I08 L* ASTRONOMIE EN 1 865 ET

suivaient pas d'arc et ne présentaient qu'un globe de lumière; il fut facile de voir que fort peu ou même aucune ne parurent obéir à aucun autre centre d*érup* lion que celui du Lion. Vers minuit, le point rayonnant fut certainement marqué plusieurs fois entre les astérismes de TOurse et les étoiles du Lion, alors à peine au-dessus de rhorizon. Vers a h. 3o m., lorsque le vol des étoiles se fut élevé et que le Lion fut à 4o® audessus de l'horizon, on en vit trop peu assez proches du Lion pour qu'on puisse les rattacher à ce centre. »

Le type général des météores fut celui d'un feu d'artifice, suivant l'astronome d'Oxford, finissant en un globe de lumière rougeâtre, avec une longue traînée bleuâtre, paraissant caillée ou résolue; de telle sorte que cette traînée constituait une longueur étincelante en forme de lance, très-souvent séparée par un grand intervalle du principal globe de lumière.

Vers la h. 4^ ni. 10 s., on vit au nord le globe se diviser lui-même, souvent s'agrandir comme l'extrémité d'un morceau de métal chauffé à Toxygène. La grandeur excéda quelquefois celle de tout objet céleste visible, par exemple Sirius; très-souvent elle fut plus brillante que Mars, et que Jupiter en son meilleur état.

La traînée fut pr^ue toujours droite ou uniformément arquée, 'quelquefois serpentant en apparence (formant sans doute une longue spirale en réalité). La longueur d'un certain nombre de traînées atteignit 3o et 60 degrés. Les traînées qui traversaient le zénith suivirent un cours à angle droit avec le cercle méridien. La durée du vol n'excéda pas une seconde ; celle de la traînée, trois secondes. £n deux ou trois cas, dont

ÉTOILES FILAl^BS, BOUDES, AAaOLITBBg. 100

Ton arriva à i h. a m. au nord, on vit deux globes et deax traînées se succédant sur la même ligne. En deux on trois cas aussi ^ de larges globes éclatèrent et répandirent une telle lumière qu'ils furent signalés, par des observateurs qui ne les avaient pas vus , sous le titre «d'értaîrs » (la h. 3o m.), (i h. 3). On n*a pas distingué les météores à travers de faibles nuages lorsque ceux-ci intervenaient.

Nous pourrions ajouter à ces relations une pièce intéressante du Punch sur la pluie d'étoiles du 14 novembre. Mais nos lecteurs connaissent te charivari de Londres, et très-certainement la pièce à laquelle nous faisons aWusion ici est en complet désaccord avec leur gravité classique (i).

k propos d'étoiles — mais non d'étoiles filantes — • nos lecteurs seront sans doute quelque peu surpris Rapprendre que sir John Herschel vient de traduire rHiade d'Homère en vers hexamètres anglais accentués. VAthencsum dit beaucoup de bien de cette traduction, et nous nous souvenons qu'il y a un siècle et demi on disait beaucoup de bien de la traduction de TApocalypse de saint Jean par sir Isaac Newton. Quoique la traduction nouvelle du poëte grec soit Tune des pius exactes et des mieux comprises, il est à craindre q«e la forme du mètre employé par l'astronome, étant \ow\.ifait étrangère au génie de la langue anglaise, très-prosaïque et peu homérique, cet ouvrage ne puisse ^tre entièrement lu et apprécié que par un nombre do lecteurs très-restreint.

(*) Voir Ift Nom n ^ la fin du To'um»».

iio l'asteonomib bn i865 et i866.

Quoi quMl en soit, c*e8t une distraction non fat3% pour ]a vieillesse de Tauleur des Observations du c^\ de BonnC'Espérance et des OatUnes of jisironomy, que celle de traduire en hexamètres anglais le ch^ d'œuvre du premier poëte épique.

La période de novembre n'a pas été aussi brillante en Amérique qu*en Europe ; c^)endant on a observé un assez grand nombre de météores. Se rappelant le spectacle magnifique de i833, décrit par Olmsted et Palmer, on avait fait des arrangements pour sonner les cloches dans les différentes villes, dans le cas où un grand essaim comme celui de i833 viendrait à se manifester, afin de réveiller les habitants. Or, les cloches ne sonnèrent pasi M. le professeur Loomiis, de Taie- Ck)llege, dit que le lundi i% novembre (pendant qu'à Londres il faisait un temps affreux^ avec beaucoup de pluie) une compagnie d'observateurs, en Amérique, comptèrent 696 étoiles filantes en 5 heures et ao minutes, ce qui est environ quatre fois le nombre horaire pour toutes les nuits de Tannée. Le mardi i3 novembre, on compta en Amérique 881 étoiles filantes en 5 heures, ce qui est environ cinq fois la moyenne pour toutes les nuits de Tannée. Le mercredi 14 (tandis qu'à Londres, en Angleterre, il faisait un temps superbe), en Amérique le ciel fut complètement couvert, et toute observation devint impossible.

Le même auteur observe que, si le phénomène périodique vu cette année en Amérique ne peut être nullement comparé à celui de i833, il a été cependant assez remarquable; mais que si Ton n'entend pas parler d'un grand essaim d'étoiles filantes vu cette semaine, dans

PLon D'iroiLVB fiumtis du 14 novembre, m pi^e partie du monde, Ton attendra avec grande coniaoce une telle apparition pour les 1 3- 1 4 novembre 1 867. En Perse, la pluie d'étoiles 61antes a été observée ians toute sa splendeur, entr'autres par M. Méchin, ]ui se rendait à Ispahan. A chaque seconde on voyait les points lumineux se détacher du firmament et tomber dans le vide. Quelques-unes des étoiles filantes laissaient derrière elles une longue traînée lumineuse. U paratt que sous le ciel du Mexique le phénomène fatégalement moins caractérisé qu'en Europe. M. Newton, qui a consacré sa laborieuse carrière à Tétude spéciale des étoiles filantes, avait fixé le cycle à 33, a5 ans, et rapparition probable au i3 novembre 1866. Ce passage devait être semblable à ceux de 1799 et de i833, et probablement le dernier de ce siècle.

Très-récemment, dans une conférence faiteà Tlnstitut ïoyal de Londres, M. Alexandre Herschel, étant revenu sur cette question, faisait un appel aux observateurs, dans le but de surveiller scrupuleusement le ciel, chaque matin, de i h. à 2 h., quelques jours avant et après la date indiquée. Or M. A. Poëy, astronome franchis actuellement au Mexique, déclare que la chute extraordinaire que Ton espérait voir en i865, aussi bien que celle attendue en 1866, a manqué sur toute l'étendue de Tempire du Mexique.

À la Nouvelle-Orléans, dans les nuits du 11 et du la, plusieurs étoiles filantes furent observées et notamment ^Tv météore qui fut visible pendant dix minutes.

M. Haiflinger, qui s'est occupé de la persistance plus ou moins longue des traînées lumineuses des étoiles filantes et des météores ignés, signala, depuis 1864,

112 L'ASTBONOltn Bf l865 BT l866.

quaranté-six exemples d*une durée prolongée. En i8â( M. Schmidt a observé à Laibach (Gamiole) une persil tance de trente minutes.

Ayant à cœur d'observer le phénomène dans tout sol développement, dit M. Poëy, sous une latitude et à uH altitude de 2280 mètres aussi importante que celle â Mexico, je m'étais associé M. Ignacio Gornejo, directe^ de l'observatoire météorologique de l'Ecole des mine% ainsi que mon aide, M. Laure Ârizcorretal, qui se sont chargés, le premier d'observer l'hémisphère austral; et le second d'annoter et de nous signaler les étoilei filantes qui pourraient nous échapper, tandis que jl portais mon attention vers Thémisphère boréal, théâtfl de mes premières recherches, étant à même ainsi d» relier les indications de Mexico avec celles déjà obtenues à la Havane.

Voici maintenant le résultat des observations qui ODt été faites à Fobservatoire de Santa^ara, de la commission scientifique française qui se trouve sous ma direction :

Nait du iZ au 14.

Démlsphèrt nord. Hémlsphèro nd. T^ltl kmlN.

De is à I h. 7 étoiles. De i3 à i b. 11 étoiles, 18 De là 3h. 16 a De là 3h. Il » 38

Total. 23 ToUU 03 Ifi

Total des deux heures : Ifi étoiles fllaotes.

Nuit du 14 uu i5.

HéSkltylièrt mH. HiAisphèra nd. Total luinln.

De I à 1 h. i3 étoiles. De i à a h. 17 étoiles. 3o De2à3h. 16 » DeaàSh. 10 » s6

Total, ag Total. V] 56

Total des deux heures : S6 étofles filantas.

PLUIE D'éT0lLE3 nLANTBS DU l4 NOVEMBRE. Il3

On voit d'après ces deux jours d'observations :

V Que le nombre d'étoiles filantes n'a fait que dépasser la moyenne de celles des nui(s ordindives, ne s*é- (ant élevé qu'à 3o météores dans toute retendue du ciel et dans une seule heure, de une heure à deux heures, de la nuit du i4 au i5; 20 que le nombre total des étoiles filantes observées dans la nuit du 14 au i5 a élé de i3 météores, plus considérable que celui du i3 au 14 ; 3* que le maximum du nombre horaire des météores a eu lieu de i h. à 2 h.; 4* qu'après a h. de la première nuit et après 3 h. de la seconde nuit, les étoiles filantes ont considérablement diminué, de même qu'elles ont été très-rares la deuxième nuit, de 12 h. à I h.; 5« quMl n'y a pas eu de météores remarquables sous aucun rapport, et très-peu de ceux de première grandeur, mais que la plus grande partie, comme l'avait observé Olmsted, dans le retour de novembre, laissait des traînées lumineuses et presque toujours bleuâtres; 6* qu'enfin toutes ces étoiles filantes divergeaient ou émargeaient d'un centre commun situé dans la constellation du Lion.

L'auteur de ces observations en a conclu « à la nonexistence, sous le ciel austral, des retours périodiques d'étoiles filantes, et à leur extinction graduelle du pôle nord à Téquateur. » C'est assurément là une conclusion que les astronomes n'accepteront pas sans inventaire.

Mais le résultat le plus curieux des observations astronomiques du i3-i4 novembre 1866 fut assurénient la théorie nouvelle qUe nous allons exposer dans les pages suivantes.

Il4 h'àgiBMWMB m l865 BT 1866.

THÉOBIS GOMÉTAIRE DBS ÉTOILES FILANTES.

Nous demanderons la permission de commencer Texposition de cette théorie par Tarticle suivant^ qua nous avons publié dans le Cosmos^ au commencement de l'année 1867 (4* livraison).

Au moment où quelques astronomes français et étrangers discutent la question des orbites météoriques et s'efforcent de les assimiler aux orbites cométaires, disions-nous, nous croyons opportun de traduire une lettre de S. Y. Schiaparelli au R. P, Secchi « sur la marche et l'origine probable des étoiles météoriques. > Cette lettre est la quatrième de Tastnnome romain; mais, comme elle résume la théorie, nous pouvons la présenter isolément ici.

L'auteur a montré dans les lettres précédentes m analogie entre les systèmes des étoiles météoriques et les systèmes des comètes. Or, ne pourrait-on supposer l'existence de systèmes mixtes, dans lesquels une masse d'astéroïdes se trouverait groupée dans l'espace autour d'un ou plusieurs noyaux plus c<msidérables, c'est-àdire autour d'une ou plusieurs comètes? Le monde des nébuleuses nous présente un certain nombre d'exemples de semblables agglomérations de corps d'ordres divers.

Les comètes à noyaux multiples ne sont pas rares, une d'elles a été observée par Hévélius ; lautre, découverte par le P. Secchi dans le Lièi>re Tan i853, avait en tète, elle aussi, plusieurs noyaux. Cette multiplicité, existant dès l'origine ou produite dans la suite, peut bien expliquer la division des comètes.

n est évident que si un système mixte de cette

ÉTOIU» WttJJnt»^ BOtl0i0, AÉftOUTBIS. Xl5

espèce est attiré* vers nous sous forme de oourani parabolique par Tattraction solaire, la parabole décrite par le corps principal (ou les paraboles décrites par les corps principaux) devra être peu différente de la parabole selon laquelle est plié le courant des corpuscules plus petits, par la raison que le courant dépend du faisceau d'un nombre infini de paraboles, dont fait partie celle du corps principal. Et, par conséquent, Dous aurons résolu la question précédente d'une manière affirmative toutes les fois que nous rencontrerons un courant météorique formant une parabole identique en grandeur et en position à quelqu'une des paraboles cotnétaires : car, dans ce cas, la comète fera partie du courant susdit et sera un de ses éléments. D'après cette idée, M. Schiaparelli a calculé la parabole décrite dans l'espace par les étoiles filantes du lo août, étoiles que, par brièveté, il appelle du nom collectif de Perséides, d'après la constellation dont elles paraissent sortir.

Ayant connaissance de la direction et de la quantité au mouvement absolu de la Terre, supposé égal à la vitesse parabolique des Perséides, et étant donnée la àirection du mouvement relatif de celles-ci et de celui de la Terre, il sera facile de calculer la direction du mouvement absolu des Perséides dans l'espace, et de déterminer ensuite la tangente de la parabole décrite par elles. Or, une parabole est complètement définie, du moment qu'on possède comme données le foyer, la tangente et le point de contact.

Adoptant pour coordonnées du point de divergence ^ = 44<^, déclin, boréale = 36o (i] ; et supposant en

(*) Les coordonnées correspondent au k de Persée^ où

ii6 L'AsnoNôHiB EH i865 rr id66.

outre que, dans la présente année 1866, le masîmim du phénomène ait eu lieu le lojS d'août, Tobsenrateui a déterminé Torbite suivante, dans laquelle il a été tenu compte des circonstances du mouvement elliptique de la Terre, abstraction faite de l'influence absolainai?/ inapprédable du mouvement diurne :

Éléments des Perseides 186O.

Passage au périhélie juillet a3y6a

Passage aa nœud descendant août 10,75

Longitude du périhélie 343o3S'

Longitude du nœud ascendant. . . i38. 16

Inclinaison 64 . 3

Distance périhélie 0,9643

llou?einent rétrograde.

Notre correspondant de Rome s'est servi pour ce calcul d'une méthode semblable à celle pratiquée par Erman au no 385 des Astronomische Nachrichten; et des deux solutions possibles il a rejeté celle qui donne pour les Perseides une vitesse négative, en les faisant venir du point du ciel directement opposé au point de convergence. La vitesse relative avec laquelle les météores arrivent sur la Terre donne ici 33 milles italiens, valeur qui s'accorde suffisamment avec les données d'Alexandre Uerschet, obtenues au moyen de l'observation directe (i). L'accélération produite par Tattraction

Alexandre Herschel a placé le point de divergence de Tannée i863. D'après les observations de la même année, Vauteur avait déterminé ce point en n de Persée, distant de k de moins de deux degrés.

(*) y.Procedittgs of Ae Briiish M fteoroh Socie (y, y oh U,

LES ktOlhBS PIUNTBS KT VBS (XHIBTBS. II7

la Terre n'altère ce résultat que d'une seule fraction mille.

maintenant, si Ton compare led éléments rapportés ci-dessus avec ceux qui appartiennent à la grande comète de 186a, selon le dernier calcul du docteur Oppolzer (i) :

Éléments de la comète i86a III.

Passage an périhélie 1863, août 33,9

Longitude du périhélie 3/|4<>4 ^'

Longitude du nœu d ascendant . 1 37 • 37

Inclinaison 66. 35

Distance périhélie 0,9636

MonTement rétrograde.

Temps réTolutir i33*",4

(Selon Stampfer, ii3 ans.)

on voit que les deux systèmes d^éléments ne diffèrent entre eux que de quantités facilement imputables au peu de précision avec laquelle il est permis de déter* miner ainsi la position du nœud des Perséides, et celle de leur point de divergence. On pourrait certainement faire disparaître presque entièrement les différences, en adoptant de faibles changements dans les coordonnées de ce point ; mais M. Schiaparelli n*a pas voulu se donner cet amusement arithmétique qui, d'ailleurs, n'ajouterait rien à Tévidence des faits ci-dessus relatés* Nous voilà donc arrivés à cette conclusion fort inattendue, que la grande comète de 1862 n^est probablement pas autre chose qu'une des Perséides d'août, et

p. 19, où la Yitesse nioyenne des Perséides en i863 équivaut à 3o milles environ.

(*) Astr, Ifacht., n» i384.

ii8 L*A9rB0iioinB KN i865 et 1866.

très-probabl^nent la prindpato entre toutes.

pareille étoile filante, pourvue d*un mouvement dique d'un peu plus d'un siècle, est un phénoi propre à donner de sérieuses inquiétudes.

Oppoizer a foit le calcul de la <tistance minimum I laqudle la comète passe respectivement à Forbite de H Terre, et il a trouvé 0,0047a, c'est-à-dire moins àl diamètre de Forbite lunaire. La terre trayerse ce espace en six heures ou un peu plus. Une telle proximité (en supposant que la comète passât au nœud i0 10 août, un peu avant midi) pourrait bien devenir m véritable traversée, que la Terre ferait dans les parties les plus denses de la comète.

Puisqu'il est prouvé par les calculs de Stampfer que cette comète a une période d'un peu plus de cent ans, il devient intéressant de recherdier si les P^séides sont douées aussi d'un temps révolutif de cette durée. Si la perturbation qui a modifié Fandenne orbite de la comète de i86a, dans la présente ellipse de cette période, a été antérieure à la séparation des Perséides plus petites de leur astre principal, il est évident q^^^ la révolution doit être à peu près égale pour les ooes et pour l'autre. Mais, en supposant que le cbangement d*orbite (changement assez léger lorsqu'on compare Fellipee présente avec la parabole) ait eu lieu après )a dissolution du système , il serait possible que les Pef* séides aient un temps révolutif totalement différent de celui de la grande comète de 1862, quoiqu'au voisinage du SoleO les orbites soient presque identiques de fonse et de position.

Four obtenir quelque édalrrissement, Fauteur a re-

LES ÉTOILES FItANTE8 BT LB8 COMÈTES. II9

cueilli du catalogue chinois de Biot, et du catalogue de Quetelet, les apparitions extraordinaires de météores, qui, raisonnablement, peuvent être classés dans les rangs de ces Perséides.

Il a trouvé les dates suivantes : 780, 833, 835, 841 , 9î5, gaô, gSS, 1029, 1243, i45i, 1784, 1778, 1789, lesquelles forment une période assez régulière, en supposant que tous les 108 ans les Perséides aient un maximum de fréquence, qui ne serait pas si subit et si court que celui de novembre, mais durerait vingt ou trente ans. Ainsi la période serait identique à celle de la comète de 1862. Cependant on ne peut rien affirmer sur ce point, la durée de la révolution étant un point secondaire dans la présente question ; et l'on doit atten- ()re que les observations poursuivies sur les Perséides viennent à démontrer s*il existe vraiment une période daus leur apparition.

L*orbite des étoiles de novembre fut également calculée, mais seulement d'une manière approximative.

Voici les éléments :

Passage au périhélie octobre 3o,5

Passage au nœud descendant. . noyembre i3,5

Longitude du périhélie 710

Longitude du nœud ascendant. 33 1

Inclinaison i5

Distance périhélie 0,96

Demi-grand axe 18,4

Temps de la révolution 33*"*, 3

Mouvement rétrograde.

Le catalogue des comètes n'indique aucune orbite semblable à cdle-ci. U est, par conséquenti vndsem-

no l'astronomie en i865 et 1866.

blable, en tenant compte de la brièveté de la durée, que Tamas des étoiles filantes de novembre avant de se transformer en courant n'avait aucune masse considérable dans son sein, ou s'il y en avait une, elle est devenue invisible pour nous, peut-être à cause d'une transformation d'orbite.

C'est par cet article cpie nous avons annoncé la nou* velle théorie sur les orbites des étoiles filantes. Nous avons cru convenable de la reproduire, afin que nos lecteurs, jugeant en connaissance de cause, puissent rendre à César ce qai est à César. Déclarons-le haute* ment, cette théorie , quelle que soit d'ailleurs sa valeur, que nous ne jugeons pas encore, appartient tout entière à M. Schiaparelli, qui l'a publiée dans leBuile^ tin de V Observatoire de Rotne, août-décembre 1866.

Le fait le plus important des actualités scientifiques est sans contredit la découverte de la relation qui parait exister entre les étoiles filantes et les comètes. Aussi croyons-nous nécessaire d'établir scrupuleusement ici rhistolre de cette découverte et les points fondamentaux qui la caractérisent.

Jusqu'à présent les astronomes s'accordaient généralement à regarder les étoiles filantes comme formant des anneaux continus circulant autour du Soleil suivant une ellipse. Cette ellipse est considérée comme coupant l'orbite de la Terre vers le 10 août et le i4 novembre. M. Schiaparelli, directeur de l'observatoire Bréra, à Milan, a modifié essentiellement la théorie ad* mise Jusqu'ici.

M. Schiaparelli est le premier qui soit arrivé à des

TfléOBlB COMéTAlRB DBS ÉTOILES RLANTBS. lit

déductions concernant ridentification des orbites des étoiles filantes avec celles des comètes, et spécialement des essaims d'août et de novembre avec les comètes de 1862 et de 1866. Nous devons d'abord donner la date de ses écrits sur ce sujet, lesquels furent successivement publiés sous forme de lettres au P. Secchi dans le Bulletino meteorologico del Collegio romano,

Ia première lettre^ datée du a5 août 1866, fut publiée dans le Bulletin de ^Rome, le 5 septembre suivant. L'auteur y déduit du phénomène de la variation ho* raire des étoiles filantes, trouvée par M. Coulvier-Gravier, leur vitesse moyenne dans respace,qui se trouve approcher beaucoup de la vitesse parabolique. M. Paye a ajouté quelques remarques à cette lettre dans la séance de PAcadémie des sciences du a4 décembre 1866. La deuxième lettre^ datée du 16 septembre 1866, fut publiée le 3i octobre dans le Bulletin de Rome. L'astronome de Milan examine dans cet écrit par quelle déformation successive un essaim de corpuscules attirés par le soleil jusqu'à l'intérieur du système planétaire doit se transformer en un courant parabolique, mettant un temps plus ou moins long à passer, partie par partie, au périhélie. H montre que, pour un essaim très-rare, cela peut et doit toujours arriver.

La troisième lettre fut publiée le 3o novembre. On y examine Teffet que Tattraction mutuelle des corpuscules exerce sur la formation des courants paraboliques; pour les essaims connus, cet effet peut être i^gardé comme absolument nul. On montre ensuite la formation des courants annulaires, et en particulier de ^lui de novembre, par la perturbation qu'une planète

laa l'astronomie en 1866 et 1867.

aurait exercée sur l'essaim avant que celui-ci se soit

transformé en courant.

La quatrième lettre , publiée dans le Bulletin de Borne j le 3i décembre, contient le calcul des orbites décrites par les essaims d'août et de novembre, la détermination de la période de Tessaim d*août (108 ans) et l'identification de son orbite avec celle décrite par la grande comète de 186:1. Cette lettre résume les précédentes. Nous l'avons traduite -et publiée, comme noas l'avons dit plus haut, et c'est elle que nous venons de reproduire dans les pages qui précèdent.

Enfin, dans une cinquième lettre, publiée le 28 février dans le Bulletin de Rome, Fauteur ajoute un calcul détaillé de l'orbite de Tessaim de novembre fait sur les nouvelles observations anglaises du point radiant, et établit l'identification de cette orbite avecTorbite de la comète de Tempel (1866, 1). Ces derniers résultats ont été publiés dans le numéro 1629 des Astronomische Nachnchten, Voici les principaux passages donnés par le journal astronomique de M. Peters :

« Je crois être parvenu, dit M.Schiaparelli, à donner à cette analogie (étoiles filantes et comètes), un degré assez considérable de probabilité. Il ne paraît plus douteux que certaines comètes, sinon toutes, fassent partie de nombreux courants météoriques qui sillonnent les espaces célestes. Ainsi la comète de 1862 n'est autre chose qu'une des étoiles filantes d'août, et la dernière comète de Tempel fait partie du courant de novembre.» Voici la preuve de ces assertions singulières.

Dans le numéro 385 des Astronomische Nachrichten, M. le professeur Erman a montré de quelle manière ofl

TBéOBIE GOUÉTAïaB DES iTOILBS PILARTBS. Il3

peut (^temr la connaissance complète de Torbite décrite par un système d'étoiles filantes, lorsqu'on suppose donnée la position apparente du point de radiation, et la grandeur de la vitesse absolue des météores dans Tespace. Convaincu de la nécessité que Torbite de ces astres soit une section conique très-allongée, l'astronome italien profita de cette méthode pour calculer les éléments paraboliques du courant d'août ; pour cet effet, il suppose que la vitesse soit la vitesse parabolique, et adopte pour le point de divergence les coordonnées suivantes:

B. = 44<». Décl. bor. = 56o,

qui résultent des observations faites en i863 par M. A. Herschel. Le maximum de rapparîtion pour 1866 a été fixé au 10,75 d'août. Nous mettons de nouveau ici en regard les éléments des étoiles du 10 août avec ceux de la comète m, i86a.

ÉtoilM da to août. Comito III, i86a.

Passage an périhélie. . . juUlet 23,69 1863, août 33,9

Longitude dupérihélie. 343038' 344«4i'

Nœud ascendant i38.i6 137.37

Inclinaiflon 63. 3 66.35

Bistanee périhélie o , 9643 o , 9636

KéTolation io5 ans ? 133,4?

Mouvement rétrograde.

Le temps révolutif des météores d'août est encore assez douteux, Tauteur Fa déduit des apparitions extraordinaires citées dans les catalogues de MM. Biot et Quételet et que Ton peut avec certitude rapporter au phénomène d'août. En introduisant dans le calcul

ia4 L*A8TR0N0M1B BN 1866 ET 1867.

cette réyolution hypothétique de io5 ans, les ani éléments subissent de petits changements très rieurs à l'incertitude des données sur lesquelles appuyée leur détermination.

Dans les écrits cités, M. Schiaparelli avait d( Forbite des étoiles de novembre, en partant du de radiation déterminé en i833 par les Àmérîi savoir y Leonis. Mais les dernières observations fail avec beaucoup de soin en Angleterre ont démontré cette position du point radiant est fautive de plusieuiÉ degrés, de sorte que Forbite nommée ne peut être re» gardée que comme une très-grossière approximatioa. Voici le calcul plus exact, comparé avec les élémenli de la comète de 1866, donnés par M. Oppolzer. U passage au périhélie est rapporté au temps moyen de Milan :

ÉtoUet da i3 bot. i8$6. Comète 1, 1866.

Passage aa périhélie. . . noT. 10,092 janr. 11,160

Longitude du périhélie. 56<>25',9 6o<^a8',o

Nœud ssceodant a3i .28,3 vâi .36, i

Indinaison <7*44>3 17.18,1

Distance périhélie 0,9873 0,9765

Excentricité 0,9046 o,9o54

Demi-grand axe 10 ,34o 10, 324

RéTolution 33"~, a5o 33**»», 1 76

Mourement rétrograde.

Il est supposé dans ce calcul : i° que le maximam de novembre ait eu lieu le 1 3, à 13*^ ii"*.! temps moyea de Greenwich ; a* que la position du point de radiatioD soit 143* la' de longitude par 10*16' de latitude nord; y que la révolution périodique soit 33 ans 25 , d'après M. Newton. La position du point de radiation

THÉORIE COHÉTAIEB DBS ÉTOILES PILANTES. I^

est la moyenne de i5 déterminations recueillies par M. Â. Herschel et citées dans les MonMy notices^ t. XXVII, p. 19. En avançant ce point de deux degrés en longitude, en prenant, par conséquent, liS* au lieu de 143*, on peut faire disparaître la diiTérence de quatre degrés qu'on observe dans la longitude du périhélie.

t Ces rapprochements n*ont pas besoin de commen* taires, dit en terminant M. Schiaparelli ; faut-il regarder les étoiles filantes comme des essaims de petites comètes, on bien comme le produit de la dissolution d'autant de grandes comètes? Je n*ose pas répondre à une pareille question, »

Cette nouvelle théorie appartient en propre au directeur de rObservatoire de Milan. Nous pouvons ajouter avec lui que la relation entre les comètes et les étoiles filantes avait déjà été devinée par Chladni dans son livre Die Feuermèteoren^ en 1 819, et que la nécessité de fortes excentricités dans les orbites des étoiles filantes avait déjà été reconnue par M. Newtou dans les derniers Reports de l'Association britannique et dans V Annuaire de Bruxelles pour i866.

À la séance de TAssociation scientifique de France, tenue le 16 janvier à l'Observatoire de Paris, M. Le Verrier a présenté une nouvelle théorie sur Vorigine des étoiles Jilantes, qui offre de très- grands rapports a^vec celle de M. Schiaparelli. En se fondant sur le mouvement rétrograde des étoiles de novembre, il a conclu, comme le précédent, qu'elles devaient être primitiveiQent étrangères au système solaire ; pour lui, comme pour le précédent auteur, la cause de ces phénomènes devait être cherchée dans quelque amas de matières

ii6 l'astbomuui m? 1866 vr 1867.

cosmîqQes, introduit à la manière des comètes dans la sphère d*action du Soleil, et fixé dans notre systèmft par l'action perturbatrice d*une planète accidentellement placée sur sa route. Les étoiles filantes proviendraient de la désagr^tion de vastes amas de matières cosmiques, sous l'action perturbatrice du soleil ou d'une grosse planète.

' Le ai janvier, le directeur de l'Observatoire de Paris présenta à l'Académie des sciences une même lecture sur le même sujet, et enfin publia dans le Moniteur vm lettre plus solennelle, sur la même question, à son illustre confrère sir John Herschel. Il a personnellement lyouté un développement particulier relatif à une action présumée d*Uranus sur l'essaim de novembre, t On ne peut, dit-il, qu'être frappé de cette circonstance, que Fessaim de novembre s'étend jusqu'à l'orbite d*Uranus, et fort peu au delà ; d'autant plus que ces orbites se coupent, à fort peu de chose près, en uo point situé après le passage de l'essaim à son aphélie et au-dessus du plan de Técliptique. Nous sommes donc engagés à rechercher si Uranus et l'essaim ont pu se trouver simultanément en ce point, c'est^-dire dans le voisinage du nœud de l'orbite... En résumé : tous les phénomènes peuvent êlre expliqués par la présence d'un essaim globulaire jeté par Uranus en l'année ia6 de notre ère dans l'orbite que les observations assignent à ('essaim des astéroïdes de novembre.... L'action d'Uranus aura changé inégalement les vitesses absolues des corpuscules ; et cette action surpassant l'attraction résultant de leur masse totale, l'essaim se sera désagrégé en s'étendant sur la périphérie de Tellipse. »

THiORlB OOMÉTAniB DBS ÉTOUBS FlUlfTBS. 197

Les astronomes, et ceux qai ont suivi de près la question, n'ont pu s'empôcher de remarquer que M. Le Verrier a constamment oublié de nommer même son collègue italien. Nous savons, par expérience, qu'il est possible d'arriver par des voies différentes aux mêmes conclusions. Mais il ne semble pas quHci M. Le Verrier ait pu ignorer le travail de M. Schiaparelli, publié dans le BuUetin de Borne et en partie traduit par les Mondes et par le Cosmos, t Dans ses diverses communications, dit M. l'abbé Moigno, M. Le Verrier, fidèle à ses précédents, s'attiibue tout le mérite d'une explication qui le lui appartient que par une hypothèse très-secondaire. Nous sommes désolé d'avoir à apprendre à nos lecteurs que l'intrépidité de M. Le Verrier a été couronnée du plus grand succès. Nous demandons à tous oos confrères de la presse qu'ils s'unissent à nous pour empêcher une spoliation véritablement injuste ; M. Le Verrier a foulé aux pieds tous les droits de la priorité scientifique en ne tenant aucun compte des publications ^tes par M. Schiaparelli. Nous ne sachions pas que dans rhistoire entière de l'astronomie on puisse citer un fait plus inattendu et plus extraordinaire que celui de l'identification des orbites des deux essaims météoriques d'août et de novembre avec les orbites des deux comètes récemment apparues, comme pour se prêter a^ plus étonnant des rapprochements. Mais répétons-le encore, la gloire de cette brillante découverte appar- ^^ent tout entière à M. Schiaparelli, et M. Le Verrier ne peut en revendiquer qu'un aperçu conjectural. »

Celui-ci a néanmoins persisté à se taire sur la priorité de l'astronome de Milan. Dans une note insérée

ia8 l'asteonoxib bn 1866 bt 1867.

à la fois le 3 mars dans le Bulletin international de t Observatoire^ et le 8 dans le Bulletin de F Associa^ tion scientifique de France^ il a continué à s'attribuer la théorie cométaire des étoiles filantes. Tel est l'état historique de la question. Nous n'insisterons pas davantage sur ces discussions de personnalité. Voici, da reste, la dernière communication de M. Le Verrier :

« M. Newton, de New-Haven, partant de la considération des flux d'étoiles filantes observés depuis Tau 902, et dont les chroniqueurs nous ont gardé le souvenir, a fixé à 33 } ans la durée d'une période du phénomène de novembre. On est fondé, d'un autre côté, à croire que le milieu d'une des périodes serait tombé en l'année 1866, 75. On peut aussi trouver le milieu de toutes les périodes. En retranchant, par exemple, la durée de S% périodes, équivalant à 1729 années, on trouve que le milieu d'une d'elles aurait eu lieu en Tannée 137, 76 de notre ère.

« La discontinuité du phénomène montre qu'il n'est pas dû à la présence d'un anneau d'astéroïdes, que la Terre rencontrerait, mais bien à l'existence d'un essaim de corpuscules se mouvant dans des orbites très-voisines les unes des autres, et qui, à notre époque, viennent couper récliptique vers le i3 novembre. La longitude du point d'intersection de ce nœud de l'orbite de l'essaim s'obtient en calculant aux époques des apparitions la longitude de la Terre; on trouve pour cette longitude, comptée de Téquinoxe, 5i° iS'-i', 711 (i85o-T), T étant le millésime de l'année. En 167, par exemple, on conclut ainsi : %"* 27', pour la longitude équinoxiale du nœud.

THÉOBIE CSOH^AIBB DES ÉTOILES PILANTES. I29

vCe mouvement de i', 711 par année est considérable. La rétrogradation du point équinoxial sur l'écliptique n^ entre que pour o' 887 ; d'où il faut conclure que le nœud de Torbite des astéroïdes a un mouvement propre et direct annuel de o', 874. U serait produit par l'action de la Terre, ce qui n*a rien d'impossible ; on sait, en effets que les astéroïdes de novembre divergent en venant d'un point de la constellation du Lion, situé par 14a** de longitude et 8^3o' de latitude; le mouvement dans leur orbite étant rétrograde , le déplacement du nœud dû à l'action de la Terre doit être direct.

« l^ous avons dit que le phénomène ne peut être produit que par un essaim de corps, essaim d'une longueur assez notable. Nous ajoutons que cet essaim doit être considéré comme venu après coup dans la partie du ciel qu'il parcourt de nos jours.

« Tous les corps bien posés de notre système planétaire tournent autour du Soleil d'occident en orient ils tournent sur eux-mêmes, et leurs satellites tournent autour d'eux dans le même sens. Gomment un corps appartenant au même ordre de formation aurait-il pu marcher en sens inverse de tout le reste, surtout quand ^^ n'a qu'une masse si faible? Nous connaissons, il est vrai, des comètes rétrogrades et dont la masse est fort peu de chose ; mais nous savons qu'elles viennent de points excessivement éloignés dans l'espace et que, soit (lu'on les considère comme appartenant au système solaire ou bien aux systèmes sidéraux, on trouve des raisons suffisantes pour expliquer leur mouvement rétrograde, raisons qui laissent toujours intacte cette

l3o l'ASTEONOMIB en 1866 BT 1867.

conclusion, qu'elles ne sont venues qu'après coup visiter les parties inférieures de notre système planétaire.

« L*essaim qae nous considérons pourrait n'être pas de la même date que notre système et être pourtant fort ancien. II y a lieu de supposer qu*il est beaucoup plus nouveau.

« Aux diverses époques des apparitions constatées, la Terre n'était pas rigoureusement à la même distance du Soleil. Le rayon de Torbite terrestre éprouve des varialionS) notamment en raison de l'action de la Lune et du mouvement progressif du périhélie de la Terre. Il en résulte que l'essaim est fort large, et comme ses particules sont indépendantes les unes des autres, il n'est pas douteux que leurs diverses vitesses tendent à les répandre peu à peu le long de Tanneau dont elles n'occupent encore qu'un nombre très-limité de degrés. Pour peu donc que le phénomène fût ancien, cosmiquement parlant, lessaim se serait complètement répandu en un anneau continu ; et s'il n'en est pas ainsi, il faut que le travail de sa dislocation n'ait commencé qu'il y a peu de siècles. Ajoutons que s'il y avait eu déjà un nombre immense d'apparitions, la Terre, qui, à chacune d'elles, expulse une partie de la matière du corps de l'essaim, n'aurait laissé rien de régulier à notre époque.

« Par tous ces motifs, nous croyons que l'essaim des astéroïdes nous est venu des profondeurs de l'espace, et que, dans l'intervalle de chacune des périodes, il retourne vers les planètes supérieures. Un corps venant de loin, animé d'une grande vitesse, au moment où il

THlâORIB GOMÉTAIBB DBS ÂTOItBS FILAirTBS. l3l

atteignait la minime distance de la Terre au Soleil, n'a pas pu être fixé par la faible action des planètes infé^ rieores dans une orbite d'une ou deux années. Le cal* cul eh donne la conviction, et Ton en trouve une preuve physique en ce que l'essaim qui repasse tous les 33 ans près de la Terre n'est pas complètement troublé dans Tensemble de son orbite, sans quoi on ne le reverrait pas à des intervalles réguliers.

€ Admettant donc que l'essaim circule dans une orbite de 33-^ ans, que la distance périhélie est égale au rayon 0} 9^9 de l'orbite de la Terre au moment des apparitions, nous trouvons pour premiers éléments de l'orbite :

Durée de la révolation BS*"*, 25

Demi-grand axe * 10,84017

Excentricité 0,904354

Distance périhélie 0,98900

Distance aphélie 19,69184

Mouvement moyen annuel lo^*, 82707

c La considération des vitesses absolues de la Terre et de l'essaim, au moment de leur rencontre, le i3 novembre, conduit d'ailleurs à la connaissance de l'inclinaison de Forbite, savoir: 14*" 4 1'- Nous avons déjà obtenu le nœud. Il ne reste plus d'indéterminé que le périhélie, qui doit être très- voisin du nœud.

« L'essaim, nouveau dans le système, n'a pu être introduit et jeté dans son orbite actuelle que par une cause perturbatrice énergique, ainsi que cela a eu lieu pour les comètes périodiques, et comme nous l'avoDs vu notamment pour la comète de 1770. D'un autre côté, les comètes ainsi troublées jusqu'au point d'ac-

i3a l'astronohib bn i865 bt 1867.

quérir une petite distance périhélie retournent nécessairement jusqu'à Tastre dont elles ont subi l'action ; ainsi la comète de 1770 est retournée jusqu'à Jupiter. Sous tous ces rapports, on ne peut qu'être frappé de cette circonstance, que l'essaim de novembre s*étend jusqu'à l'orbite d'Uranus et fort peu au delà; d^autant plus que ces orbites se coupent, à fort peu près, en un point situé après le passage de l'essaim à son aphélie et au-dessus du plan de Técliptique.

« Nous sommes donc engagés à rechercher si Uranus et l'essaim ont pu se trouver simultanément en ce point, c'est-àrdire dans le voisinage du nœud de l'orbite. Or, sans entrer dans le détail de cette recherche, nous dirons que rien de pareil n'a pu avoir lieu plus tôt qu'en l'année 126, mais qu'au commencement de cette année l'essaim a pu s'approcher d'Uranus ; c'est ce que nous allons démontrer. (Nous omettons cette partie de l'exposé et nous nous bornons à dire que l'essaim se serait jeté sur Uranus même, en adoptant l'exactitude des données précédentes déduites des observations changeant le nœud, en l'an iitG, de i''48' seulement, et plaçant le périhélie à 4 degrés du nœud descendant en novembre.)

« Nous n'avons d'arbitraires dans cette conclusion que moins de a degrés sur le nœud et 4 degrés sur le périhélie ; ces incertitudes sont dans les limites que comportent les observations. Nous sommes donc seulement autorisés par là à conclure qu'en l'an 126 l'essaim est passé dans le voisinage d'Uranus. Il nous reste à examiner si, en supposant qu'il se trouvât à cette époque en une agglomération plus compacte, l'action

THÉORIE GOMéTAIHB DBS ilOItES nUNTBS. l33

d'Uraniis a été capable de le jeter dans l'orbite elliptique qu*il a conservée, de même que Jupiter nous avait donné la comète de 1770.

«L'essaim pouvait avoir, avant la grande perturbation, un diamètre notable, égal, par exemple, au tiers du diamètre d'Uranus, plus ou moins. Malgré la faiblesse de l'attraction exercée par l'ensemble de la masse sur chacun des corpuscules, cet ensemble affectait une forme sphérique, ainsi qu'on le voit pour les comètes qui ne passent pas dans le voisinage immédiat de quelque grand corps.

« n pouvait décrire, autour du Soleil, une hyperbole, une parabole ou même une ellipse.

« Le sens du mouvement, avant les grandes perturbations, pouvant être direct dans une parabole ou dans une ellipse fort étendue, il n'y a rien qui oblige à supposer que l'essaim n'appartînt pas primitivement au système solaire.

« L^action d'Uranus aura changé inégalement les vitesses absolues' des corpuscules ; et cette action surpassant l'attraction résultant de leur masse totale, Tes^ saim se sera désagrégé en s'étendant sur la périphérie de l'ellipse. Dans un cas que nous avons examiné, le passage principal près de la Terre durerait aujourd'hui pendant un an et demi environ, ce qui suffirait pour expliquer la répartition de la masse sur un arc de l'ellipse, lors même qu'on ne tiendrait pas compte des peptwbations ultérieures dues à l'action de la Terre.

« Du moment que la distribution de la matière le l^g de l'ellipse a commencé, on devrait s'étonner ^*elle n'embrass&t qu'un si petit arc, si le phénomène

l34 L^ASTRONOMIE EN 1866 ET 1867.

n'était pas tout nouveau. Mais cet arc ira en s'accroissant et l'anneau finira par se fermer.

« Le phénomène apparaîtra dans la suite des temps un plus grand nombre d'années consécutives^ mais en s'affaiblissant en intensité. Cette diminution de Téclat proviendra non-seulement de la répartition de l'ensemble des corpuscules sur un plus grand arc, mais en outre de ce qu'à chaque apparition la Terre en déviera nn très-grand nombre en dehors de leur orbite.

« On peut se demander si un changement dans la distance périhélie ne pourrait pas faire disparaître tout à fait le phénomène. Mais cela ne semble pas, à cause de l'étendue actuelle de l'essaim. En admettant même qu'il vienne à rencontrer de nouveau Uranus, cette planète n'agira que sur une partie de la matière et ne déviera pas de nouveau le tout, comme Jupiter a pu le faire, en 1770, pour la comète de Lexel.

a Les étoiles périodiques du 10 août, dues à un anneau complet, puisque le phénomène revient chaque année, reçoivent une explication pareille. Seulement, le phénomène est plus ancien ; l'anneau a eu le temps de se fermer. Nous ne pouvons, relativement à cet anneau, nous livrer à aucune étude du même genre que pour celui de novembre, la continuité annuelle du phénomène ne nous permettant pas d'en établir la période avec assez de certitude.

« La destruction progressive des masses cosmiques d'astéroïdes, par l'action de la Terre qui les disperse peu à peu dans l'espace, donne, avec d'autres phénomènes du même genre, naissance aux étoiles sporadiques qui sillonnent sans cesse le ciel. »

BÈOmn COMiTAlIIB DES ÉTOILIBS ilLANTBS. l3$

Oo voit que la théorie exprimée par le directeur de l'Observatoire de Paris ne diffère de celle du directeur de rObservatoire de Milan que par l'hypothèse secondaire de l'attraction qu'aura^it exercée Uranus sur Tessaim d'astéroïdes. On trouvera dans les notes (i) la lettre écrite à sir John Herschel , dans laquelle l'astro- Dome français ne daigne pas citer plus qu'ici le nom de Tastronome italien auquel il a emprunté l'idée de sa théorie, ou dont il ne pouvait au moins méconnaître les articles, puisque M. Le Verrier reçoit comme nous le Bulletin de l'Observatoire de Rome.

L'exposé de cette nouvelle théorie fut continué à VÂ.cadémie des Sciences, par M. Paye.

Cet astronome considère les vues précédentes comme hy^thétiques. a Bfais ce qui n'est pas hypothétique, dit-il, ce qui nous a tous frappés d'étonnement, ce sont les deux découvertes faites coup sur coup par M. Schiaparelli et M. Peters sur les deux orbites dont nous venons de parler. A peine étaient-elles obtenues, qu'on y reconnut trait pour trait les orbites, récemment calculées par M. Oppolzer, de la grande comète de i86a et de celle de Tempel. Quelle étonnante coïncidence! Rien jusque-là ne devait la faire pressentir, car les es ^ims cosmiques admis par les deux savants auteurs n'étaient nullement dans leur pensée de véritables cow^ètes ; mais comme rien n'empêchait d'y mettre hypothétiquement une comète au milieu des matériaux destinés à former plus tard les étoiles filantes, on se tira d'affaire avec cette supposition. On admit donc que ces deux amas cosmiques contenaient chacun une comète

i*) roir la Noi« m à la fin da volama-

i36 l'asikonomib bn 1866 bt 1867.

à leur entrée dans notre système, comètes qui aurai échappé à la dissolution complète des amas primitî tout en continuant à décrire la même orbite que matériaux dispersés. Nous savons en effet que les mètes présentent une tout autre résistance que essaims cosmiques, témoin celle de i843, qui apre&*l que rasé la surface du Soleil sans éprouver de catas* trophe. »

M. Faye déclare qu'il ne peut se rallier à cette bypo« thèse de nuages cosmiques et propose la théorie suivante :

Sous l'action du Soleil, les comètes émettent vers leur périhélie des queues gigantesques aux dépens do leur propre substance; mais, au rebours des nuages cosmiques qui s'étaleraient dans le sens de leur orbite, les comètes envoient leurs prolongements ou leurs appendices dans le sens du rayon vecteur. Ne nous lais* sons pas décourager par cette différence, quelque oon* sidérable qu'elle soit. Les comètes semblent fuser dans le sens du rayon vecteur par deux bouts opposés. L'émission principale est dirigée vers le Soleil, il est vrai, mais elle rebrousse chemin en partie et va se mêler à rémission opposée. Ces matériaux, qui occupent un espace considérable, font dans le ciel des chemins si différents de celui du noyau, qu'on ne peut s'empêcher de conclure que leur vitesse ûnale doit différer sensiblement de la vitesse parabolique propre à la comète. Évidemment, une partie de ces effluves marche avec une vitesse bien supérieure à celle de la parabole cométaire, et va se perdre à tout jamais dans les profonde surde l'espace, tandis qu'une autre partie, suivant

THéOBIK GOUéTAlBE DES ÉTOILES RLANTES. l37

Ke marche différente, doit être animée finalement ftne vitesse inférieure à celle du noyau, et rester par iMiséquent dans le système solaire.

Toutes les comètes, périodiques ou non, continue i. Paye, seraient dans ce cas, pour peu qu'elles atteignent ou dépassent lorbite de Mars. Chaque comète tasserait ainsi une trace matérielle de son passage ilans les régions voisines du Soleil. Si cette trace devenait sensible pour nous, elle nous permettrait de retrouver, non pâs Torbite de la comète, mais le plan dans lequel Torbite était située et le sens de son mouvement. Elle nous dirait aussi de quel côté était son périhélie. Quand la comète génératrice «erait périodique, à chaque révolution, à chaque retour près du Soleil, elle renouvellerait par son émission nucléale cette trace persistante et réparerait les disséminations opérées par les perturbations planétaires.

La matière ne se perd pas. Il faut donc qu'elle se retrouve dans un endroit du plan parcouru. Si la coinète a passé près de Torbite terrestre, les effluves émises à cette époque repasseront aussi près de cette orbite, et si la Terre se trouve au même instant dans cette région, il y aura choc, choc bien innocent sans doute par des matériaux si légers; à peine pourrontils percer les premières couches de notre atmosphère. Mais le mouvement ne se perdant pas plus que la matière, la force vive se transformera en chaleur ; peutêtre môme la lumière jaillira-t-elle un instant. Ce qui complète la ressemblance avec le phénomène des étoiles filantes, c'est qu'à la môme date de Tannée, ce sera toujours dans la môme direction que ces chocs auront

l38 L'ABTftONOXn Blf 1866 ST 1867.

lieu. Et comme chaque comète laisse après elle un essaim pareil de molécules abandonnées, le même phénomème se reproduira d'un bout à l'autre de l'année^ partout où un plan cométaire sera coupé par l'oitito terrestre. Ainsi, le tableau des centres de radiation des étoiles filantes serait comme le reflet du catalogue des comètes récentes.

Ces divers anneaux cométaires compt^raîent-ils> se demande M. Faye, autant d» plans distincts qu'il est passé ici-ba9 de comètes depuis un certain laps de temps? Ce sera sans doute vers leur périhélie qu'Ds devront être visibles, car là leurs matériaux sont moins disséminés qu'à l'aphélie. Là ils se projetteront pour nous, les uns sur les autres, en une masse confuse de lumière très-faible dont la perspective, sur la voûte noire de la nuit, dépendra de la répartition de ces périhélies autour du Soleil. Si la répartition est uniforme, la masse lumineuse paraîtra à peu près spfaérique, avec un accroissement sensible d'éclat vers le centre. S'il existe quelque cause d'accumulation, cette masse lumineuse à contours indécis s'étalera le long d'un certain plan et prendra pour nous une forme grossièrement lenticulaire^ Une pareille cause existe pour le plan de l'écliptique ; c'est la présence des grosses planètes, dont l'action a transformé tant de comètes paraboliques en comètes à courte période.

Pendant l'obscurité d'une éclipse totale, les effluves cométaires peuvent devenir visibles : loin du Soleil, ces courants disparaîtront sans doute dans le ciel assombri, non pas noir, des éclipses ; mais tout près du Soleil, là où l'illumination des régions circumsolaires est la plus

TBéOHIB COXATAIBB DM iVOIUtt RtANTES. l39

intense, là où ces courants enchevêtrés se projettent en grand nombre les uns sur les autres, ils devront apparaître en traits de lumière capricieusement agencés. Tous ceux dont les plans ne s'écarteront pas trop de notre œil traceront des rayons émanant du centre même du disque solaire ; les autres formeront des faisceaux de lignes diversement orientées; quelques-uns semblent tangents au contour du Soleil ; d'autres encore, ^'entrecroisant plus loin, produiront là quelque tache lumineuse plus ou moins compliquée.

SI ces courants étaient encore trop faibles pour ex* liquerla brillante auréole des éclipses totales, on pourrit au moins espérer d'en retrouver une trace dans leur effet sur les mouvements des comètes elles-mêmes. Qs constituent en effet une sorte de milieu résistant tel que les géomètres, Encke surtout, pouvaient le concevoir; seulement, ce milieu est en mouvement, et l'analyse relative à la résistance d'un milieu immobile ne lui est pas entièrement applicable.

« Je ne sais, dit M. Paye, si en groupant les conséquences d'un fait naturel très-vulgaire, tel que rémission nucléale des comètes, j'aurai réussi à expliquer les phénomènes des étoiles filantes, de la lumière zodia* cale et de l'auréole des éclipses de Soleil et du milieu résistant. S'il en était ainsi, la vitesse des étoiles filantes ue serait pas parabolique ; elle serait seulement bien supérieure à la vitesse circulaire. De môme, la période des maxima d'un flux périodique ne donnerait pas le temps de la révolution des météores, mais celui de la comète génératrice. L'hypothèse des nuages cosmiques se transformant en essaims d'étoiles filantes sous Tac-

l40 L'ASTBONOmS EN f866 BT 1B67.

tion perturbatrice des planètes deviendrait inutile. Enfin, la coïncidence si frappante des orbites caîculéei pour les flux d'août et de novembre, avec celle des co* mètes de iSôa et de 1866, proviendrait de cette ciN constance importante à noter que la vitesse des efflaveS cométaires, toujours inférieure à la vitesse paraixh lique, n'en diffère pourtant que d'une fraction de cette même vitesse qui atteint son minimum non loin de Torbite terrestre. En d'autres termes, ce seraient les comètes que l'on aurait réellement calculées, en empruntant seulement aux courants météoriques les éléments qui déterminent le plan de Forbite : le peu de différence des vitesses à la distance i permettant de prendre, sans trop d'erreur, le point de radiation da flux météorique pour le point de radiation de la comète elle-même. »

Cette explication de M. Paye sera appréciée de nos lecteurs. Mais avant l'explication il sera bon de constater d'abord si la théorie de la relation entre les étoiles filantes et les comètes est bien l'expression de la réalité.

Il nous reste maintenant à compléter les documents qui précèdent par deux communications importantes adressées à l'Académie des sciences.

La première, de M. Adams, directeur de l'Observatoire de Cambridge, a pour objet l'essaim de novembre et la comète I 1866; elle se résume comme il suit :

Adoptant la position suivante du point radiant :

Ascension droite 149^13'

Déclinaison boréale aS. i N

qui est la moyenne de la propre détermination de cet

THiORIE GOMÉTAHIE DES ETOILES PILANTES. l4l

istroDome et de cinq autres calculs, et tenant compte fe Faction de la Terre sur les météores^ lorsqu'ils se sont approchés de nous, M. Adams conclut les éléments suivants de l'orbite :

Période 33,!25 années (admise).

Moyenne distance io,34oa

Excentricité 0,9047

Distance périhélie o , g855

Inclinaison 16046'

Longitude du nœad 5i ,28

Dbtanoe da périhélie au nœud. 6,5i HouTement rétrograde.

L'accord de ces éléments avec ceux de la comète de Tempel (I, 1866) est encore plus grand que celui que présentent les éléments calculés plus haut par M. Le Verrier.

Au moyen de ces éléments et en employant la méthode de Gauss donnée dans sa Determinatio Attrac' tîofdsy Vastronome de Cambridge a calculé la variation séculaire du nœud de l'orbite des météores due à Tactiou des planètes Jupiter, Saturne et Uranus. Il a trouvé que, dans une période totale des météores, c'està-dire en 33,25 années, le mouvement du nœud est :

Par Faction de Jupiter, de ao'

» de Saturne, de 7 j

i« d'Uranus, de i |

La mouvement total du nœud, pendant cette période, serait donc de 29 minutes, ce qui s'accorde presque exactement avec la détermination de son moyen mouvement d'après l'observation faite par le professeur

I42 L'AST&ONOHIB Uf 1866 ET 1867.

Newton dans son mémoire sur les pluies d'étoiles novembre, inséré dans les numéros m et 1 12 du /< nal américain des sciences et arts.

Cela paraît, dit M. Adams, mettre hors de di Texactitude de la période de 33,25 années.

La seconde communication est écrite de Breslau, M. Galle, et a pour objet l'identification des d'avril et de la comète I, 1861.

Les différents résultats obtenus précédeniment 0, conduit cet astronome à un calcul de même nature sol la première comète de 1 861, qui dans son noeud dc»i cendant se rapproche de Torbite de la Terre jusqu'à It très-petite distance de 0.0022.

Le nœud correspond au 20 avril, jour marqué par une grande abondance d'étoiles filantes. En calculant, d'après les éléments elliptiques de cette comète, extraits par M. Oppolzer de l'ensemble des observations, le point apparent de radiation de la comète^ au moment du passage au nœud, M. Galle a trouvé :

Longitude 2670 a ; latitude -4- 570 o.

Les observations des météores d*avnl ayant donné en 1864, pour le point de radiation, l'ascension droite 277** 5, la déclinaison + 34" 6, ou bien :

Longitude 28 1 « 6 ; latitude -h 57*» 8, ces résultats s'accordent seulement à 7 degrés près en arc de grand cercle.

Si Ton compare les déterminations de plusieurs observateurs et d'années différentes {aussi pour les phénomènes d'août et de novembre), une pareille différence parait admissible, c Cependant, dit M. Galle, il serait

THÉOBIB COIIÉTAIUI DBS ÉTOILBS FILAimS. l43

difficile d'établir l'identité de l'orbite météorique et de l'orbite cométaire, dans ce cas, avec une certitude pareille à celle des météores de novembre, et le but principal de ma communication serait atteint si l'attention des observateurs pouvait être dirigée de nouveau à l'époque météorique du 20 avril, pour obtenir une détermination du point de radiation, encore plus certaine, si cela est possible. »

Voici le résultat du calcul inverse de la détermination de l'orbite météorique, en partant du point de radiation observé et de la vitesse tirée de l'orbite cométaire. Cet accord ne sera pas complet, puisque la durée de la révolution est purement hypothétique et le point de radiation incertain jusqu'à 5 ou 10 degrés.

Bétéoras du ao arrll. Comète I, zB6i.

Log. «(supposé) >}74^ i}746

ir 2360 243*»

Mourement direct.

On voit que la nouvelle théorie a des droits incon- ^tables au titre de découverte, et que les faits du même ordre viennent de différentes parts s'associer à elle et la confirmer.

On se souvient que dans notre premier volume nous avons signalé à propos de nébuleuses l'hypothèse d'un professeur américain sur l'âge relatif des planètes. Voici maintenant un rapport établi entre les météores cosmiques et la formation de la terre.

l44 L* ASTRONOMIE EN 1866 ET 1S67.

La RePue (f Edimbourg nous apporte, sur les étoiles filantes, des considérations fort ingénieuses que nous nous faisons un devoir de traduire à nos lecteurs, et qui termineront dignement l'histoire de la grande pluie d'étoiles filantes, décorée, comme on l'a vu, par certains astronomes, du surnom de feu d'artifice.

Parmi le grand nombre d'aérolithes authentiques conservés dans les collections minéralogiques, deux seulement — l'un du lo août et Tautre du i3 novembre — sont tombés aux dates des étoiles filantes. D'un autre côté, cinq ou six météorites, à l'époque du i3-i4 octobre, appartiennent à une date où les étoiles filantes, autant qu'on s'en souvienne, n'ont pas eu d'apparitions. Les météorites, au surplus, sauf de très-rares exceptions, tombent après midi ; tandis que le moment du maximum des étoiles filantes se trouve aux heures du matin, avant l'aube. Ces faits établissent une certaine distinction entre les étoiles filantes et les aérolithés; les premières sont appelées c météorides » par le professeur Newton, tandis que le professeur Brogley renferme tous les corps qui deviendraient étoiles filantes ou aérolithes sous la désignation commune de « masses météoriques. » Les météorides, d'après le professeur Newton, ne peuvent pas être regardés comme des fragments de mondes, mais doivent plutôt être décrits comme les matériaux par lesquels de nouveaux mondes peuvent être formés. M. Brogley incline de même à supposer que « la Terre fut originairement produite par l'agrégation et la réunion de météorites ou de masses plus importantes formées par la réunion préalable de ceux-ci -- the earth was originally pro

LSS ÉTOILES FILANTES ET LA TEBBB. l45

dnced by the aggregation and coalescence of météorites, or of greater masses into which thèse had previously coalesced. » Les étoiles filantes et les aérolithes seraient de la sorte graduellement consolidés en plus vastes corps par la collision ; rien toutefois n'autorise à croire que les météores du 14 novembre se précipitent eux-mêmes sous la forme de pierre à la surface de la Terre. En raison de leur nature Inflammable et de leur légèreté spécifique, leur pouvoir de pénétration dans l'atmosphère paraît être extrêmement faible, nonobstant leur grandeur et leur clarté inaccoutumées. Plus de 70 météores de la pluie de novembre, observés à Ne^haven et en d'autres points des États-Unis d'Amérique en i863 , furent observés surpassant de i5 milles le niveau des étoiles filantes ordinaires. Ce ré* sultat amène à croire que les étoiles filantes du 14 no« vembre sont formées de substances plus inflammables que celles des autres ondées météoriques. On ne doit donc concevoir aucune appréhension que l'atmosphère ne soit pas capable, dans le cas du retour d'une chute analogue, d'empêcher leur pénétration et de les arrêter à une distance respectable de la sphère des habitations humaines.

Cette théorie, qui représente la Terre comme une agrégation de bolides , est certes fort contestable, et ne pourrait, dans tous les cas, s'accorder avec les faits géologiques qu'en supposant que l'agrégation complète aurait eu lieu avant l'époque primaire et au temps de la fluidité primitive.

l46 DEBMIEBS TBAVÂUX DE L'ASTRONOMIE.