Arago, Astronomie populaire, t. IV, p

2. Jahn, Histoire de l’astronomie au dix-neuvième siècle (en allemand), p. 66 (Leipzig, 1844).

3. M. Le Verrier (Urbain-Jean-Joseph), né à Saint-Lô le 11 mars 1811, sortit au premier rang de l’École polytechnique et 'se fit, dès 1836, connaître par un travail de chimie (Sur les combinaisons du phosphore avec l’hydrogène). Professeur de mécanique céleste- à la Sorbonne, il entra, en 1849, à l’Assemblée législative, fut sénateur sous l’Empire et succéda en 1854 à Arago dans la direction de l’Observatoire. Après la chute de l’Empire, il perdit cette place, et y rentra en 1872 (après la mort de M. Dclaunay), par undécretde M. Thiers, président de la République française.

576 HISTOIRE DB L’ASTRONOMIE

après la publication de ce mémoire, Arago donna à l’Académie lecture d’une lettre, en date du 25 septembre 1846, adressée à M. Le Verrier. « La planète, y disait l’astronome de Berlin, dont vous avez signalé la position, existe réellement. Le jour même où j’ai reçu votre lettre, je trouvai une étoile de huitième grandeur, qui n’était pas inscrite dans l’excellente carte Hora XXI (dessinée par M. Bremiker) de la collection de cartes célestes, publiée par l’Académie de Berlin. L’observation du jour suivant décida que c’était la planète cherchée. «Puis Arago ajoutait : a Les astronomes ont quelquefois trouvé, accidentellement, un point mobile, une planète, dans le champ de leurs télescopes, tandis que M. Le Verrier aperçut le nouvel astre sans avoir besoin de jeter un seul regard vers le ciel : il le vit au bout de sa plume. Il avait déterminé, par la seule puissance du calcul, la place et la grandeur d’un corps situé bien au delà des limites jusqu’ici connues de notre système planétaire, d’un corps dont la distance au Soleil surpasse 1200 millions de lieues et qui dans nos plus puissantes lunettes offre à peine un disque sensible. »

Au mois d’août 1847, M. Lassel, le même astronome anglais qui avait découvert les deux satellites d’Uranus les plus rapprochés de leur planète, découvrit, à Starfield près de Liverpool, en observant Neptune, un satellite qui fut également observé par O. Struve à Poulkova, en septembre de la même année. Ce dernier trouva que ce satellite accomplit sa révolution en 5j21'', et que sa distance au centre delà planète est d’environ 100 000 lieues.

Les recherches qu’on a faites depuis pour savoir si la planète Neptune n’avait pas été déjà anciennement*

1. Suivant les recherches faites par MM. Petersen, VValker et Mauvais dans {'Histoire céleste de Lalande, Neptune avait été observé comme une étoile de 8° grandeur le 6 et le 8 mai 1795. On a encore cité les observations de Warlmann et de Cacciatore, faites en 1831 et

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aperçue, ne peuvent diminuer en rien le mérite de la brillante découverte de M. Le Verrier.

Petites planètes circulant entre Mars et Jupiter.

Guidé par son génie, Kepler avait rcmairpié dans le groupement des planètes une lacune , un véritable hialus, entre Mars et Jupiter. Pour le combler, il y plaça une planète — à découvrir. Cette hypothèse fut mal accueillie, parce qu’elle contrariait les idées régnantes, et bientôt oubliée.

Le professeur Titius, de Wittemberg, avait donné, dans sa traduction allemande de la Contemplalion de la Nature de Charles Bonnet'', une série particulière de nombres pour montrer que les distances des planètes au Soleil sont soumises à une loi, dont l’invention a été à tort attribuée à l’astronome Bode, de Berlin. Cette série est représentée par la progression géométrique de 0, 1, 2, 4, 8, etc., chacun de ces termes étant, à partir de zéro, multiplié par 3 et le produit augmenté de 4, de manière à obtenir :

Les nombres 4 7 10 16 28 52 100 représentent assez bien les distances moyennes de Mercure (0,387), de Vé-

183.5 à Genève et à Pnlcrme. Mai«, tout examen fait, elles ne sauraient aucunement s’appliquera la planète Neptune.

l. IletrachlUDg ühcr die ^atur,Yi. 1 (I.eipzig, 1772, in-8").

HISTOIRE DE l’astronomie.

nus (0,723), de la Terre (1,000), de Mars (1,523), de Jupiter (5,202), de Saturne (9,538) au Soleils Quant aux deux derniers termes, applicables à des planètes qui étaient encore à découvrir quand parut le livre de Titius, il est à remarquer que la distance moyenne d'Uranus (19,182) se rapproche encore assez de 196. Mais la distance moyenne de Neptune (30,036) s’éloigne très-notablement de 388. ,

Persuadés de l’existence d’une planète intermédiaire entre Mars et Jupiter, vingt-quatre astronomes allemands s’associèrent sous la présidence de Schroeter, directeur de l’observatoire de Lilientlial, près de Brême, pour se mettre à sa reclierclie. Lalande s’intéressa lui-même vivement à cette association. Mais elle n’amena aucun résultat. La planète, dont le baron Zacb (directeur de l’observatoire de Seeberg, près de Gotha, mort en 1832 à Paris) avait vainement essayé de calculer les éléments, se présenta un jour d’elle-même au bout de la lunette d’un astronome qui ne la cherchait point.

Gérés. — Personne ne pensait plus au hiatus de Kepler, ni à la loi do TUius-Bode, quand Piazzi découvrit, dans la nuit du 1" janvier 1800, une nouvelle planète, qu’il appela Cérès^ nom de l’ancienne déesse de la Sicile^. Il allait , pour l’achèvement do son catalogue, observer l’étoile 87 de la constellation du Taureau, quand il aper-

1 . Bode, directeur de l’Observatoire de Berlin (né en 1747, mort en 1826), auteur du Grand Atlas céleste, et de la Connaissance du ciel étoilé, dont la 8' édition parut en 1823, fut tellement émerveillé de cette coïncidence qu’il présenta la loi de Titius comme une véritable révélation. 11 insista sur la nécessité d’explorer l’espace compris entre Mars et Jupiter, pour trouver la planète correspondant au terme, 28 de la fameuse séi’ie à laquelle il finit par attacher son nom.

2. Piazzi {né en 1746 à Ponte, dans la Valteline, mort en 1826 à Naples) entra dans l’ordre des Tbéatins, enseigna la philosophie à Gênes, les mathématiques à Malte et la théologie à Rome. Protégé par Pie VII, il fit construire un observatoire à Palerme, dont il eut la

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çut, dans le voisinage, par 5“47' d’ascension droite et 16'’8' de déclinaison boréale, une étoile de huitième grandeur, cfu’il n’avait pas encore remarquée. En la voyant se déplacer les jours suivants, il la prit pour une comète, et en informa Lalande à Paris, Bode à Berlin et Oriani à Milan. On voit que la découverte qui, suivie d’autres découvertes du même genre, devait combler, entre Mars et Jupiter, la lacune signalée par Kepler, ne fut le résultat d’aucune recherche délibérée; elle était uniquement due à cette cause inconnue , qu’on nomme le hasard.

Piazzi continua d’observer sa prétendue comète jusqu’au 11 février suivant, où il tomba malade ; quand, vers la lin du même mois, il fut rétabli, l’astre n’était plus visible, s’étant perdu dans les rayons du Soleil, et l’arc observé était trop petit pour décider sûrement, d’après les méthodes ^jusqu’alors employées, s’il paixourait une ellipse ou une parabole. Les astronomes étaient fort embarrassés, lorsqu’un jeune homme, depuis devenu célèbre comme mathématicien, Gauss, soumit les observations do Piazzi au calcul, et parvint, à l’aide d’une méthode de son invention, à tracer la courbe que l’astre fugitif devait parcourir; il en annonçai la réappai’ition pour la fin do l’année, et indiqua même le lieu précis où il serait alors visible. Les astronomes en renom firent peu attention à cette annonce d’un homme nouveau dans la carrière scientifique. Le baron de Zach lui-même paraît avoir été incrédule ; car ce ne fut pour ainsi dire que par acquit de conscience que, à fcifin de décembre et au commencement de janvier 1802, il dirigea sa lunette vers la région du ciel indiquée; il aperçut la petite planète, mais comme il n’y

direction, et se voua dès lors tout entier à l’astronomie. Son Catalogue des étoiles, augmenté en 1818, et ses Leçons d'astronomie (Palerme, 1817, 2 vol. in-8°) popularisèrent son nom.

croyait pas, il en laissa échapper la découverte ‘ . Mieux avisé que le directeur de l’observatoire de Seebach, un amateur astronome, le docteur Olbers, de Brême, s’était fait construire, sur les indications de Gauss, une petite carte sur laquelle il avait marqué, le l" janvier 1802, toutes les étoiles de la région où devait réapparaître l’astre de Piazzi. Le lendemain 2 janvier, il remarqua que l’une de ces étoiles s’était déplacée, et il continua à l’observer jusqu’au 6 janvier, où il reconnut qu’elle avait exactement suivi la route théoriquement tracée. Le triomphe de Gauss fut complet : l’astre en question était une planète ; on en avait désormais tous les éléments. En même temps on constata, non sans quelque surprise, que la la-’ cune de la série de Titius était comblée par cette découverte : la distance moyenne de la nouvelle planète au Soleil, 2,767, était très-bien rendue, en nombres ronds, par 28.

Gérés fut depuis observée par Schroeter, Méchain, Maskelyne, Bode, Herschel, Santini, Encke, etc. Il résulte de leurs observations que Gérés tourne autour du Soleil en 168Qj,75, que son orbite est inclinée de 10* 36' 28" sur le plan de l’écliptique, que sa distance moyenne au Soleil est de 2,767, celle de la Terre étant 1, etc. Schroeter, qui a évalué le diamètre réel de la petite planète à 185 lieues, la croit entourée d’une atmosphère épaisse et très-étendue.

Pallas. — G’est également le hasard qui présida à la découverte de la seconde petite planète. Dans la soirée du 28 mars 1802, Olbers' observait la plaûète de Piazzi. Sa

1. C’est Zach lui-même qui a raconté sa mésaventure dans Monatliche Correspondenz, l. V, p. 90.

'2. Henri-Guillaume Olbers (né à Arbergen près de Brême en 1758, mort en 1840), fils d’un pasteur protestant, étudia la médecine à Gœt- Li ligue, puis il abandonna cette carrière pour se livrer exclusivement

ASTRONOMIE MODERNE

lunette venant à se diriger sur l’aile septentrionale de la Vierge, il aperçut une étoile de septième grandeur, qui formait avec les n°‘ 20 et 191 de la carte céleste de Bode un triangle équilatéral. Cette étoile n’y était pas marquée. Le lendemain il la trouva changée de place ; plus do doute : c’était une planète. Il en avertit aussitôt le baron de Zach ; d’autres observateurs apei’çurent l’astre nouveau, qui reçut le nom de Pallas, et Grauss, devenu directeur de l’observatoire de Gœttingue, en détermina les éléments. La distance moyenne de cette petite planète au Soleil est de 2,770, et la durée de sa révolution sidérale de 1683j,52. Schroeter a trouvé, pour le diamètre réel de Pallas, 765 li(fues, et Herschel seulement 45 lieues ; cette énorme différence paraît être due à la nébulosité dont la petite planète est entourée.

Mais que devenait ici la loi de Titius-Bode? Entre Mars et Jupiter il ne manquait plus de terme : la place était déjà prise par Gérés. On se mit dès lors à penser que Pallas pourrait bien n’être qu’une comète; l’inclinaison de son orbite, son excentricité et surtout la nébulosité dont on la voyait enveloppée, pouvaient, en effet, autoriser une pareille opinion. Mais il fallut y renoncer après la découverte d’autres planétules semblables, situées dans la même région du zodiaque.

JuNON. — Les découvertes inattendues de Gérés et de Pallas portèrent les astronomes à réviser les catalogues d’étoiles et les cartes célestes. Harding ‘ était du nombre

à l’astronomie. Ses travaux sur les comètes font autorité dans la science.

1. Charles-Louis //ardingr (né à Lauenbourg en 176.o, mort à Gœttingue en 1834), fils d’un pasteur protestant, apprit les sciences physiques sous Lichtenberg et se livra tout entier, depuis sa découverte de Junon, à l’astronomie qu’il enseignait à l’universitc de Gœttingue. Il est auteur de VAllas novus ccelestis, en vingt-quatre planches (Gœttingue, 1822), et d’un grand nombre de notices dans les Annonces savantes de Gœttingue, dans la Correspondance mensuelle de Zach, etc.

HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE

de ces réviseurs zélés. Il ne tarda pas à être récompensé de sa peine. Le 1®'' septembre 1804, à 10 heures du soir, il vit dans la constellation des Poissons une étoile de huitième grandeur, qui n’était pas notée dans V Histoire céleste de Lalande. Le 4 septembre suivant il la trouva très-sensiblement changée de place : c’était une nouvelle planète. Elle reçut le nom de Junon. Gauss en calcula les éléments. La distance moyenne de cette planétüle au Soleil est de 2,669, sa révolution sidérale de 1592j,30, etc. Junon paraît être entourée d’une atmosphère très-dense, et elle présente, suivant Schrocter, de très-fortes variations d’intensité de lumière, ce qui ferait supposer qu’elle n’est pas ronde*. D’après Maedler, son diamètre réel est de Î46 lieues : ce ne serait donc qu’un éclat de planète.

Vesta. — Si la découverte de Gérés, celle de Pallas et celle de Junon Sont ducs au hasard, il n’en est pas de même de celle qui và suivre. Gomme ces petites planètes sont toutes Situées entre Mars et Jupiter, Olbers, reprenant l’idée de Kepler , émit l’hypothèse qu’elles ne sont que les fragments d’une grosse planète, détruite par quelque force naturelle. Cette hypothèse semblait être corroborée par les calculs de Gauss, montrant que Gérés, lors de son passage ascendant à travers l’orbite de Pallas, arrive très-près de cette planète, et que Junon passerait ultérieurement sür les points d’intersection des orbites de Gérés et de Pallas. Olbers alla plus loin : il supposa que d’autres fragments de planète semblables devaient exister dans la même région de l’espace, et passer par les mêmes points d’intersection, pendant leurs révolutions autour du Soleil. Ces points se trouveraient dans la Vierge et dans la Baleine. Olbers se mit donc à explore]attentivement ces constellations, et le 29 mars 1807, vers

1. Schroeter, Beobachtungen der drei neu-entdekten Plancten , Ceres, Pallas, Juno; Goettingne y 1805.

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huit heures du soir, il aperçut, dans la Vierge, une étoile de 6« grandeur, qui changeait de place : c’était la planète qui reçut le nom de Vesta. Olbers continua à l’oljserver jusqu’au 20 avril, et envoya le même jour le résultat de ses observations à Grauss, à Gœttingue. Celui-ci lui renvoya le lendemain la détermination des éléments de la nouvelle planète.

Par un ciel parfaitement serein, Vesta est visible à l’œil nu. D’après Maedler, son diamètre réel est de 122 lieues.

A l’occasion de la découverte de Vesta, M. de Littrow rappela ces paroles d’un ancien poète : où oùx àpe-

TT)?, àXX’ euTuyoaévTjç, elle ne fut point V effet du hasard^ ni du génie^ mais du génie favorisé par le hasard. Ce même astronome avait dit, après la découverte de Vesta, qu’il « existe probablement entre Mars et Jupiter beaucoup d’autres de ces petites, planètes qui sont restées jusqu’à présent inaperçues et qui peut-être le seront encore longtemps au milieu de la quantité d’étoiles qui peuplent ce vaste intervalle ‘ . »

Astrée. — Trente-huit ans s’étaient écoulés depuis la découverte de Vesta, lorsque M. Hencke (qu’il no faut pas confondre avec l’astronome Encke), un simple amateur d’astronomie, directeur de poste à Driessen, découvrit, le 8 décembre 1845, la cinquième petite planète, qui reçut le nom d'Aslréc. Moins do deux ans après, il en découvrit une autre , nommée Hébé { le 1" juillet 1847).

Depuis lors, chacun se mit à explorer les régions zo-

1. Jean-Joseph de Littrow (né à Bischof-Tenizen,en Bohême, enl78l^ mort en 1840) fut depuis 1819 directeur de l’Observatoire de Vienne, qu’il réorganisa complètement. Il est auteur d’un mémoire Sur les étoiles doubles, des Merveilles fh* Ciel (en allemand), traité d’astronomie populaire très-estimé, et d’un Traité d’astronomie théorique et pratique (Vienne, 1821-1827, 3 vol. in-8°).

HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE

diacales, et à noter les étoiles qui manquaient sur les cartes célestes, ou qui n’y occupaient plus les mêmes places. Et c’est ainsi que l’on a, depuis lors, découvert presque tous les ^ ans un certain nombre de ces petites planètes, qu’Herschcl proposait de nommer Astéroïdes. Aujourd’hui (en septem- 1 bre 1873) on en compte déjà 133, et leur nombre paraît ; loin d’être épuisé. Les astronomes ne les désignent plus que par des chiffres indiquant l’ordre chronologique de leur ; découverte, à commencer par Gérés, Pallas, Junon, Vesta, j Astrée, etc., ainsi numérotées : (J) (J) (s), etc.

Toutes ces planètes télescopiques , réputées les débris d’une grosse planète, sont situées entre Mars et Jupiter. Leur découverte ne recule donc point, comme la découverte de Neptune, les limites de notre monde. j

Parmi les observateurs qui en ont découvert le plus | grand nombre, nous nous cantenterons de citer Hind, de i Grasparis, Luther, Goldschmidt, Ghacornac, Peters, Wat- \ son, Ferguson, Pogson, Borelly, Graham. Tous ces noms ■, sont ceux d’astronomes de profession, à l’exception de ! celui de Goldschmidt L

]. Hermann Goldschmidt (né à Francfort-sur-le-Mein en 1802, mort '

à Fontainebleau en 1866) était peintre de sa profession. Plusieurs de ;

ses tableaux ont figuré aux Expositions publiques. 11 vivait depuis ,

quelque temps à Paris, lorsqu’un jour le hasard le conduisit au j

cours d’astronomie que M. Le Verrier faisait à la Sorbonne : le pro- i

fesseur expliquait une éclipse de Lune qui devait avoir lieu le même |

soir (le 31 mars 1847). Cette leçon l’intéressa vivement. « Dès ce mo- -,

ment , nous a-t-il raconté lui-même, je me mis à étudier avec passion jj

une science dont je ne possédais encore que de très-vagues notions. ^

J’avais lorgné chez un marchand de bric-à-brac une petite lunette; je passais souvent devant sa boutique. Un jour, vers la fin de 1849, je me décidai à acheter l’instrument qui me faisait envie. Ce fut le plus beau jour de ma vie. » Trois ans après, le 15 novembre 1852, Goldschmidt découvrit, avec sa petite lunette, une première planète, qui '

reçut d’Arago le nom de Lutetia (^; le 26 octobre 1854, il décou- ’

vrit Pomone (^; puis successivement Atalante le 5 octobre ]

1855; Harmojua le 31 mars 1856; Pap/ine' le 22 mai 1856;

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A l’exemple des paléontologistes , qui reconstituent, avec des fragments de squelettes, des animaux entiers d’espèces antédiluviennes, M, Daniel Kirkwood tenta, d’après une communication présentée, dès 1850, à l’Association britannique pour l’avancement des sciences, de reconstituer avec ces astéroïdes jusqu’alors connus (au nombre de 10), la planète brisée, et il fut conduit à lui assigner un diamètre surpassant de beaucoup celui de Mars.

Existence douteuse des planètes intramercurielles.

En s’occupant des Tables de Mercure, M. Le Verrier s’aperçut que l’orbite de cette planète éprouve un déplacement beaucoup plus grand qu’il ne devrait l’être d’après l’action calculée des forces connues. Pour expliquer cette anomalie, il eut recours à une hypothèse : il supposa

Nysa le 27 juin 1857; Eugenia le 11 juillet 1857; Mélété le 9 septembre 1857; Pairs le 19 septembre 1857; Doris le 29 septembre 1857; Europa le 6 février 1858; Alexandra(^ le 10 septembre 1858; Danaé le 19 septembre 18G0; Panole 5 mai 1861, lorsque la mort vint interrompre le cours de ses découvertes. Plus de dix mille étoiles avaient été pointées par Goldschmidt comme manquant sur les Cartes célestes de l'Académie de Berlin. Ces Cartes, auxquelles d’habiles astronomes travaillaient depuis plus d’un demi-siècle, ont pour base les zones de Bessel, continuées parxirgelander, et cette base seule comprend 97 000 étoiles de 9“ à 10' grandeur. Les étoiles, ainsi pointées par Goldschmidt, y manquaient-elles réellement? Quelques-unes d’entre elles s’étaient-elles déplacées? Voilà ce que l’astronome -peintre se demandait avec raison. Quoi qu’il en soit, ce fut pamni ces étoiles qu’il découvrit ses planètes. Puis, pour tout dire, c’était dans un humble atelier d’artiste, au sixième étage d’une vieille maison, dans une des rues les plus fréquentées (rue de l’Acienne-Comédie), c’était du haut du café Procope, ou se donnaient jadis rendez-vous les astres de la littérature, c’était de là que Goldschmidt observait le ciel.

HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE

cpi’il existe entre le Soleil et Mercure, soit un anneau ^ d’astéroïdes, soit une ou plusieurs petites planètes, à découvrir. Ces masses troublantes devaient, si elles existaient, se montrer de temps à autre sous forme de points noirs sur le disque lumineux du Soleil. Diverses observations de ce genre avaient été faites vers le milieu et la fin du siècle dernier, sans qu’on eût rien pu en tirer de concluant. Enfin M. Le Verrier vint, le 2 janvier 1860, annoncer à J l’Académie des sciences que M. Lescarbault, médecin â ] Orgères (Eure-et-Loir), explorant la surface du Soleil, avait observé, le 26 mars 1859, le passage d’un point noir, parfaitement rond, dont il estimait le diamètre au quart de celui de Mercure. On crut aussitôt à la décou- j verte d’une nouvelle planète, qui reçut le nom de Vulcain. j Au rapport de M. Lescarbault, la planète Vulcain devait se montrer assez fréquemment sur le disque solaire^ à la fin de mars et au commencement d’octobre. Mais, j malgré les plus actives recherches, aucun astronome n’a pu jusqu’à présent la retrouver h

Les Comètes.

11 y a des comètes qui font partie de notre monde ; 1

d’autres ne font que le traverser sous tous les angles \ possibles, sans qu’on sache ce qu’elles deviennent. Ces | dernières sont les plus nombreuses. Depuis des siècles, les Chinois tiennent des catalogues ou listes de comètes. Mais en Europe ce n’est guère que depuis une cinquantaine d’années que les astronomes déterminent et enregistrent exactement les éléments de ces astres, afin que plus tard on puisse s’assurer si elles sont périodiques, ou si

1. M. Radeau, les derniers progrès de la science, p. jl5 et suiv. (Paris, 1868).

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elles se perdent sans retour dans les profondeurs do l’espace.

Pingre (né à Paris en 1711, mort en 1790) entreprit le premier un recensement général de toutes les comètes observées depuis l’antiquité jusqu’en 1782, dans sa Cométographie, ou Traité historique et théorique des Comètes (Paris, 1783, 2 vol. in-4). Son exemple a été suivi, et aujourd’hui on trouve^ enregistrées dans les catalogues, plus de 600 comètes d’une constatation suffisamment authentique. Si l’on tient compte des innombrables comètes télescopiques qui devaient échapper aux anciens, on ne sera peut-être pas éloigné de croire avec Kepler qu’il y a autant de comètes au ciel que de poissons dans l’océan.

Depuis que l’on a attribué le déluge à une comète, les gens du monde se sont beaucoup préoccupés de la rencontre probable d’un de ces astres chevelus avec la Terre. En examinant cette question, Olbcrs a trouvé que dans 88000 ans, l’une des comètes pourra venir aussi près de nous que la Lune, que dans quatre millions d’années une autre pourra se l’approcher jusqu’à 2566 lieues de notre globe, enfin que dans deux cent vingts millions d’années une troisième pourrait venir choquer la Terre *. Mais ces prédictions, empruntées au calcul des probabilités, n’ont rien d’inquiétant, non-seulement à cause de leur éloignement , mais à raison de l’extrême ténuité de la masse cométaire

Un travail plus sérieux d’Olbers, c’est sa Méthode nouvelle pour calculer les orbites des comètes. La détermina-

1. Correspondance mensuelle àe Züch, Année 1810, et Bibliothèque universelle de Genève, mai 1828.

2. Voy. Arago, Astronomie populaire, t. II, p. 293 et suiv. — Un choc entre une comète et la Terre n’est pas impossible. Mais si la possibilité est incontestable, la probabilité est extrêmement petite : sur 281 millions de chances il n’y en a qu’une qui puisse amener une pareille rencontre.

tion d’une orbite cométaire, au moyen d’un certain nombre d’observations géocentriques, ce problème que Newton regardait déjà comme extrêmement difficile, lomje difficillimum , avait été traité successivement par Lacaille, Euler, Lambert , Bouguer, Lagrange, Boscowich et Laplace. La méthode deLaplace exigeait beaucoup de calculs préparatoires, tellement fastidieux, que les calculateurs, à bout de patience, abandonnaient quelquefois leur travail, sans avoir obtenu aucun résultat satisfaisant. Ce fut en 1790 qu’Olbers annonça au baron de Zacb qu’il était en possession d’une méthode infiniment supérieure à toutes celles qu’on avait employées jusqu’alors*. Cette méthode est une extension du principe que Lambert avait établi pour l’orbite cométaire, et qui consiste en ce que le rayon vecteur moyen divise la corde de l’orbite terrestre en proportion des temps écoulés entre les trois observations nécessaires pour calculer l’orbite d’une comète. Cette méthode sert à déterminer, en très-peu de temps, tous les éléments de l’astre avec une très-grande approximation ; quelques interpolations donnent ensuite facilement une connaissance plus exacte des éléments

Comètes périodiques.

Depuis la comète de Halley, dont nous avons parlé plus haut (p. 458), sept autres Comètes périodiques ont été découvertes. Les voici dans leur ordre chronologique. Après la comète de Halley^ la première en date , viennent : 2“ La comète d'Encke, découverte à Marseille, le 20 novembre 1818, par Pons. Elle porte le nom à'Encke^ parce que cet astronome en établit le premier la périodicité ; se

1. Mémoire publié dans Gœttingische Anseigen, 21 janvier 1797 ; mémoire réédité, revu et augmenté par Encke; Berlin, 1847.

2. Voyez l’article Olhers de M. Radeau, dans la Biographie générale.

ASTRONOMIE MODERNE

Ibudant sur d’anciennes observations, il montra qu’elle ne met qu’environ 1200 jours (un peu plus de trois ans) à parcourir son orbite elliptique. — 3“ La comète de Biela ou de Gambart. Aperçue le 27 février 1826, à Johannisberg, par Biela, elle fut observée dix jours après à Marseille , par ü-ambart. Celui-ci montra que cette comète était identique avec celle qui avait paru en 1772 et 1805; il en calcula les éléments, et en établit la .périodicité, en fixant la durée de sa révolution à 2417 jours (un peu plus de six ans et demi). Lors de son retour en 1846, elle a présenté un spectacle très-remar- ([Liable : elle s’est partagée en deux noyaux, l’un boréal, l’autre austral L Lors de sa réapparition en 1852, on a remarqué que la durée de la révolution du noyau boréal est un peu plus courte que celle du noyau austral. Voulant en donner les éléments, il s’aperçut qu’une orbite parabolique ne pouvait lui convenir. Sa périodicité ayant été établie, M. Goldscbmidt, de Gœttingue, en calcula les éléments elliptiques. — 4” La comète de Paye. Le 22 novembre 1843, M. Faye découvrit une nouvelle comète, dont il calcula d’abord les éléments paraboliques, puis les éléments elliptiques , après en avoir reconnu la périodicité. Cette comète, qui a été revue en 1851, 1858, 1865 et 1872, parcourt son orbite en 2718 jours (un peu plus de sept ans). — 5° La comète d’Arrest^ découverte le 27 juin 1851 à Leipzig, a été l’objet d’importantes recherches de la part de M. Villarceau, qui en a fait le pre> mier connaître la périodicité. La durée de sa révolution est d’environ six ans et demi. — 6® La comète de Brorsen, découverte par M. Brorsen, et calculée par Bruhns, a passé au périhélie le 17 avril 1868. La durée de sa révolution est de près de cinq ans et demi. — La co-

1. Dcmocrite et Éphore, dans l’antiquité, croyaient déjà qu’une comète pouvait se diviser. Mais cette opinion fut contestée par tous les astronomes jusqu’à l’époque du partage de la comète de Biela.

590 histoire’de l’astronomie.

mète dé Tuttle, découverte par M. Tuttle, et calculée par M. Tiscliler, a passé au périhélie le 30 novembre 1871. La durée de sa révolution est de près de quatorze ans (13 ans et un huitième), — La comète de WinneckCy découverte par M. Wiunecke, et calculée par M. Oppolzer, a passé au périhélie le 29 décembre 1871. La durée de sa révolution est d’un peu plus de cinq ans et demi L Toutes ces comètes, à l’exception de celle de Halley, ne peuvent être aperçues qu’au moyen du télescope. Il est extrêmement probable que leur nombre ira en augmentant.

Variabilité et nature des comètes.

0Une comète peut-elle varier d’aspect? Ce point important paraît avoir été mis hors de doute par l’observation des changements qu’a présentés la comète périodique de Halley dans ses différentes apparitions. En 1456, sa grandeur extraordinaire (sa queue avait 60 degrés de longueur) ré^iandit une terreur universelle. Le pape Calixte III particulièrement en fut si effrayé. qu’il institua VAvgelus^, et ordonna des prières publiques pour conjurer à la fois la comète et les Turcs qui, après la prise de Constantinople (en 1452), s’étaient implantés en Europe. En 1607, Longomontanus compara le noyau de la comète à la grosseur de Jupiter, avec une teinte obscure; la queue n’offrait rien de remarquable. En 1681, son noyau fut assimilé par Picard et Lahire à une étoile de deuxième grandeur ; sa queue avait environ 30 degrés de longueur. En 1759,

1. Voir dans l’Annuaire du Bureau des longitudes pour l’année 1873, p. 100, le Tableau des éléments des comètes périodiques, par Delaunay.

2. C’est ainsi que l’on rapporte à la comète de l’an 590 l’usage de dire à celui qui éternue : Dieu vous bénisse, parce que cette comète coïncidait avec l’apparition d’une effroyable épidémie, où les malades étaient, dit-on, atteints d’un éternument d’un pronostic fâcheux.

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avant son passage au périhélie, son noyau ne put point être aperçu à l’œil nu ; sa queue était à peine visible. En 1835, la comète était visible à la simple vue, 47 jours avant son passage au périhélie; sa queue avait (le 15 octobre) une éteudue de 20 degrés. Dans l’intervalle de 1759 à 1835, la même comète paraissait donc avoir grandi.

Newton n’était pas éloigné d’admettre que « les exhalaisons, dont les queues des comètes se composent, peuvent tomber dans l’atmosphère de la Terre, s’y condenser et produire toutes sortes de réactions chimiques. » Suivant Arago et d’autres astronomes rt*cents, ce phénomène est non-seulement possible, mais de nature à se reproduire assez fréquemment. C’est ainsi qu’on a essayé d’expliquer certains brouillards fétides, phosphorescents, par des queues de comètes; mais, sans recourir à cette hypothèse, on peut, comme l’a montré Arago, en attribuer la cause à des émanations volcaniques ou à dos pluies extrêmement fines d’aérolithes. Ce même astronome essaya aussi de rassurer les hommes sur les dangers qui pourraient résulter du passage de notre globe à travers la traînée vaporeuse d’une comète. Il s’attacha à combattre les idées de Gregory, de Sydenham, do Lubinietski et surtout de Forster qui, dans un ouvrage spécial {Illustrations of the astronomical origin of épidémie diseases, Chelmsford, 1829), avait voulu prouvera que depuis l’èrc chrétienne les périodes les plus insalubres sont celles qui ont été marquées par l’apparition de quoique grande comète, que l’apparition de ces astres était on outre accompagnée de tremblements de terre, d’éruptions de volcans et de commotions atmosphériques.

Mais l’apparition dos comètes les plus remarquables par leur forme et par leur éclat n’a été accompagnée d’aucune des perturbations signalées par Forster. Parmi ces planètes nous citerons : la comète à queues multiples de 1744 (comète de Ghéseaux), dont le noyau égalait, le 12 février, en éclat la plus brillante étoile du ciel, Sirius; elle

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était un moment visible en plein jour, comme la comète de 1843, dont la lumière fut comparée par Arago à la lumière zodiacale.

Nous y ajouterons les comètes de 1769, 1811 et 1858 (comète de Donati), si remarquables par leur éclat et la grandeur de leurs queues. W. Herschel aperçut dans la comète de 1811, qui coïncida avec une abondante récolte de vin d’une qualité fort recherchée , des fdets lumineux qui semblaient éprouver des variations de longueur fréquentes et rapides; il en conclut que l’astre tournait sur luimême. Un semblable mouvement de rotation paraît avoir été observé par Dunlop , directeur de l’observatoire de Sidney (Australie) dans la comète de 1825, dont la queue se composait de cinq branches distinctes, de longueurs inégales.

Si l’on ignore encore complètement la nature et la composition des comètes, on sait qu’il y a des comètes nonseulement sans queue, mais sans noyau; que le noyau, là où il existe, peut être ou diaphane, ou solide. Dans ce dernier cas, le noyau, en général d’un vif éclat, peut briller à la fois par sa lumière propre et par la lumière réfléchie du Soleil.

Coup (l’œil rétrospectif sur notre système du monde.

Huit grosses planètes, y compris notre Terre, dix-huit satellites, y compris la Lune, huit comètes périodiques, cent vingt-huit planétules intrajoviennes^ dont la découverte a commencé le l"’ janvier 1800, et dont le nombre réel est encore inconnu, sans compter les anneaux d’astéroïdes ou les étoiles filantes, voilà jusqu’à présent l’état elTectif des pièces consliiulives de noire monde, globes qui circulent directement ou indirectement (comme

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les satellites) autour du Soleil, en raison directe des masses et en raison inverse du carré des distances. C’est là-dessus que s’exerce l’astronomie calculatrice, qui s’enquiert particulièrement des masses et des distances pour représenter par des nombres les mouvements des astres, tels qu’ils apparaissent à nous, observateurs terrestres, placés sur une molécule astrale, perpétuellement mobile dans l’espace.

La loi de la gravitation universelle ‘, dont Newton soupçonnait à peine l’universalité, même en ce qui concernait notre monde, a été corroborée et étendue par les travaux de d’Alembert, de Glairaut, d’Euler, et suiàout par la Mécanique céleste de Laplace. Arrêtons-nous un moment sur ce dernier ouvrage.

Laplace (né en 1749, mort en 1827), dont nous donnerons la biographie dans VHisloire des mathématiques , avait vingt-trois ans quand il présenta (en 1772) à l’Académie des sciences son Mémoire Sur les inégalités séculaires des planètes^ où il démontra que, bien que les distances moyennes des planètes varient pendant un nombre de révolutions successives, la moyenne des moyennes est invariable. Ce fut le' point do départ de son Exposition du système du monde^ dont la 1" édition parut on 1796, avec une dédicace au Conseil dos Cinq-Cents ’L Depuis lors il publia un grand nombre do mémoires astronomiques, reproduits avec des développements dans son mémorable Traité de la mécanique céleste (Paris, 1799, in-4, réédité en 1829-1830). En 1842 parut, aux frais du gouvernement, une édition complète des Œuvres de Laplace (au-

1. Rappelons -en payant que cette loi n’a pas été admise par tous les savants, et ([u’clle a été combattue, entre autres, par H. d’Aguila, dans un livre intitulé ; Découverte de l’orbite de la Terre du point central de l’orbite du Soleil', Paris, 180G, in-8°.

2. Cette dédicace, parue sous la première République, se termine par ces mots : « Le plus grand bienfait des sciences astronomiques est d’avoir dissipé les erreurs nées de l’ignorance de nos rapports avec la

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jolird’liüi ëpuiséei, bn 7 Vdlümes in-4, dont les cinq pre miers contiennent le Traité de la rnécanique céleste.

Dails la première partie l’auteur expose les principes généraux de réqtûlibre et du mouvement de la matière, pour arriver à démbritrer que la gravitation universelle n’est qu’ün bas particulier de la pesanteur. Des expressions générales du mouveiùent küquel lotis les corps sont soumis, il di'duit les principales inégalités des planètes, et particulièrCmeiit celles de Jupiter et de Saturne , dont la période embrasse plus de 900 ans, « et qui, u’ofl'rant aux observateurs que des atiomalies dont ils ignoraient les lois et la cause, ont paru longtemps faire exception à la théorie de la pesanteur ; plus approfondie, elle les a fait connaître et maintenant ces inégalités en sont une des preuves les plus frappantes, m Développant ensuite les variations des éléments du système planétaire , l’auteur montre^ aü milieu de tous ces changements, la constance des moyens mouvements et des distances moyennes des corps de ce système, « que la nature semble avoir primitivetnëbt disposé pour une éternelle durée, par les mêmes vues qu’elle nous paraît suivre si admirablement sur la- Terre pour la conservation des individus et la perpétuité des espèces. Par cela seul que ces mouvements sont dirigés dàhs le même sens et dans des plans peu différents, les orbés des planètes et des satellites doivent toujours être à peu près circulaires et peu inclinés les uns aux autres. Ainsi la variation de l’obliquité de l’écliptique à l’équateur, renfermée constamment dans d’étroites limites, ne produira jamais un printemps perpétuel sur la

nature, erreurs d’autant plus funestes que l’ordre social doit reposer uni(juement sur ces rapports. Vérité, justice, voilà ses bases immuables. Loin de nous la danj,mreuse maxime qu’il peut être quelquefois utile de tromper ou d’asservir les hommes pour mieux assurer leur bonheur ! De fatales expériences ont prouvé dans tous les temps que ses lois sacrées ne sont jamais impunément enfreintes. » — Dans l’édition de 1824 (sous le règne de Louis XVIII), cette belle péroraison fut supprimée par l’auteur.

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Terré, >3 Puis l’auteur fait voir comment l’attraction du sphéroïde terrestre, ramenant sans cesse verë son centre riiémisplière que nous présente la Lune, transporte au mouvement de rotation de ce satellite lés grandes variations séculaires de son mouvement révolutif, et dérobe pour toujours à nos regards l’hémisphère lunaire opposé. Enfin, partant des observations des trois premiers satellites de Jupiter, il démontre deux théorèmes remarquables, généralement connus sous le nom de Lois de Laplace. Ges théorèmes sont : 1“ « le moyen mouvement du 1" satellite^ plus doux fois celui du 3% est rigoureusement égal à trois fois celui du second; 2“ la longitude moyenne du 1"^ vü du centre de Jupiter, moins trois fois celle du 2% ])lus deux fois celle du 3% est exactement et constamment égale à 180°. » Il résulte du second théorème que les trois ])remiérs satellites de Jupiter ne peuvent jainais être éclipsés à la fois;

La seconde partie de la Mécanique» céleste est consacrée au perfectionnement des tables astronomiques. Newton^ après avoir éiiurnéré lés forces si multipliées qui devaient résulter des actions mutuelles des planètes et des satellites de notre système solairej s’était arrêté comme saisi de vertige en présence do ce dédale où il s’agissait dé démêler des variations continuelles de vitesse, de distance, d’inclinaison, etc. C’est cette extrême complication qui fit supposer à NeuUon ([ue notre système du monde avait besoin, pour le rétablissenient de l’ordre, de l’intervention du Tout-Puissant. Mais Laplace, tout en reconnaissant que les ellipses planétaires sont perpétuellement variables, et que les plans de ces courbbs n’offrent aucune fixité, établit que le grand axe de chaque orbite reste constant, et (|uc par conséquent la durée de la révolution do chaque planète est renfermée dans des limites infranchissables ; et c’est princi])alement cette dernière quantité qui aurait dû varier, si les préoccupations de Newton eussent été fondées.

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Nous avons déjà parlé de la découverte de l’inégalité séculaire du mouvement de la Lune, et des craintes chimériques que Laplace dissipa en expliquant ce phénomène. « L’inégalité séculaire du mouvement de la Lune, dit-il, est périodique ; mais il lui faut des milliers d’années pour se rétablir. L’excessive lenteur avec laquelle elle varie l’aurait rendue imperceptible depuis les observations anciennes, si sa valeur en s’élevant à un grand nombre de degrés ne produisait pas dos difîérencos cousidérables entre les mouvements séculaires do la Lune observés à diverses époques. Les siècles suivants développeront la loi do sa variation ; on pourrait même dès à présent en connaître et devancer les observations si les masses des planètes étaient bien déterminées. »

Les perturbations lunaires ont fourni à Laplace une riche moisson de vérités astronomiques, telles que le mouvement de rotation de la Terre autour de son axe est invariable, ou, du moins, que la durée du jour n’a point changé de la centième partie d’une seconde depuis deux mille ans ; que les perturbations lunaires donnent la mesure de notre distance au Soleil, de l’aplatissement de notre planète, etc.

A l’époque où Laplace s’occupait des grandes inégalités de Jupiter et de Saturne, on discutait encore pour savoirsiles anneaux de Saturne étaient immobiles, ou doués d’un mouvement de rotation. « Par quel mécanisme, se demandait-il , ces anneaux se soutiennent-ils autour de cette planète? Il n’est pas probable que ce soit par la simple adhérence de leurs molécules; car alors les parties voisines de Saturne, sollicitées par l’action toujours renaissante de la pesanteur, se seraient à la longue détachées des anneaux qui , par dégradation insensible, auraient fini par se détruire, ainsi que tous les ouvrages de la nature qui n’ont point eu les forces suffisantes pour résister à l’action des causes étrangères. Ces anneaux se maintiennent donc sans effort, et par les seules lois de l’équilibre ; mais il faut pour cela leur supposer un mou-

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vemcnt de rotation autour d’un axe perpendiculaire à leur plan, et .passant par le centre de Saturne, afin que leur pesanteur vers la planète soit balancée par leur force centrifuge due à ce mouvementé » Ce fut encore par la puissance du calcul que Laplace aborda et résolut ce difficile problème. Enfin l’auteur de la Mécanique céleste arrive à cette conclusion, que la nature tient en réserve des forces conservatrices et toujours présentes, qui agissent aussitôt que le trouble commence, et d’autant plus que la perturbation est plus grande, et que c’est cette puissance préservatrice qui, pénétrant toutes les parties de l’univers, nous en garantit l’ordre, la perpétuité et riiarmonie.

Depuis l’apparition de V Exposition du système du monde et de la Mécanique céleste de Laplace, bien des observateurs et des calculateurs sont entrés en lice pour le progrès de l’astronomie. Parmi les morts, nous nous contenterons do rappeler les noms de John Herschel, de Bessel, de Grauss, d’Encke, de Maedler, de W. Struve, d’Arago, et, parmi les vivants, nous citerons MM. Airy, Argclandcr, Peters, Hind, Adams, O. Struve, Hansen, Gayley, Mac-Loar, Henderson, Secchi, Paye, Villarceau, Plantamour, Wolf, etc. Mais c’est particulièrement à M. Le Verrier, qui par la seule puissance du calcul a reculé les limites de notre monde, que revient la tâche d’entreprendre une révision complète de notre système planétaire. Espérons que l’habile directeur do l’Observatoire de Paris réunira bientôt en un corps d'ouvrage toutes ses Recherches astronomiques, pour en faire part au public.

1. Voyez l’article Laplace de M. Merlieux, dans la Biographie générale.