc intéressantes à étudier, et à étudier depuis leur | apparition, dans l'espérance de quelque transformation | dans leur spectre. 6

Le 19 mai, M. Rayet a pu faire, avec M. Wolf, une première observation spectroscopique de la comète Coggia. Elle avait près de 3 minutes de diamètre,

et une queue commençait à se développer. La lumière, analysée par le prisme, donnait un spectre continu depuis l’orangé jusque vers le bleu (spectre du noyau solide), traversé par trois bandes brillantes (spectre de la nébulosité gazeuse); c’est le spectre bien connu des astres de cette espèce; mais il différait des spectres ordinaires par les dimensions et l'éclat relatif des diverses parties. Ainsi, tandis que le spectre continu du noyau est en général large et diffus, il était, pour la comète de Coggia, très-étroit. D'un autre côté, les bandes lumineuses transversales, au lieu de s’estomper vers le côté le plus réfrangible, se terminaient, vers le rouge et vers le violet, par des lignes droites assez neltes, surtout pour la bande médiane la plus longue et la plus lumineuse.

Le 5 juin, la comète a paru formée d’un noyau rond très-brillant (son éclat égalait celui d’une étoile de 8 grandeur à peu près) et dont les contours tranchaient, avec une netteté remarquable, sur la nébulosité environnante ; la posilion de ce noyau s’observait avec la même exactitude que celle d’une étoile Autour de ce point s’étendait une nébulosité circulaire d'environ 4 minutes de diamètre et dont l'éclat décroissait progressivement du centre à la circonférence. Cette nébulosité se prolongeait, du côté opposé au Soleil, en une queue dont on suivait le développement jusqu’à près de 8 minutes du noyau.

La lumière de l’astre était assez intense pour fournir un spectre bien visible.

Le spectre continu, correspondant au noyau, était remarquablement étroit, presque aussi étroit que

celui d’une étoile vue dans le même instrument ; il rappelait le spectre d’une étoile de 6° grandeur, mais sans coloration vers les extrémités. Le spectre s'étendait, de part et d’autre, au delà des trois bandes lumineuses.

Le spectre à bandes brillantes était composé de trois lignes qui, par leur réfrangibilité, répondaient au jaune, au vert et au bleu. La bande centrale était longue, très-lumineuse, et se terminait, vers le rouge et vers le violet, par des lignes droites tranchées ; elle n'avait donc rien conservé de cette apparence dégradée vers le violet que l’on rencontre dans le spectre des comètes télescopiques ordinaires. Les bandes du jaune et du bleu cffraient un éclat environ moitié de celui de la précédente; elles étaient un peu diffuses vers les bords et se rapprochaient du type ordinaire.

Si, au lieu de porter la fente du spectroscope sur l’image focale du noyau, de manière à obtenir tout à la fois le spectre du noyau et celui de la nébulosité qui l'entoure, on plaçait la fente de manière à couper l’image de la queue, on obtenait un spectre qui offrait les trois bandes brillantes, déjà décrites, sans trace de spectre continu et séparées les unes des autres par des intervalles obscurs. Dans la queue, il n’y avait donc point de matière solide incandescente en quantité sensible. . Ces résultats de l’analyse spectrale de la comète de Coggia, ajoutés à ceux des comètes précédentes, sont importants par les conséquences qu’il est permis d’en tirer sur la constitution physique et chimique de quelques-unes d’entre elles.

Il y a d’abord un fait commun à toutes les comètes dont la lumière a été analysée. Ce fait, c’est que leur spectre consiste principalement en un certain nombre de bandes lumineuses brillantes, séparées par d'assez larges intervalles obscurs. Le spectre continu, d'ailleurs très-faible, sur lequel se projettent ces bandes, n'existe ou du moins n’est visible que pour quelques-unes d’entre elles ; les comètes dont le noyau était très-faible, comme celui de la comète d’Encke, ou n’était pas encore assez lumineux, n’ont pas donné de spectre continu. M. Guillemin, dans son beau livre sur les Comètes, conclut avec raison de ces expériences que les bandes brillantes sont produites par la lumière des atmosphères ou des chevelures cométaires.

Ainsi les comètes à noyau, dont la lumière a pu | être analysée par le prisme, seraient ainsi constituées :

Au centre de la nébulosité un noyau donnant un spectre continu. Cela indique-t-il nécessairement une matière liquide ou solide incandescente ? On pourrait l’affirmer si la continuité de ce spectre pouvait être regardée comme entière, mais sa faiblesse est telle qu’il est difficile de dire si la lumière dont il brille est une lumière propre due à l'incandescence de la matière qui compose le noyau, ou si elle est la lumière réfléchie du Soleil. Peut-être participe-t-elle de ces deux origines, surtout quand la comète, en approchant du périhélie, acquiert une température croissante : les observations de polarisation par réflexion prouvent en tout cas qu’une partie au moins de cette lumière vient du Soleil.

Quant à la lumière des atmosphères et des queues, le spectre à bande brillante dénote, dans la matière qui les forme, à la fois l’état gazeux et l’incandescence. L'identité, sous ce rapport, de la queue et de la chevelure dans la comète de Coggia montre bien que c’est la matière de l’atmosphère qui, sous une action répulsive, va former à l’opposé du Soleil l’appendice cométaire. Comme, d’autre part, les phénomènes des aigrettes émanées du noyau prouvent que les enveloppes atmosphériques se forment aux dépens de ce dernier, il semble bien difficile d'admettre l’incandescence pour l'atmosphère cométaire et pour les queues, si le noyau lui-même dont elles se forment incessamment ne jouit pas de cet état d’incandescence; donc il est probable que les noyaux cométaires, tout au moins dans le voisinage du périhélie, émettent, outre la lumière réfléchie du Soleil, de la lumière directe, émanée de leur propre substance.

Maintenant, est-il bien certain qu'on connaisse la nature chimique des comètes et qu’elles soient sûrement composées de carbone ?

L'analyse spectrale n’a été appliquée jusqu'ici qu’à des comètes de faible lumière ; néanmoins les observations ont étendu considérablement nos connaissances à l'égard de ces corps célestes. Les spectres de toutes les comèêtes examinées ont principalement consisté en une série de lignes brillantes ou bandes lumineuses, -et en un spectre continu très-faible. Il en résulte que la principale partie de la lumière des comètes leur appartient en propre et provient probablement d’un gaz brûlant, tandis que la partie restante provient de la réflexion de la lumière solaire.

On peut signaler les comètes de Brorsen (I, 1868), de Winnecke (If, 1868), et de Coggia (1874) comme ayant été les plus brillantes de celles qui ont été examinées depuis les applications astronomiques de l’analyse spectrale. Le spectre de la première consistait en trois bandes brillantes dont M. Huggins chercha à déterminer la position avec le plus grand soin, mais qui ne purent être identifiées avec les lignes spectrales d'aucune substance terrestre. Le spectre de la comète de Winnecke, également examiné par M. Huggins, était quelque peu différent, mais consistait aussi en trois bandes brillantes ressortant sur le spectre continu, nettement définies du côté de l'extrémité rouge du spectre, mais diffuses de l’autre côté. La comparaison du spectre de la comète avec celui du gaz oléfiant montra une similitude frappante entre les deux, et le physicien anglais put fixer avec une sorte de certitude la coïncidence de trois bandes brillantes. L'idée que la substance de cette comète devait être un hydrocarbure fut généralement acceptée, et l’on ne tarda pas à la généraliser à toutes les comètes.

Cependant il serait intéressant d'examiner plus attentivement ces spectres, et de comparer les spectres des comètes Coggia, Henry et Winnecke avec ceux des gaz carbonés. C'est ce que nous allons faire dans le tableau suivant,

Là