Bctrachtung über die Nalur, p. 7 (Leipzig, 17*2, in

nus (0,723), de la Tçrrc (1,000), de Mars (1-523), de Jupiter (5,202), de Saturne (9,538) au Soleil*. 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 Lilienthal, près de Brême, pour se mettre à sa recherche. Lalande s’intéressa lui-même vivement à cette association. Mais elle n’amena aucun résultat. La planète, dont le baron Zach (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.

Cérès. — Personne ne pensait plus au, hiatus de Kepler, ni à la loi de Titius-Bode, quand Piazzifclécouvrit, dans la nuit du 1er janvier 1800, une nouvelléplanète, qu’il appela Cérès , nom de l’ancienne déesse de la Sicile2. 11 allait , pour l’achèvement de 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. Il insista sur la nécessité d’explorer l’espace compris entre Mars et Jupiter, pour trouver la planète correspondant au terme 28 de la fameuse série à laquelle il finit par attacher son nom.

2. Piazzi (lié en 1746 à Ponte, dans la Valteline, mort en 1826 à Naples) entra dans l’ordre des Théatins, enseigna la philosophie à Gènes, les mathématiques à Malte et la théologie à Rome. Protégé par Pie Vil, il fit construire un observatoire à Palermc, dont il eut la

ASTRONOMIE MODERNE

çut, dans le voisinage, par 5°47' d’ascension droite et 16°8' de déclinaison boréale, une étoile de huitième grandeur, qu’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 volt 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 déférée; 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 ïjusqu’alors employées, s’il parcourait une ellipse ou une parabole. Les astronomes étaient fort embarrassés, lorsqu’un jeune homme, depuis devenu célèbre comme mathématicien, Gauss, soumit les observations de 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 annonça la réapparition 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\m 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 la fin 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 Pastronomie. Son Cdtaloguc des étoiles, augmenté en 1818* et ses Leçons d'astronomie (Palerme, 1817, 2 vol. in-8°) popularisèrent son noni.-w

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croyait pas, il en laissa échapper la découverte*. Mieux avisé que le directeur de ^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 1er 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 lacune 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 168Qi,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 I, 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. — C’est également le hasard qui présida à la découverte de la seconde petite planète. Dans la soirée du 28' mars 1802, Olbers* observait la planète de Piazzi. Sa

1. C’est Zach lui-même qui a raconté sa mésaventure dans Mcrnatliche Correspondenz, t. 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 Gœttinguc, puis il abandonnarcette carrière pour se livrer exclusivement

ASTRONOMIÉ MODERNE. 581

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 de doute : c’était une planète. Il en avertit aussitôt le baron de Zach ; d’autres observateurs aperçurent l’astre nouveau, qui reçut le nom de P allas, et Gauss, 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 1683*, 52. Schrocter a trouvé, pour le diamètre réel de Pallas, 765 lieues, 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 plùs de terme : la place était déjà prise par Cérès. 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 planétulcs semblables, situées dans la même région du zodiaque. - , •

Junon. — Les découvertes inattendues de Cérès 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 Harding (né à Lauenbourg en 1765, mort à Gœttingue en 1834), fils d’un pasteur protestant, apprit les sciences physiques sous Lichtenberg et se livra tout entier, depuis sa découverte d e Junon, à l’astronomie qu’il enseignait à l’université de Gœttingue.

Il est auteur de l’Atias nouus cœlestis, 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.

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 l'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 planétule au Soleil est de 2,669, sa révolution sidérale de 1592*, 30, etc. Junon paraît être entourée d’une atmosphère très-dense, et elle présente, suivant Schroeter, de très-fortes variations d’intensité de lumière, ce qui ferait supposer qu’elle n’est pas ronde1. D’après Maedler, son diamètre réel est de 146 lieues : ce ne serait donc qu’un éclat de planète.

Vesta. — Si la découverte de Gérés, celle de Pallas et celle de Junon sont dues au hasard, il n’en est pas de même de celle qui va 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 ^ue les frag. lents d’une grosse planète, détruite par quelque force naturelle. Gette 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 sur les points d’intersection des orbites de Cérès 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. Ges points se trouveraient dans la Vierge et dans la Baleine. Olbers se mit donc à explorer attentivement ces constellations, et le 29 mars 1807, vers

1. Schroeter, Beobachtungen (1er dre* neu-enldekten Planeten , Ceres, Pallas, Juno ; Goettingne, 1805.

ASTRONOMIE MODERNE

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 Vesla. Olbers continua à l’observer jusqu’au 20 avril, et envoya le même jour le résultat de ses observations à Gauss, à Gœttinguc. 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 ipe-

Trjc;, «XX’ àpETîjç eÙTu/o[iévT)ç, elle ne fut point Y 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 intervalle1. » 1

Astrée. — Trente-huit ans s’étaient écoulés depuis la découverte (Je Vesta, lorsque M. Hencke (qu’il ne faut pas confondre avec l’astronome Encke), un simple amateur d’astronomie, directeur do poste à Driessen, découvrit, le 8 décembre 1845, la cinquième petite planète, qui reçut le nom d 'Astrée. Moins de deux ans après, il en découvrit une autre , nommée Hébè (le 1" juillet 1847).

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

1. Jean-Josephdeit«rotc(néàBischof-Tenizen,en Bohême, en 178^ mort en 1840) fut depuis 1819 directeur de l’Observatoife de Vienne, qu’il réorganisa complètement. 11 est auteur d’un mémoiro Sur les étoiles doubles, des Merveilles du 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°).

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’Herschel proposait de, nommer Astéroïdes. Aujourd’hui (en septembre 1873) on Ôn compte déjà 133, et leur nombre parait 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, Astrée, etc., ainsi numérotées : (*) © © (*) (s), etc.

Toiites 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.

Parmi les observateurs qui en ont découvert le plus grahd nombre, nous ntms contenterons de citer Hind, de Gasparis, Luther, Goldschmidt, Ghacornac, Peters, Watson, Ferguson, Pogson, Borelly, Graham. Tous ces noms •Sont ceux d’astronomes de profession, à l’exception de celui de Goldschmidt1.

1. 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. Il vivait depuis quelque temps à Paris, lorsqu’un jour le hasard le conduisit au cours d’astronomie que M. Le Verrier faisait à la Sorbonne : le pro- * üesseur expliquait une éclipse de Lune qui devait avoir lieu le même soir (le 31 mars 1847). Cette leçon l’intéressa vivement. « Dès ce moment , nous a-t-il raconté lui-même, je me mis à étudier avec passion 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, Goldsehmidî découvrit, avêcsa petite lunette, une première planète, qui reçut d’Arago le nom de Lutetia (2?); le 26 octobre 1854, il découvrit Pomone (32); puis successivement Âtalanle (as) le 5 octobre 1855; Harmonia (ku)\o 31 mars 1856; Daphné (jiT) le 22 mai 1856;

ASTRONOMIE MODERNE. 585

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 diataètre surpassant de beaucoup celui de Mars, s • .

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 (a£) le 27 juin 1857; Eugenia (45) le 11 juillet 1857; Mélété (4?) le 9 septembre 1857; Pairs (w) le 19 septembre 1857; Dons (so) le 29 septembre 1857; Europa (sa) le 6 février 1858; Alexandra (ïï) le 10 septembre 1858; Danaé (jû) le 19 septembre 1860; Pano: pea (70) le 5 mai 1861, lorsque la mort vint interrompre le cours de ses découvertes. Plus de dix mille étoiles avaient été pointées par v 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 par Argelander, 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 parmi 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 dù-i’Acienne-Comédie), c’était du haut du café Procope, où se donnaient jadis rendez-vous les astres de la littérature, c’était de là que Goldschmidt observait le ciel.

qu’il existe entre le Soleil et Mercure, soit un anneau d’astéroïdes, soit une ou plusieurs petites planètes, à découvrir. Ges masses troublantes devaient, si elles existaient, se montrer de temps à autre sous forme do 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 l’Académie des sciences que M. Lescarbault, médeein à Orgères (Eure-et-Loir), explorant la surface du Soleil, avait observé, le 26, mars 1859, le passage d’uif point noir, parfaitement rond, dont il estimait le diamètre au quart de celui de Mercure. On crut aussitôt à la découverte d’une nouvelle planète, qui reçut le nom de Vulcain. 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, malgré les plus actives recherches, aucun astronome n’a pu jusqu’à présent la retrouver *. .

Les Comètes.

Il y a des comètes qui font partie de notre monde ; d’autres ne font que le traverser sous tous les angles possibles, sans qu’on sache ce qu’elles deviennent. Ges dernières sont les plus nombreuses. Depuis des siècles , les Ghinois 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. J15 et suiv. (Paris, 1868).

ASTRONOMIE MODERNE

elles se perdent sans retour dans le& profondeurs de 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 Comètographie , 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 crQire 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, Olbers 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 rapprocher 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 2. „

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

1. Correspondance mensuelle de Zach, 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 rTest 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, longe difficillimunt , avait été traité successivement par Lacaille, Euler, Lambert , Bouguer, Lagrange , Boscowich, et Laplace. La méthode de Laplace 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 Zach qu’il était en possession d’une méthode infiniment supérieure à toutes celles qu’on avfût 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 d 'Encke, parce que cet astronome en établit le premier la périodicité": se

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

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

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fondant 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 comité de Biela ou de Gambart. Aperçue le 27 février 1826, à Johannfsberg, par Biela, elle fut observée dix jours après à Marseille , par Gambart. 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-remarquable : elle s’est partagée en deux noyaux, l’un boréal, l’autre austral1. 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. Goldschmidt, de Gœttingue, en calcula les éléments elliptiques. — 4° La comète de Faye. 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 ia 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 4’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 premier connaître la périodicité. La durée de sa révolution est d’environ six ans et demi. — 6° La comète de Drorsen , découverte par M. Brorsen, et calculée par Bruhns, a passé au périhélie le 17 avril 1868. La durée de sa

révolutioü est de près de cinq ans et demi. — La co-

1. Démocrite etÉphcne, dans l’antiquité, croyaient déjà qu’une co-, mète 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 JüE L’ASTRONOMIE.

mêle dé Tuttle, découverte par M. Tuttde, et calculée par M. Tischler, 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 H innée ke, découverte par M. Winnecke, 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 *.

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.

Fj Une 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) répandit une terreur universelle. Le pape Calixte III particulièrement en fut si effrayé qu’il institua Y Angélus2, 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 çomètes 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, les malades étaient, dit-on, atteints d’un éternument d’un pronostic fâcheux.

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 étendue 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 Aiago et d'autres astronomes récents, 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 des pluies extrêmement fines d’aérolithes. Ce même astronome essaya aussi de rassurer les hommes sur les dangers qui1 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, de Lubinietski et surtout de Forster qui, dans un ouvrage spécial ( Illustrations of the astronomical origin of épidémie diseases , Ghelmsford, 1829^, avait voulu prouver « que depuis l’ère chrétienne les périodes les plus insalubres sont celles qui ont été marquées par l’apparition de quelque grande comète, que l’apparition de ces astres était en outre accompagnée de tremblements de terre, d’éruptions de volcans et de commotions atmosphériques. »

Mais l’apparition des 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 dé 1744 (comète de Chéseaux), dont le noyau égalait, le 12 février, en éclat la plus brillante étoiledu ciel, Sirius; elle

HISTOJUiE DE L’ASTRONOMIE.

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 utie abondante récolte de vin d’une qualité fort recherchée t des filets 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 parait 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 inégalés.

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 d’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 1er 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 effectif des. pièces constitutives de notre monde, globes qui circulent directement ou indirectement (comme

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les satellites) autour du Solcilj en raison directe des masses et en raison inverse du carré dçs distances. C’est là-dessus que s’exerce l’astronomie calculatrice, qui s’enquiert particulièrement des masses et des distances ponr 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 Clairaut, d’Euler, et surtout 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 V Histoire des mathématiques , avait vingt-trois aos 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 de départ de son Exposition du système du monde, dont la lr* édition parut en 1796, avec une dédicace au Conseil des Cinq-Cents 2. Depuis lors il publia un grand nombre de 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 passant que cette loi n’a pas été admise par tous les savants, et qu’elle a été combattue, entre autres, par H. d’Aguila, dans un livre intitulé : Decouverte de l’orbite de la Terre du point central de.l'orbite du Soleil', Paris, 1806, in-8°.

2. Cette, dédicace, parue sous la première République, se termine par ces mots: « I.e 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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Terre. >i Puis l’auteur fait voir comment, l’attraction du sphéroïde terrestre, ramonant sans cesse vers son centra l’hémisphère que nous présente la Lune, transporte au mou* vement de, rotation de ce satellite les 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, gé- néralement connus sous le nom de Lois de Laplace. Ces théorèmes sont : 1° « le moyen mouvement du 1" satellite, plus deux fois celui du 3% est rigoureusement égal à trois fois celui du second; 2° la longitude moyenne du 1", vu du centre de Jupiter, moins trois fois celle du 2% plus deux fois celle du 3®, est exactement et constamment égale à 180°. » Il résulte du second théorème que les trois premiers satellites de Jupiter ne peuvent jamais être éclipsés à la fois. ^ ,

La seconde partie de la Mécanique céleste est consacrée au perfectionnement des tables astronomiques. Newton, après avoir énuméré les forces si multipliées qui devaient résulter des actions mutuelles des planètes et des sate}litcs de notre système solaire, s’était arrêté comme saisi de vertige en présence de ce dédale où il s’agissait dg démêler des variations continuelles de vitesse, de distance, d’inclinaison, etc. C’est cette extrême complication qui fit supposer à Newton que notre système du monde avait besoin, pour le rétablissement 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 courbes n’otïrcnt aucune fixité, établit que le grand axe de chaque orbite reste constant, et qdo par conséquent la durée do la révolution do chaque planète est renfermée dans des limites infranchissables ; et c’est principalement cette dornière quantité qui aurait dû varier, si les préoccupations de Newton eussent été fondées.

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 des différences considérables entre les mouvements séculaires de la Lune observés à diverses époques. Les siècles suivants développeront la loi de 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 soiïjnxe 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 savoir si les 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? H 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 des seules lois de l’équilibre ; mais il faut pour cela leur supposer un mou-

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vement 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 mouvement1. » 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 l’harmonie.

Depuis l’apparition de P Exposition cki 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 de rappeler les noms de John Herschel, de Bessel, de Gauss, d’Encke, de Maedler, de W. Struve, d’Arago, et, parmi les vivants, nous citerons MM. Airy, Argolander, Peters, Hind, Adams, O. Struve, Hansen, Cayley , Mac-Lear, Henderson, Secchi, Faye, Yillarceau, 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 de 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.