Arago, Astronomie populaire, II, p

Aussi faut-il plus de 76 ans — 27866 jours — à la comète de Halley pour parcourir cette courbe iauneose. Ce qui distingue surtout un tel astre des planètes du système, c'est que la forme excentrique de son orbite, tantôt la rapproche du Soleil à une distance moindre que celle de Vénus, et qui ne dépasse pas vingt-deux millions 400 mille lieues, et tantôt l'éloigné du foyer de chaleur ol

périodiques du moïKle wUiic.

de lumière ù une distance plus de 60 fois aussi grande- "■" '^^-"■"■" -n milliard 300 millions de lieues.

ins énormes dans les distances laissent supchaleur et la lumière que la comète reçoit lus étonnantes différences. Et, en effet, l'indeux agents physiques varie dans la propori l'unité, ou si l'on préfère, la lumière et la

chaleur du Soleil arrivent à la comète avec une force 3600 fois plus considérable au périhélie qu'à Taphélie.

La comète de Halley se meut d'Orient en Occident, dans un plan incliné sur l'orbite de la Terre de la cinquième partie d'un angle droit.

On peut voir dans la planche XIX les divers aspects sous lesquels elle s'est montrée en 1835, soit dans son ensemble, soit dans les parties de la nébulosité qui en formait la tête.

En suivant l'ordre des découvertes, c'est la comète d'Encke que nous avons maintenant à décrire.

Invisible à l'œil nu, elle se présente, dans les télescopes, sous la forme d'une masse vaporeuse, à peu près sphérique, dépourvue à la fois de queue et de noyau lumineux. Circonstance singulière, la nébulosité de la comète d'Encke varie en même temps de forme et de dimensions, et c'est précisément à l'époque de ses plus courtes distances au Soleil qu'on l'a vue sous un plus faible volume.

De toutes les comètes dont le retour périodique a été constaté, c'est celle qui accomplit sa révolution autour du Soleil dans le plus court intervalle de temps. Cette durée est en moyenne de 1 205 jours, ou un peu moins de trois ans un tiers. Elle se meut d'Occident en Orient dans une courbe telle, que sa distance à l'astre central varie entre i 3 millions et 1 56 millions de lieues.

Ainsi, voilà im astre qui, à chacune de ses révolutions, pénètre jusqu'à l'intérieur de l'orbite de Mercure, pour dépasser, tout près de celle de Jupiter, la région des petites planètes. Depuis 1818, époque de sa découverte, tous ses retours, au nombre de quatorze, ont été régulièrement constatés; mais chose étonnante, la durée de sa révolution va en diminuant sans cesse, de sorte que, si cette diminution progressive suit toujours le même ordre, on pourra

bientôt calculer l'époque où la comète ira, en décrivant une spirale, se plonger dans la masse incandescente ou dans Tatmosphère du Soleil. Ce rapprochement continu a été attribué à la résistance d'un milieu qui remplirait les régions de l'espace, voisines du foyer de notre monde *.

La comète d'Encke est aussi spécialement désignée par l'appellation de comète à courte période.

Parmi les quatre autres comètes, dont le calcul et l'observation ont à la fois confirmé la périodicité, et qui portent les noms de Gambart ou de Biela, de Faye,.de Vico et de Brorsen, il n'y a guère que la première qui mérite une mention spéciale. Les dernières, toutes les trois télescopiques, n'offrent, sous le rapport de leur aspect physique, aucun intérêt particulier.

Il n'en est pas de même de la comète de Gambart. Découverte en 1826, elle effectua sa première réapparition

1 . U semble étonnant, au premier abord, qu'une résistance au monve* ment puisse produire une accélération dans la durée des révolutions successives. La première tendance de Tesprit est d'y voir, au contraire, une cause de ralentissement. Mais avec un peu de réflexion, il est aisé de se convaincre de l'exactitude de la première explication, ou, du moins, de sa probabilité. J'ai fait voir dans un autre ouvrage (Les Mondes, XIX* cayserié) que l'accélération est une conséquence directe de la résistance combinée avec la troisième loi de Kepler et la théorie de la gravitation universelle. Cette explication serait ici prématurée , puisque c'est dans la troisième partie du Ciel que se trouve l'exposé des lois astronomiques.

Le milieu que l'on suppose pour expliquer l'accélération de U période de la comète d'Encke serait-il l'anneau nébuleux qui forme la lumière zodiacale? Ou encore ne pourrait-on attribuer le même phénomène anx perturbations que subit Tastre à ses passages périodiques à travers les régions des étoiles filantes ou des planètes télescopiques? Toutes ces questions sont encore à l'état de problème, et ce n'est pas, on le comprendra, le lieu de discuter les divers degrés de probabilité de chacune d'elles. Disons cependant que M. Faye, attribuant à la chaleur solaire une force répulsive, a exposé une théorie de la constitution physique des comètes qui rend compte & la fois et de la forme des appendices de ces astres et de l'accélération de la période que l'observation a constatée pour la comète d'Encke.

COMÈTE DC HALLEV U'u»^ J- Herwchel. - I. Vue de la comète à IVU nu, dans Ophiucos, le Î4 oclotire 11(35- — 2- '**- ^™ ''"'* "°* lunette de sept pieds de fojer. - 3, 4, 5, 6. Détails de la t*le *** *" comète, de Ia fin d'octobre I83S au commencement de février 1836.

dans raiitomne de 1832, et causa uue vive émotion par TanDonce, un peu prématurée, qu'elle devait à son passage venir rencontrer et heurter la Terre. Des calculs plus précis démontrèrent, bien avant l'événement, que la comète arriverait au point commun des orbites des deux astres un mois avant notre globe, et qu'ainsi toute rencontre était évidemment impossible.

Mais l'alarme était donnée. Les imaginations s'exaltèrent et l'idée de la fin du monde — de notre petit monde en tout cas — envahit nombre de cervelles. Croirait-on que parmi les personnes mêmes qui eurent confiance dans la précision des calculs astronomiques, il s'en trouva qui craignirent tout au moins un dérangement pour l'orbite de notre planète. Sans doute, pour elles, une orbite était quelque chose de matériel, un cercle métallique par exemple, un rail céleste. « Comme si, dit Arago en rapportant cette plaisante conception, la forme de la route parabolique qu'une bombe va parcourir dans l'espace en sortant du mortier, pouvait dépendre du nombre et de la position des courbes que d'autres bombes auraient anciennement décrites dans les mêmes régions ! »

Plus loin nous dirons quelques mots de cette question qui peut un jour intéresser vivement les habitant^^ du globe terrestre, à savoii', du danger et de la probabilité de la rencontre d'une comète et de la Terre.

Si la comète de Gambart ne réalisa point les craintes qu'on avait conçues, elle subit elle-même plus tard une étrange transformation : elle se dédoubla. Dès 1846, elle apparut sous la forme de deux comètes, dlnégales grandeurs, qui s'éloignèrent de plus en plus. En 1852, les deux comètes reparurent voyageant de concert, mais la distance des deux noyaux, qui était déjà de 60 000 lieues en 1846, s'élevait alors à un demi-million de lieues.

Les annales de l'astronomie avaient enre^stré déjà disemblables transformations, mais comme il s'agissait de comètes qui n'ont point reparu, les savants hésitaient à croire à la réalité d'un fait sur lequel la comète de Gambart ne laisse désormais aucun doute.

Voici, pour cet astre et pour les trois autres comètes pé-

Fig. 115. — Dédoublemenl de la cumËtede Gsmbart, d'aprte le9 dessins de StruTt.

riodiques citées plus haut, les durées des périodes de révolution, ainsi que leurs distances extrêmes au Soleil.

dM rèïuluiiimi DiïUncei pArihJllM. DiiUncM iptaMln-

GomËtedeGambarl. S393jour;. 32 710 000 lieues. 235370000 1.

— de Faye 2718 - 6^650 000 — 226 560 000-

— deVico. ... 1993 — 45 316 000 — 191 MO 000 —

— deBrorsen.. 2042 — 24614000 — 216060000-

Toutcs ont leur mouveincut dirigé dans le sens même du mouvement des planètes, d'Occident en Orient. Parmi les comètes périodiques déjà citées, celles de Halley fait seule exception.

Trois autres comètes périodiques, celles de d'Arrest, de Peters et d'Olbers, peuvent être rangées parmi les comètes précédentes. La première, découverte en 1851, effectue sa

révolution eu 6 ans et demi; la seconde, dont la première observation date de 1846, met 16 années à parcourir son orbite, et la comète d'Olbers a une période de 74 ans. Mais seul, le premier de ces trois astres a été revu.

Nous nous bornerons aux détails qui précèdent relativement aux éléments astronomiques des comètes périodiques. Il nous reste à donner quelques détails sur les comètes à longues périodes ou dont le retour n'a pu être constaté; nous dirons ensuite ce qu'on croit savoir de la constitution physique de ces astres étranges.

Comètes à longues périodes. — Grandes comètes visibles à l'œil nu. — Constitution physique des comètes; masse, densité, nature de la lumière. — Danger qui pourrait résulter de la rencontre d'une comète avec la Terre.

Faut-il prendre à la lettre la comparaison de Kepler qui affirme que les comètes sont répandues dans le ciel avec autant de profusion que les poissons dans l'Océan? Arago, adoptant Thypothèse d'une égale distribution des comètes dans toutes les régions du système solaire, et fondant ses calculs sur le nombre des comètes observées entre le Soleil et Mercure, évalue à dix-sept millions et demi le nombre de ces astres qui sillonnent le système solaire en deçà de ses limites connues, c'est-à-dire de l'orbite de

Neptune * .

Quoi qu'il en soit de ces hypothèses, Tobservalion prouve d'année en année, que le nombre des comètes est vraiment considérable. Sans parler des réapparitions, on eu voit sans cesse de nouvelles arriver des profondeurs de l'espace, décrire autour du Soleil la courbe qui témoigne de la puissance attractive de l'astre radieux, et s'éloignant

1. Dès 1765, Lambert, basant ses calculs sur d'autres données, regardait comme une évaluation très-modique t^lle qui faisait mouToir, seulement jusqu'à Saturne, 500 millions de comètes. Voy. Lettres cosmoloffiques^ p. *3, édit. de 1784.

COMÈTE DE DOHATI D'apii* P. G. Bond. — 1 . Le It.septembrc IBM. -

la plupart pour des siècles, retourner loin de lui achever une fois encore leurs immenses évolutions.

Depuis deux ou trois siècles seulement qu'on les observe avec soin, plus de deux cents ont été enregistrées. En y joignant celles dont les annales plus anciennes ont noté l'apparition, il en faudrait compter cinq ou six cents, parmi lesquelles il n'y en a que quarante environ dont la période de révolution ait pu être calculée.

Sur ce dernier nombre, cinq comètes effectuent leurs mouvements dans des périodes qui varient entre 69 ans et 75 ans. Mais que dire de celles qui mettent des milliers d'années à accomplir leurs révolutions, de cette fameuse comète de 1680, dont le périhélie est si voisin du Soleil, que Newton évsduait à deux mille fois la chaleur du fer rouge la température subie par Tastre dans ce passage? Sa période est de 8814 ans. Mais il en est de plus longues encore, et la période de la comète de juillet 1844 n'a pas été estimée moindre de cent mille années. Si le cedcul est exact, voilà une comète dont le retour sera observé, dans mille siècles, parles astronomes de l'an 101 844 ! Au milieu de cette immense période, elle aura été se perdre dans l'espace à une distance qui ne vaut pas moins de quatre mille fois celle du Soleil à la Terre.

La vitesse des comètes, diminuant comme celle des planètes, à mesure que s'accroissent leurs distances au Soleil, varie entre des limites très-étendues, et à leur plus grande distance de l'être central, cette vitesse est excessivement faible : c'est ainsi que la comète de 1680 ne parcourt guère, à son aphélie, que trois mètres par seconde.

Parmi les nombreuses comètes observées, il en est trèspeu qui soient visibles à l'œil nu et un plus petit nombre encore qui frappent le public par leurs grandes dimensions

35a LE MONDE SOLAIRK.

et l'éclat de leur lumière. Ce sont celles-là néaDmoiod qui présentent le plus d'intérêt, à cause des phénomènes dont leurs queues et leurs nébulosité sont le théâtre, phénomènes bien propres à jeter un certain jour sur leur constitution physique.

Au nombre des comètes, les plus remarquables des siècles passés, il faut citer la grande comète de i 500, que le peuple d'Italie avait surnommée il signor j4stone; la comète dite

Fig. 116. — Grande comète de 1811, d'aprèi un dessin du Spaalttn BarlKtUioMMm de l'ami rsl Smytb.

de Charics-Ouiut, de 1556, qui, selon les calculs des astronomes, ayant déjà paru en 1264, devait faire sa réapparition vers 1 860 et n'a pas été revue ; celle de 1 686 dont le noyau brillait comme une étoile de première grandeur; la comète de 1744-, aux queues multiples, et celle de I7tt!l. qu'on peut voir représentées d'après des dessins du tempî^ dans la planche XVUI et dans la figure 111.

Lsi période écoulée du dix-neuvième siècle est riche en

brillantes comètes visibles à l'œil nu. Nous reproduisons ici quelques-unes des plus remarquables : c'est d'abord la grande comète de 1811, dont l'apparition a fait une sensation extraordinaire, et qui ne doit revenir qu'au bout de trente siècles. Sa nébulosité ne mesurait pas moins de 450000 lieues de diamètre, tandis que le noyau lumineux n'embrassait guère que 171 lieues. La queue, de dimensions prodigieuses, atteignit une longueur de 45 millions de lieues.

La grande comète de 1843 est l'une des plus brillantes qu'on ait observées jamais. Non-seulement le noyau, mais une portion de la queue fut visible en plein jour. Cette queue était en outre fort remarquable par sa longueur et plus encore par l'uniformité de sa largeur. C'est, de toutes les comètes connues, celle qui s'est le plus approchée du Soleil. Au moment de sa plus courte distance au centre du foyer de notre monde, le noyau n'était plus qu'à 1 90 000 lieues de ce centre, et par conséquent à 12000 lieues seulement de la surface du Soleil.

Dans ces dernières années, trois comètes visibles à l'œil nu ont été l'objet des observations les plus intéressantes.

La plus brillante de toutes, la comète de Donati, a fait son apparition en 1858. Aperçue à Florence, pour la première fois, le 2 juin, par l'astronome dont elle porte le nom, elle devint visible à l'œil nu vers les premiers jours de septembre et bientôt se distingua, au milieu des constellatious boréales, par l'éclat du noyau brillant et le magnifique développement de sa queue.

Les personnes qui ont été témoins du spectacle splendide offert par les nuits où ce bel astre fut visible, pourront reconnaître et suivre dans les planches XX, XXI, XXI F et XXIII , l'aspect de la comète à diverses époques , et sa marche à travers la voûte étoilée.

En 1861 et en 1862, deux autres comètes furent également visibles, bien qu'inférieures en éclat à la comète de 1858. On trouvera plus loin (fig. 117 et 118 et pL XXllI) des représentations détaillées de la tête et des enveloppes nébuleuses de ces astres, détails intéressants au point de vue de leur constitution physique.

Les problèmes qui se rattachent à l'étude de cette constitution sont nombreux et d'une solution difficile.

On peut se demander en premier lieu quelle est la nature de la matière qui les compose, si cette matière est entièrement gazeuse ou si les noyaux renferment des parties liquides ou même solides; quelle est leur masse, quelle est leur densité, si la queue est de même nature que la chevelure ou le noyau; en vertu de quelle influence se forment ces appendices singuliers qui, presque nuls quand la comète est éloignée du Soleil, se développent à mesure qu'elle s'en approche, pour diminuer ensuite et finalement disparaître dans la seconde moitié de l'orbite de l'astre.

Vient ensuite la question de la lumière qui rend les comètes visibles dans l'espace. Les comètes brillent-elles d'an éclat qui leur est propre ; empruntent-elles leur lumière an Soleil, ou bien nous envoient-elles des rayons provenant à la fois de ces deux sources? D'autre part, peut-on conjecH turer quelque chose de plausible sur leur température, les changements qu'apporte à cet élément les prodigi variations de distance qui sont la conséquence de Textrènifr allongement de leurs orbites ?

En6n, quelle est la cause des modifications que subissent ces astres étranges, non - seulement d'une révolution à l'autre, mais, sous nos yeux mêmes, pendant la courte durée d'une apparition unique ? Non - seulement la queue se forme, se développe, diminue et disparaît, mab

COMtTE DE DOHATI ir^têaP. G. Bond. — l.L« Soetobra I8&8. — 1. La s oolobn.

encore l'enveloppe même du noyau, est sujette à de curieuses transformations. Qu'on jette un coup d'oeil sur

les dessins suivants (fig. 1 17 et 118) de la comète de 1862, dcssios qui représentent la tête de l'astre à des intervalles

d'un jour au plus; on sera surpris de la rapiditt^ des changements de position et de forme des aigrettes lumineuses qui s'échappent successivement du noyau dans une direc-

tion presque toujours opposée à celle de la queue. Dans un intervalle de dix-sept jours, Thabile observateur à qui nous devons la communication de ces dessins, M. Chacor^ nac, a pu suivre treize émissions distinctes pareilles à des jets de vapeur, et alternativement dirigées vers le Soleil et à Test de cet astre, c'est-à-dire à l'opposé du mouvement de la comète. Après chacune de ces émissions, la matière nébuleuse accumulée à l'extrémité du jet, paraissait refoulée par une force répulsive émanée du Soleil, puis s'écoulait dans la direction de la queue. Ces phénomènes semblent ainsi confirmer l'hypothèse de M. Faye dont il a été question plus haut, et qui, indépendamment de la force attractive inhérente à la masse du Soleil, tend à attribuer à la chaleur de cet astre une autre puissance agissant en sens contraire, et par conséquent répulsive. A l'aide de cette hypothèse, un géomètre, M. Edouard Roche, est arrivé à rendre compte de la variation de forme des noyaux et des atmosphères cométaires. Il reste à savoir si cette explication , qui parait jusqu'ici la plus vraisemblable de celles qui ont été proposées, est en tout conforme à la réalité.

A ces questions d'un grand intérêt, et, il faut le dire, encore bien obscures, s'en joignent d'autres qui ont eu, à plusieurs reprises, le privilège de captiver l'attention du public. Nous avons vu que la comète périodique de Gambart a failli , en 1 832 , rencontrer la Terre. Que (ùt-il résulté d'un pareil événement?

Il y a un siècle, les savants considéraient encore les comètes comme des astres dont la rencontre avec notre globe, ou avec une planète quelconque, pouvait amener pour ces derniers corps les plus funestes conséquences.

(c Quand on considère le mouvement des comètes, dit

Lambert dans ses Lettres cosmologiques^ et que Ton réfléchit sur les loix de la pesanteur, on s'aperçoit sans peine que leur approche de la terre pourroit y causer les événements les plus sinistres, y ramener le déluge universel, ou la faire périr dans un déluge de feu, la briser en menue poussière, ou du moins la détourner de son orbite, lui enlever sa lune, qui pis est, Tenlever elle-même, l'emporter au delà des régions de Saturne, et nous faire souffrir on hiver de plusieurs siècles, auquel ni les hommes, ni les animaux ne seroient capables de résister. Les queues mêmes des comètes ne seroient plus des phénomènes sans conséquence, si, en s'éloignant de nous, les comètes les laissoient, en tout ou en partie, dans notre atmosphère. »

Maupertuis, à la même époque, avait déjà décrit à peu près de la même manière les accidents que la crainte d'une rencontre de la Terre et d'une comète faisait imaginer alors aux astronomes. Seulement à côté des inconvénients possibles, il énumérait les avantages qu'on pourrait retirer de l'action à distance de ces astres, comme le changement des saisons en un printemps perpétuel, l'acquisition de nouvelles lunes, d'un anneau à Tinstar de celui de Saturne. Puis il ajoutait :

« Quelque dangereux que seroit le choc d'une comète, elle pourroit être si petite, qu'elle ne seroit funeste qu'à la partie de la terre qu'elle frapperoit : peut-être en serionsnous quittes pour quelque royaume écrasé, pendant que le reste de la terre jouiroit des raretés qu'un corps qui vient de si loin y apporteroit. On seroit peut-être bien surpris de trouver que les débris de ces masses que nous méprisons, seroient formés d'or et de diamans ; mais les-