III. Relativement aux études sur la radiation solaire

(( 1. Pour assurer runitorniité des observations, il etst à désirer que les observations de l'intensité de la radiation solaire soient faites dans les différentes localités, autant que possible, avec le même type d'instrument.

a 2. Actuellement, le pyrrhéliomètre d'Angstrôm sera adopté comme instrument étalon.

« 5. Il "est à désirer que des compak-aisons précises soient faites entre ^instrument d'Angstrôm et les autres instruments étalons, et que MM. Abbott, E.-W. Nilson, le professeur Callendar, et le professeur Wladimir Michelson soient priés d'assister l'Union pour ce travail.

« 4. Pour déterminer les changements possibles dans Tintenisité de la radiation solaire, il est désirable d'assurer Texécution des mesures de l'intensité dans des régions du spectre déterminées où les effets dus à l'bzone, à la vapeur d'eau et à l'acide carbonique ne se font pas sentir.

« 5. Il y a lieu de nommer un Comité chargé de rédiger un plan de coopération et de faire des propositions pour la rédaction des observations. Ce Comité est prié de communiquer le plan et les propositions au Comité exécutif pour l'organisation du système des observations suivant le plan traoé.

(( 6. La réunion reconnaît la grande importance des mesures faites par la photographie directe, aussi bien que d'autres méthodes, pour étudier comparativement l'intensité de .la radiation émise par les différentes parties de la surface du Soleil, et souhaite comprendre de semblables mesures dans les sujets rentrant dans la sphère de l'Union. »

En outre, quatre comités pour les recherches solaires, l'étude des taches, la détermination des longueurs d'onde et l'étude de la radiation solaire, ont été nommés.

Cette réunion a été un succès pour les méthodes françaises, dont plusieurs ont été indiquées comme devant servir aux déterminations; en particulier, la détermination nouvelle des longueurs d'onde doit être faite dans trois laboratoires indépendants, dont le laboratoire d'essais du Conservatoire des Arts-et-Méliers.

La Lune.

Nous avons eu, pendant l'année 1905, deux éclipses totales de lune : l'une, visible à Paris, le 19 février, fut assez difficilement

observée par suite du mauvais temps ; Kautre, survenue le 1 5 août, malheureusement peu intéressante, a été par contre accompagnée à peu près partout d'un temps splendide.

Ces deux éclipses ont été beaucoup regardées ; les astronomes amateurs se sont d'ailleurs, pour la plupart, contentés de noter la couleur et Téclat de la partie éclipsée; aussi, à part une exception ou deux, on n*a pas d'observations sérieuses. Il est bon de remarquer les grandes divergences en ce qui concerne les couleurs observées et la visibilité de la partie éclipsée. Elles

Éclipse de lune du 14 août 1905, 15*,19; ombre et pénombre, 15^50. (Observatoire de Nanterre. Photographies de M. Quénisset.)

sont probablement dues, d'abord à l'observateur lui-même, mais aussi à l'état de l'atmosphère et aux instruments employés.

Un certain nombre d'observateurs, parmi lesquels MM. Quénisset et Touchet, ont pris des photographies. M. Puiseux, à TObservavatoire de Paris, a observé le phénomène du 19 février au grand équatorial coudé. Vue dans la lunette, la transition de la lumière du soleil à Tombre de la Terre se faisait par une frange assez large et indécise, d'abord brun-sépia, puis gris-ardoise, puis bleutée. La luminosité moyenne s'est ainsi déplacée dans le sens d'une réfrangibilité plus grande, en parcourant la majeure partie du spectre visible. Malgré le mauvais temps, douze clichés Dnt pu être pris avec des temps de pose variant de 2 à 10 secondes. Les clichés ont été examinés au point de vue de l'effet du L*Ai?if<B scnirriFiQUi. 2

d8 L'ANNÉE SCIENTIFIQUE.

passage de la pénombre sur l'aspect d'objets connus, où l'on dislingue ordinairement peu de détails en raison d'un éclat général trop vif (circonstance fréquente vers les bords du disque), et aussi au point de vue de la variation d'importance relative dans le passage de l'ombre à la lumière des formations Linné, Messier et Messier A, où divers observateurs ont signalé des changements anormaux.

Le diamètre de Linné paraît varier du simple au double en quelques minutes sur diverses photographies prises après la sortie de l'ombre. Cette variation n*est qu'apparente et entièrement subordonnée aux conditions d'éclairement, et aussi à la durée de la pose.

C'était une réponse à la question sans cesse renaissante : Y at-il des changements sur la Lune?

L'année dernière, nous avons vu le célèbre astronome amé-^ ricain W. II. Pickering aborder le problème avec de nouveaux matériaux et conclure à l'existence certaine de ces changements. M. Puiseux, bien préparé cependant par les études photogra- . phiques de la Lune qu'il poursuit avec M. Lœwy depuis dix ans à l'Observatoire de Paris, se montre moins affirmatif, tout au moins sur les causes de ces variations. Dans une belle conférence faite à la Société astronomique de France, il expose ses idées sur ce sujet.

Après avoir recherché quelles pourraient être les causes de pareils changements, il examine au point de vue historique les variations données comme telles par les sélénographes. « Tous les astronomes, dit-il, qui ont donné à l'étude détaillée de la Lune une part considérable de leur temps, sont demeurés convaincus qu'ils y avaient constaté des changements... Il semble, après cela, qu'aucun doute ne devrait subsister. Et cependant le préjugé contraire existe, il est même extrêmement répandu, et ce sont les sélénographes eux-mêmes qui ont le plus contribué à le créer. Bien souvent, les annonces de changements ont été reconnues, après discussion, illusoires, improbables ou trop difficiles à vérifier pour autoriser aucune interprétation physique. » Ce genre d'études est d'ailleurs très délicat. Après un examen attentif de toutes les observations qui ont été faites des deux cratères Messier et Messier A, et du petit cratère Linné, M. Puiseux arrive à cette conclusion qu'il faut

considérer comme établi le changement d*état permanent dans ces deux régions.

A quoi attribuer ces changements? M. Puiseux ne veut pas se prononcer. M. Lipmann propose une explication des déplacements de poussières que Ton a cru parfois remarquer.

On peut supposer qu*il subsiste un gaz très raréfié à la surface de notre satellite. Or, une poussière ténue, comme une cendre volcanique, acquiert une grande mobilité dans un gaz raréfié, quand sa température s*élève. Les grains qui la composent glissent les uns sur les autres comme les molécules d*un liquide. C'est un phénomène analogue à celui qui se produit dans le radiomètre de Crookes et le fait tourner. On s'expliquerait ainsi les changements d'aspect de la surface lunaire dus à des déplacements de cendres volcaniques, donnant ainsi l'apparence d'une nouvelle formation lunaire.

Plusieurs astronomes ont encore cette année recherché une méthode permettant de reproduire expérimentalement les détails de la surface lunaire.

M. Tozer, à Patton (États-Unis), a publié deux curieuses photographies reproduisant l'aspect de la surface de la Lune. Les originaux avaient été obtenus en laissant tomber des balles d'argile sur un lit de même substance.

Ceci nous reporte à la théorie météorique ou balistique, pour l'origine de la Lune ou tout au moins pour l'origine des détails superficiels. Dans une note présentée à la Royal Society d'Edimbourgh. M. Georges Romanes reprend, avec certaines modifications, cette théorie émise dans ses principes depuis longtemps déjà . D'après M. Romanes, la Lune serait arrivée à sa forme et à ses dimensions actueUes par l'agglomération successive d'un anneau de petits satelhtes entourant la Terre de la même manière que l'anneau de Saturne. D'après l'auteur, cette agglomération, pour un petit corps comme la Lune, n'aura pas été accompagnée d'un développement de chaleur suffisant pour produire "H globe en fusion et donner naissance à une action volcanique .tense. Les détails que l'on observe sur notre satellite, mers, itères, montagnes, sont dus au bombardement de ces masses îtéoriques, grandes et petites, qui de temps en temps se prépitent sur la Lune. Étant donnée l'absence coniplète d'atosphère, ces masses ainsi précipitées frappent la surface

lunaire avec des vitesses suffisantes pour liquéfier en totalité ou en partie les matériaux immédiatement dans le voisinage, la masse précipitée se liquéfiant elle-mâme plus ou moins suivant les circonstances. Ce sera suffisant pour produire tous les détails visibles. Les mystérieuses traînées de Tycho ne seront elles-mêmes que d'énormes éclaboussures de matière qui s*est déposée en une mince couche cristalline reflétant dans certaines directions la lumière du soleil.

Que faut-il penser du principe de cette théorie? Un tel anneau de satellites peut-il arriver à se condenser de façon à donner naissance à 'un corps du genre de notre Lune? Depuis le temps relativement court qu'on les observe, les petites planètes et les anneaux de Saturne n'ont manifesté aucune tendance à s'agglomérer. Au contraire, les courants météoriques, loin de se condenser, ne font que se disperser davantage.

Quoi qu'il en soit, les géomètres n'ont pu jusqu'ici résoudre le problème, et tout en regardant cette agglomération comme fort peu probable, ils n'ont pu donner de preuve convaincante contre cette hypothèse.

M. Puiseux, dans une belle conférence à la Société astronomique belge, reprend la question, et, après avoir examiné sous divers points de vue la théorie météorique, arrive à]celte conclusion que cette hypothèse ne peut pas expliquer complètement les détails lunaires, et qu'il faut dès lors recourir au jeu des forces intérieures. D'après cet illustre astronome, les grands cirques lunaires, aussi bien que les montagnes terrestres, sont le produit de transformations lentes, accumulées au cours des siècles. La Lune fut d'abord un globe liquide qui commença par se solidifier à la surface. Une première croûte se forme ; la masse intérieure continuant de secontracter est bientôt séparée de cette croûte par une couche de gaz à haute pression. Des affaissements locaux se produisent, et donnent naissance aux grandes formations annulaires que l'on voit dans les régions polaires où le refroidissement fut très rapide. Les mers se formèrent ensuite pav de vastes affaissements dans la région équatoriale. Tl se serait ensuite produit dans la masse hquide intérieun des marées qui auraient retardé pendant longtemps la formation d'une croûte . Cette croûte a dû subir de nombreuses ruptures, mais elle a maintenant atteint une grande épaisseur.

Les Planètes.

Mars, — La mystérieuse planète s'est présentée dans des conditions assez favorables pour l'observation pendant l'opposition de 1905. Cependant, les astronomes de l'hémisphère boréal n'ont pu en tirer tout le parti désiré, car la planète, même à son passage au méridien central, était à une faible hauteur au-dessus de l'horizon. Néanmoins, bon nombre d'observatoires ont étudié notre voisine.

Mars présentait son pôle boréal très visible cette année. En France, Mars a été particulièrement étudié à l'Observatoire d'astronomie physique de Juvisy, que

dirige avec tant de maestria M. Camille Flammarion. Les observations ont commencé le 10 janvier. Le cap polaire boréal paraissait très étendu, mais diffus et peu visible : M. Flammarion pense que jusqu'au mois de février une brume assez épaisse . couvrait cette partie de la planète. Pendant ce temps, le pôle boréal diminuait par la fonte de ses neiges, si bien qu'à la fin de février le pôle était peu étendu. Le 10 mai il n'y avait pas de tache bien visible au même endroit. Le 17 mai, apparut une vague blancheur qui fut éblouissante le 22 du même mois. Pendantraai etjuin,M. Benoît, astronome adjoint, put prendre de nombreux dessins. Les canaux se sont montrés larges et diffus. La grande Syrte était très large et se terminait brusquement dans sa partie boréale. Nilosyrtis était bien visible, ainsi

La planète Mars, aspect le 5 mai 1905.

Observatoire de Bourges.

(Dessin de l'abbé Moreux.)

que les canaux avoisinants, Protonilus et Ismenius Lacus.

A l'observatoire de Bourges, M. l'abbé Moreux a profité de quelques magnifiques soirées pour étudier la configuration de la planète. Très peu de canaux fixes, ces derniers étant à la limite de la visibilité el paraissant souvent au moment des plus mauvaises définitions. iPa constaté aussi par les meilleures définitions l'existence de vastes régions envahies par la brume. Enfin, il a pu dresser une carte de la planète. M. l'abbé Moreux, à qui nous avons demandé des détails sur cette opposition, n'a pu nous fournir qu'un résumé très succinct de ses observations, les travaux de mesure n'étant pas encore terminés. Nous croyons cependant que les résultats seront inléressanls.

En Amérique, M. Lowell a continué ses très curieuses observations. 11 donne la date du 19 mai pour l'apparition des premières neiges d'hiver couvrant une grande étendue.

A l'heure actuelle, aucun astronome ne conteste plus la réalité objective des grandes lignes de la géographie martienne» mais on demeure encore très sceptique sur l'existence des 400 lignes fines découvertes par M. Lowell. Ces canaux demeurent pratiquement à la limite de la visibilité.

On a beaucoup parlé des fameuses photographies de Mars obtenues précisément à l'observatoire Lowell par un des astronomes, M. Lampland. 11 est très vrai que des clichés ont été très réussis, mais il ne faut pas en exagérer les résultats pour notre connaissance de la planète. Ces photographies de Mars ont à peine 3 millimètres sur le négatif original, et les mesures ont été efifectuées sur des agrandissements de 6 millimètres environ. Ces petits disques laissent voir néanmoins les mers telles que la Grande Syrte. On y remarque les canaux suivants : Nilosyrtis, Casius, Vexillum, Thoth, Cerberus, Helicon, Styx et quelques autres. Or, ces canaux très larges sont parfaitement visibles dans des instruments de moyenne puissance, et personne jusqu'ici n'a contesté l'existence de ces grandes taches sombres {markings, comme disent les Anglais), mais rien ne nous est révélé des lignes fines, et ce serait précisément là que commencerait le véritable intérêt.

Néanmoins, il faut féliciter M. Lampland d'avoir pu obtenir, des photographies aussi nettes : c'est la première fois que Ton réussit dans ce genre, et c'est un grand pas de fait dans la

COSMOLOGIE : ASTKONOMlE, 25

question de la photographie planétaire. Ainsi, ces fameux clichés ne méritent « ni Texcès d'honneur ni Tindignité » qu'on a prétendu leur attribuer. Ils sont un succès comme photographies, mais ne nous ont rien appris au sujet de ce que l'on tient à savoir sur la réalité des canaux fins, invisibles sur les clichés.

M. Lowell en tient toujours pour des canaux creusés par des êtres intelligents, canaux destinés à répartir l'eau à la surface de Mars, tandis que bon nombre d'astronomes, et non des moindres, pensent que ce réseau si fin de M. Lovell n'a pas d'existence objective. M. Maunder s'appuie, pour nier la réalité des lignes fines, sur des expériences de dessin faites avec des élèves auxquels on avait donné à reproduire des disques de Mars ne portant que les grandes configurations de la planète. Presque tous les élèves ont ajouté des détails invisibles, et se sont auto-suggestionnés.

L'expérience est très intéressante, et il serait bon de la reprendre en grand. M. Flammarion a tenté cet essai, et a montré qu'en général on a une tendance à relier les amorces de fleuves dans les mers par des traits traversant les continents. Même scepticisme au sujet de la direction en ligne droite que M. Lowell attribue aux plus petits canaux.

La spectroscopie a été aussi à l'ordre du jour cette année, pour élucider la question de la vapeur d'eau dans l'atmosphère martienne, et H. Marchand, du pic du Midi, prétend avoir constaté avec certitude le groupe principal des raies de la vapeur d'eau dans le spectre de la planète.

En Amérique, les expériences erttreprises à ce sujet sont très contradictoires : la question n'est pas résolue et ne le sera probablement pas de si tôt.

Jupiter. — L'immense planète Jupiter, qui est en ce moment bien visible pendant toute la nuit, continue à être le siège de mouvements singuliers et presque inexplicables. La tache rouge --/est montrée un peu mieux visible, quoique encore enveloppée le nuages. Sa longitude est restée à peu près stationnaire ers 27 degrés. On se rappelle que cette tache présente parfois legrandes variations en longitude, comme pendant l'année 1904, )ù l'accélération de son mouvement ne pouvait être douteuse.

A Juvisy, où la planète a été étudiée, M. Flammarion incline

à croire que la cause de cette avance doit être cherchée dans la région sombre de la zone tropicale, qui semble frotter contre la taclje rouge. « La différence de vitesse, dit cet astronome, entre les deux formations, est d'environ 25 kilomètres à Theure, et peut avoir causé le déplacement subi par la tache rouge dans le sens même du mouvement. Ce phénomène se produira vraisemblablement de mars à juillet 1906. En effet, d'octobre 190^ à août 1905, cette région a avancé de 15^,5 par mois ; or, le 15 août 1905, les longitudes de ses extrémités étaient d'environ 156 degrés et 191 degrés. Si ce mouvement se continue, son bord précédent arrivera vers le 15 mars au contact du bord suivant de la tache rouge. ;)

Différentes taches blanches ont été aussi signalées par M. Denning, de Bristol, comme pouvant ^voir une influence sur marche de la tache rouge. L'une d'elles, entre autres, doit rejoindre la tache rouge à la fin de l'année 1905. Personne néanmoins ne l'a jusqu'ici sigaalée de nouveau.

Pendant l'année 1905, le cortège lumineux de Jupiter s*est augmenté de deux nouveaux membres, ce qui porte à sept le nombre des satellites de la planète. On se rappelle que M. Barnard avait découvert récemment un cinquième satellite intérieur aux quatre premiers connus depuis deux siècles environ. Le cinquième satellite est très faible d'éclat et ne peut être aperçu qu'à l'aide des plus grands instruments et dans une atmosphère excessivement pure. Les deux derniers sont, au contraire, extérieurs aux cinq précédents, mais leur éclat n'est pas plus fort, puisque jusqu'à ce jour leur existence n'est connue que par la photographie. Ils ont été découverts tous les deux par M. Perrine, de l'obsei'vatoire Lick.

Le sixième a été aperçu, pour la première fois, sur un cliché pris le 3 décembre 1904, et il a été revu sur toutes les photographies obtenues après cette époque jusqu'au 22 mars 1905. On a cru tout d'abord que son mouvement était rétrograde, mais, après examen attentif des clichés pris depuis cette époque, le mouvement a été mieux analysé : il est direct comme celui des cinq autres. Son orbite est très inclinée sur. le plan de récliptique et voisine de 28 degrés. La période de révolution est de 253 jours, ce qui porte sa distance moyenne à plus de 11 millions de kilomètres. Il est donc beaucoup plus éloigné que

Callisto, le plus extérieur des cinq premiers, qui accomplit sa période de révolution en seize jours seulement. Son faible éclat ne peut donner qu'une indication approximative de sa grosseur, qui, d'après les mesures, ne dépasserait pas 160 kilomètres en diamètre.

En examinant les photographies prises au commencement de janvier 1905, le professeur Perrine crut remarquer qu'un objet de très faible grandeur (16* environ) était visible sur les plaques et semblait appartenir à la famille de Jupiter. Â la fm du mois, le doute n'était plus passible : c'était bien un septième satellite situé un peu plus loin encore que le sixième et dont la période de révolution était de 265 jours. Sa distance moyeijne est d'environ 12 millions de kilomètres et l'incUnaison de l'orbite de 31 degrés par rapport à récHptique.

Cette grande inclinaison par rapport aux autres satellites, qui semblent n'avoir subi depuis leur formation aucune influence, a été mise sur le compte de la capture par Jupiter d'astéroïdes errants.

M. le colonel du Ligondès, l'auteur de la récente cosmogonie dont nous avons souvent parlé ici, a réfuté cette hypothèse, séduisante peut-être au premier abord, mais peu soutenable au point de vue mécanique. Cet astronome a essayé de donner une explication plus plausible de ce curieux phénomène par l'application de sa théorie aux systèmes différents formés par les planètes.

Les deux satellites VI et VII offrent un exemple fort intéressant de deux corps dont les orbites sont entrecroisées à la façon d'une chaîne. Cependant, en raison de la grande inclinaison des deux plans des orbites, ces deux astres ne peuvent s'approcher l'un de l'autre à plus de 800 000 kilomètres. A cette diâtance, ils ne peuvent exercer l'un sur l'autre de perturbations sensibles, mais comme les nœuds et les périjoves se meuvent très rapidement, il est possible que les orbites viennent à se couper dans quelques siècles, et nos descendants assisteront peut-être à une collision de ces deux petits corps récemment découverts.

Saturne. — La planète Salurne offre en ce moment un spectacle intéressant, car elle se dégage de plus en plus des an-

neaux ; ceux-ci se rapprochent du plan de Forbite de- la terre. Us sont, en effet, de moins en moins ouverts. La région boréale de la planète a offert deux bandes de nuages diffuses et peu limitées. Les observations ont surtout porté cette année sur Tombre de la planète se projetant sur les anneaux. MM. Amann et Bozet, à Aoste (Italie), pensent avoir remarqué une tache claire à côté de cette ombre portée, et sur la droite (image télescopique). Cette tache claire était, d'après eux, nettement bordée par une seconde tache plus faible dont les contours auraient varié au cours de l'opposition.

A l'observatoire de Juvisy, l'attention a été portée sur cette ombre secondaire et voici comment s'exprime M. Benoit à ce sujet : (( Les anses sont plus brillantes que le globe. Le pôle sud est plus sombre que le pôle nord; la bande équatoriale boréale paraît double. L'ombre du globe sur l'anneau paraît bordée d'une tache claire au delà de laquelle serait un filet sombre : cet effet semble presque sûrement dû au contraste (Observations du 7 août 1905). Dans les observations suivantes, nous avons vu parfois l'ombre secondaire ; en général, elle n'était visible qu'avec beaucoup de bonne volonté, nous avons presque toujours vu une tache claire contre l'ombre principale. Nos observations nous conduisent à penser que ce qu'il nous a été possible de voir peut n'être pas réel, mais devoir être attribué au contraste. ))

L'année 1905 sera une des plus fécondes au point de vue des satellites nouveaux. Après les deux satellites de Jupiter, on vient de découvrir un dixième satellite de Saturne.

Le professeur Pickering a donné récemment les principaux éléments de Thémis, ce dixième satellite situé entre Titan et Hypérion.

Sa grandeur n'a pas varié depuis les premières observations, et on peut l'évaluer à 17,5. Ce nombre indique malheureusement que Thémis est hors de la portée visuelle de tous les instruments existants, et que toutes les recherches sont actuellement limitées aux moyens photographiques. L'examen des plaques montre que l'inclinaison de l'orbite du nouveau satellite est d'environ 39%1 (sur le plan de l'écliptique). Son excentricité est assez forte et très voisine de 0,23.

A sa plus grande élongation, le dixième satellite se trouve à

154500 kilomètres de la planète, si bien qu'il croise les orbites de Titan et d'Hypérion, et doit subir de ce fait d*importantes perturbations dont les résultats ont été discutés dans une note de M. Pickering.

Le diamètre probable de Thémis serait de 61 kilomètres, et sa période de révolution de 20,85 jours.

Tous les chiffres précédents ne sont évidemment qu'approximatifs, puisqu'ils ont été déduits de documents encore peu nombreux. Ajoutons que de tous les satellites découverts jusqu'à ce jour, Phœbé, le plus extérieur, est le seul qui soit animé d'un mouvement rétrograde.

Les Comète^ en 1905.

Au, commencement de l'année 1905, on ne comptait pas moins de cinq comètes visibles dans le ciel.

1. La comète Brooks (1904 a), découverte le 16 avril 1904, était passée à son périhélie vers le !"• mars.

2. La comèle périodique de Tempel (1873 II), dont on attendait le retour^ et qui a dû passer au périhélie le 10 novembre 1904. Celte cotnètefut retrouvée à Nice par M. Gavelle, dans la matinée du 1" décembre.

3. La fameuse comète périodique d*Encke, retrouvée le 1 1 septembre 1904 à l'observatoire de Kônigstuhl. C'était le trentedeuxième retour de cet astre et la vingt-neuvième apparition observée depuis sa découverte en 1786.

Bon nombre d'observatoires ont suivi ses réapparitions.

A Paris, M. Blum Ta observée le 18 décembre, et l'a décrite

comme ayant l'aspect d'une nébulosité très faible, condensée

graduellement vers le centre, et d'un diamètre d'environ 5 mi-

lutes,. sans queue apparente. M. Moye l'a aussi observée à Mont-

ellier : elle offrait l'aspect d'une nébulosité blanchâtre, très

iffuse, légèrement allongée, et sans noyau. Le 4 décembre, elle

wait à peu près l'éclat d'une étoile de 6,5 grandeur.

A son observatoire astrophysique de Nanterre, M. Quénisset

a pu en prendre quelques bonnes photographies dans le courant de décembre. Les clichés montrent que la comète a augmenté graduellement d'éclat, que la condensation avait une position très sensiblement excentrique, et que la chevelure présentait une plus grande étendue en forme d'éventail dirigée vers l'ouest-sud-ouest, c'est-à-dire .du côté du soleil. Sur un phototype, obtenu le 7 décembre, le diamètre de la chevelure mesurait 4 minutes environ. Tout l'ensemble fut évalué à la 6,7 grandeur.

Le 4 janvier 1905, la comète d'Encke passait à son périhélie.

4. La quatrième comète, visible au commencement de 1905, était celle de Giacobini (1904 d). C'est à Nice qu'elle fut découverte le 18 décembre 1904. Elle était alors dans la constellation d'Hercule, s'éloignant rapidement du soleil ; on la vit encore cependant au mois de mai 1905, mais très alfaiblie.

5. Une cinquième comète, visible au commencement de janvier, était la comète Borelly (1904 e). A cette date, M. Quénisset en fît de très bonnes photographies. C'était alors, d'après les clichés de cet astronome, une faible nébulosité de dixième grandeur, à contours peu définis. Le diamètre de la chevelure n'excédait pas "2 minutes. M. Courty, de l'observatoire de Bordeaux, en a pris aussi de très bonnes photographies.

Plusieurs comètes périodiques étaient aussi attendues cette année. Citons la comète de 1884 III, dont la période, assez incertaine, est d'environ 6,76 années. Revue en 1891 et en 1898, elle devait passer au périhélie le 27 avril 1905, mais soji retour s'effectuait dans des conditions défavorables, et, de fait, elle n'a pas été retrouvée.

La comète périodique de Tempel (1867 II), attendue pour la première moitié de l'année, a subi de fortes perturbations de la part de Jupiter, qui a allongé sa période de près d'une année. Les derniers retours ayant été peu ou mal observés, la comète n'a pas été retrouvée cette année.

Enfin, la comète de Barnard (1872 V), qu'on attendait pour la fin de Tannée, a été signalée par l'observatoire de la Plata, mais la dépêche n'a pas été confirmée depuis, si bien qu'il y a beaucoup de chances pour que cette faible comète ait été perdue.

L'année 1905 n'a pas été féconde en comètes nouvelles. Trois seulement ont été signalées.

M. Giacobini, de l'observatoire de Nice, a découvert la comète 1905 a le 26 mars dernier, dans la belle constellation d'Orion; elle était très faible et de onzième grandeur seulement, avec une apparence circulaire et un disque de 3 minutes de diamètre à noyau diffus. Sa période dépasserait 200 ans.

La comète 1905 b fut découverte par M. Schaér, de Tobservatoire de Genève, le 17 novembre 1905, dans une région voisine du pôle. C'était un astre assez brillant de septième grandeur, se mouvant avec une très grande rapidité. Le 21 novembre, le professeur Wolf put la photographier avec la lunette Bruce. Ce cliché montra que la comète n'était pas symétrique; elle avait une faible queue, dont la partie concave était en avant. A une distance de 22 minutes du noyau; cette queue, recourbée, . était brisée, et l'arrière affectait une forme différente de la première moitié.

Le 20 novembre, la comète, de sixième grandeur environ, était visible à l'œil nu, mais son éclat diminua très vite les jours suivants.

Le 6 décembre dernier, iM. Giacobini découvrit la troisième comète nouvellede 1905, la comète 1905 c. Au moment de sa découverte, elle était près d'Arcturus, se dirigeant lentement vers la constellation du Serpent. C'est la dixième comète depuis 1896 que l'on doit à l'actif astronome de l'observatoire de Nice.

Une quatrième comète a été découverte depuis dans la constellation Aquarius; elle se dirigeait vers l'Aigle.

Étoiles filantes et météores*

Hauteur des météores. — M. Denning a publié quelques données relatives à la hauteur d'apparition et de disparition de différentes classes de météores.

En général, dit-il, les météores rapides deviennent visibles à une plus grande hauteur que les météores lents et n'approchent

pas aussi près de la surface de la terre avant leur disparition. , C'est ainsi que, pour les Léonides et les Perséides, qui sont caractérisées chacune par des rapidités relatives, on a pu déterminer que les premières sont généralement plus élevées que les dernières.

Pour les Léonides, sur 25 météores observés, la moyenne de hauteur, au commencement de la traînée, a été de i 55 kilomètres, et 90 kilomètres à la fin.

Quant aux Perséides, les hauteurs étaient de 128 kilomètres à rentrée et de 86 seulement à la sortie : moyenne de 40 observations.

Pour ce qui est des météores très lents, la moyenne, à l'apparition , a été de 104 kilomètres de hauteur, et 61 kilomètres à leur disparition.

Ces derniers formeraient deux classes bien distinctes :

1. Ceux qui ont des radiants très lents compris entre 102 kilomètres et 77 kilomètres;

2. Ceux dont les radiants plus élevés s'étendent de 107 kilomètres à 45 kilomètres.

Les météores très rapides semblent devenir visibles à près de 52 kilomètres plus haut que les météores très lents, tandis que, parmi ces derniers, ceux qui ont des radiants élevés s'approchent de 32 kilomètres plus près de la terre que ceux qui ont des radiants très bas.

Sept Quadrantides ont donné des hauteurs moyennes de 107 kilomètres à 85 kilomètres, et quatre Lyrides ont été comprises entre 135 kilomètres et 80 kilomètres.

Le docteur P. Moschick, de Heidelberg, utilisant un certain nombre d'observations d'un météore vu le 5 août, a calculé le radiant, la vitesse et la hauteur du météore, ainsi que les éléments de son orbite. La vitesse moyenne était de 47 kilomètres, plus ou moins 8 kilomètres par seconde. Sa vitesse absolue devait être de prés de 55 kilomètres par seconde. Les éléments montrent que l'orbite était parabolique et que le mouvement du météore était direct.

Le même géomètre étudia la marche d'un autre météore vu le 28 septembre. C'était une étoile filante dont le radiant se trouvait dans la constellation de Pégase. Sa vitesse relative était de 21'"»,51 par seconde, et sa vitesse absolue de 27^'",4.

Les éléments calculés montrent que le météore était animé d'un mouvement direct sur une orbite elliptique.

Observation à la lunette (Tune traînée de météore. — En recherchant la comète d'Encke, le 12 octobre 1904, à 11\39, M. W. Shackleton vit apparaître soudain une brillante traînée : c'était évidemment, une traînée de météore.

A l'œil nu, elle était parfaitement droite ; avec un grossissement de quarante-six fois, on voyait clairement qu'elle était irréguUère suivant sa longueur, et qu'elle ressemblait à la traînée d'une étincelle électrique dans l'air, mais avec des contorsions plus petites et moins rigides.

Çà et là apparaissaient des masses globulaires en forme de nœuds, comme si, dans sa course, le météore avait laissé échapper parfois des masses plus considérables de matière incandescente, et la traînée était, soit tubulaire, soit formée de deux étroits rubans parallèles, séparés d'environ 5 secondes d'arc.

Cette traînée s'est dissipée peu à peu en masses nébuleuses et est restée faiblement lumineuse dans la lunette jusqu'à minuit.

Étoile filante très basse, — La parallaxe des étoiles filantes est si difficile à déterminer avec précision, que les mesures de ce genre doivent être signalées.

Le 12 août 1904, M. P. Goetz, de Heidelberg, photographiait la nébuleuse d'Andromède à l'aide de deux objectifs distants l'un de l'autre de O^jôS. Au développement, on remarqua qu'un météore, vu pendant la pose, avait laissé une trace sur les deux plaques. Il fut ainsi possible de déterminer sa trajectoire exacte et de prendre certains points dç cette trajectoire aux endroits les plus brillants, afin d'en déduire une parallaxe absolument sûre.

Le résultat donna une parallaxe moyenne de 28", 12, et six -^oints pris sur la trajectoire offrirent des valeurs variant de i",26 à 10",0. En prenant comme base d'un triangle la dis- .nce de 0",ti8, intervalle entre les deux appareils, on trouve, )ur les distances du météore en différents points de sa course : -,98; 3''",78; 6''^05; 5'"-,57; S'^V^?; 14''™,03. La trajectoire paraissait rectiligne; mais, en réalité, les

nombres monlrent que le météore suivait une courbe dont la convexité était tournée vers l'observateur. La traînée comprenait sur la plaque 9 degrés environ. Ce météore est un des plus bas qu'on ait sérieusement observés, v

Bolides. — Le nombre de ces météores vus au cours de 1 905 semble être plus considérable que d'ordinaire. On a pu calculer la route suivie par un certain nombre de ces corps mystérieux.

Un bolide, vu le 14 janvier à lO^lô, comme étant plus brillant que Vénus, partit d'une hauteur de 96 kilomètres, pour disparaître à une hauteur de 46 kilomètres, après avoir parcouru une trajectoire d'environ 88 kilomètres avec une vitesse de 24 kilomètres par seconde. Quelques instants après sa disparition, on entendit un léger bruit ressemblant à un roulement.

Un autre bolide, vu à 10",! 5, le 28 février, et calculé, ainsi que le précédent, par M. Denning, se divisa en deux parties au moment de sa disparition.

Le professeur Herschell, en combinant ses observations avec celles de M. Packer, est parvenu à définir d'une façon très précise, dans l'atmosphère terrestre, la trajectoire réelle d'un bolide observé le 11 février 1905, vers 10 heures 1/2 du soir.

Il est apparu à une hauteur de 105 kilomètres, au-dessus d'un point situé dans la Manche, à 24 kilomètres au sud-est de Saint-Pierre de Guernesey. Son point de disparition était à 37 kilomètres au-dessus d'un lieu situé à 40 kilomètres ouestsud-ouest de celte même ville. Le développement total de la trajectoire était de 85 kilomètres, ce qui correspond à une vitesse de 29''",600 à la seconde.

Température des étoiles. — Il est une question que tout étudiant astronome s'est posée souvent sans pouvoir la résoudre d'une façon définitive : quelle est la composition chimique des étoiles et quelles sont les différences thermiques qu'elles présentent entre elles?

Sir Norman Lockyer, l'illustre directeur de l'Observatoire ( South Kensington en Angleterre, a la prétention de répondre ces deux questions en s'appuyant sur ses études spectrales qu poursuit depuis trente ans. Dans une très intéressante conl renée à la Société astronomique, M. C. de Walteville a expo s

GOSIOLOGIE : ASTRONOVIE. 53

les idées du savant astronome anglais, en y ajoutant certaines Tues personnelles qui font encore avancer la question. Nous allons emprunter à cette conférence les lignes qui suivent :

(( Lockyer admet comme hypothèse fondamentale la transformation graduelle de tous les corps cosmiques, à partir des météorites. Les différences que présente la himiére émise par les astres dépendraient donc de leur degré plus ou moins avancé d*éTolution.

(( Les nébuleuses seraient au premier stade de révolution des corps célestes ; ce seraient des essaims épars de météorites, qui, par leurs chocs mutuels, donneraient lieu à une émission de lumière. Le spectre de cette lumière renferme principalement les raies des gaz permanents : hydrogène, gaz de la clévéite et composés du carbone, chassés des météorites par la chaleur produite par la collision. Ce spectre renferme eu moindre proportion des raies qui émettent à une température relativement basse les quelques éléments chimiques que l'analyse a décelés dans les météorites. La présence de ces raies métalliques permet d'assigner aux nébuleuses une température relativement peu élevée, car les raies de haute température font défaut dans leur spectre.

a Les météorites dont se composent les nébuleuses, arrêtés brusquement dans leur mouvement par la collision, sont forcés de tomber, attirés au centre de gravité de l'essaim, qui, par suite, doit se condenser, quelque grandes que soient ses dimensions primitives. Le résultat de cette condensation est la production d'une sphère très chaude dont la lumière est absorbée par l'atmosphère extérieure. Le soleil en est un exemple.

a Des transformations spectrales accompagnent celles de la nébuleuse. Au début, chaque météorite est entouré d'une faible atmosphère métallique, d'où production, dans le spectre, de raies noires d'absorption, tandis que l'espace qui sépare les météorites est rempli de gaz chassés par le choc et ne pouvant je condenser ; ces gaz, lumineux par eux-mêmes, donnent des "aies brillantes.

« Pendant que la condensation s'opère, la température s'élève graduellement, les raies métalliques de haute température — Tes raies enhanced, ou renforcées, comme les appelle Lockyer —

l'aRH^E SCIESTIFIQVE. 3

apparaissent successivement pour devenir prédominantes, dans le spectre, sur celles des gaz.

« Lorsque la condensation a cessé, le corps qui en est résulté doit se refroidir, et ce fait se traduit dans le spectre par la disparition, dans Tordre inverse de leur apparition, des raies de haute température.

« En 1889, sir Norman Lockyer est arrivé à classer les 4f70 étoiles qu'il a étudiées en 16 groupes, prenant le nom de l'étoile ou de la constellation à laquelle appartient Tétoile qui lui sert de type. Ces groupes sont situés sur une courbe au sommet de laquelle se trouvent les astres les plus chauds d'après l'hypothèse de la dissociation. Il obtient ainsi le tableau suivant :

' ,, . [ Étoiles à protohvdroffène.

' 9. Alnitaraien. . . . ) - o