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Les comètes à longue période n'ont rien qui les distingue des autres, si ce n'est les énormes distances où toutes s'éloi-

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gnent du Soleil à leur aphélie. L'oi'bite la plus courte dépasse déjà les limites connues du système planétaire, de 48 fois la moyenne distance du Soleil à la Terre; la comète de 1845 s'éloigne en effet jusqu'à deux fois et demie la dislance de Neptune, en un mot jusqu'à deux milliards cinq cent vingt millions de lieues. La comète de 102000 ans s'enfonce aune distance 55 fois plus considérable encore. Enfin, les deux dernières, celles de 1863 I et de 1864 11, qui effec-

Viii. 2Uli. (ii-aTidc cuiiicic de 1811.

tuent leurs révolutions, la première en 1840 siècles, la seconde en 2800 siècles, pénètrent à leur aphélie dans des régions de l'espace si lointaines, qu'il faudrait alors à la lumière pour venir de ces comètes jusqu'à la Terre, 171 jours pour l'une et 230 jours pour l'autre. La comète de 1864 franchit, loin du Soleil, le cinquième environ de la distance de l'étoile Alpha du Centaure à notre système, puisque la distance de cette étoile au Soleil est égale à 200000 fois au moins la moyenne distance du Soleil à la Terre : c'est, il est vrai, un voyage qui

dure un million quatre cent mille années pour Valler, un million quatre cent mille années pour le retour. Quelque énormes que soient ces distances, il n'est pas juste de dire, comme on l'a fait en parlant de la comète de 1844 ou de 102 000 ans, que de telles comètes aillent se plonger dans l'espace à ime distance plus grande que les distances de la Lyre, de la Chèvre, de Sirius. Cela est loin d'être vrai, même pour les comètes dont la période se mesure par des millions d'années ; mais rien n'empêche qu'il en soit ainsi, pour des comètes à orbites paraboliques ou hyperboliques.

En comparant les comètes aux planètes, sous le rapport de leurs mouvements, on voit par tout ce qui précède, que ces deux groupes d'astres ont, avec un point commun ou de ressemblance, de profondes difféTences. Le point commun, c'est que les orbites cométaires sont régies par les mêmes lois que les orbites planétaires, et cela n'a x'ien que de très-naturel, puisque le principe commun est la gravitation. Les différences, nous venons de les passer en revue ; ce sont l'excentricité presque toujours considérable des orbites, l'inclinaison de leurs plans qui prend toutes les valeurs de 0" à 90°, le sens tantôt direct et tantôt rétrograde des mouvements propres, enfin, pour un grand nombre de comètes, l'immensité de durée de leurs révolutions. Tandis que les éléments des orbites planétaires, contenus dans des limites resserrées, indiquent avec évidence une communauté d'origine avec le Soleil luimême, la dissemblance, la divergence de ceux des comètes laissent assez présumer que ce sont des astres étrangers au système, traversant accidentellement notre monde, et que, si quelques-uns y ont été retenus, une telle introduction n'est due qu'à l'action perturbatrice des masses de quelques planètes, lesquelles poiuTont un jour les expulser par une action opposée.

Mais si les comètes sont étrangères, à l'origine, au système

solaire, sont-elles de même étrangères les unes aux autres? N'y en a-t-il pas parmi elles qui forment des groupes ? En un mot, n'y a-t-il pas aussi des systèmes de comètes? Nous posons bien entendu cette question pour les seules comètes non périodiques, pour celles qui décrivent des paraboles ou des hyperboles. Sont-ce de simples voyageuses indépendantes, courant de systèmes solaires en systèmes solaires, sans jamais fixer nulle part leur course vagabonde? N'est-il point, parmi ces déclassées, des comètes groupées ensemble et parcourant leurs longues orbites de conserve ?

La question ainsi posée parait susceptible d'une solution directe, comme le témoignent les recherches faites dans ce sens par un astronome hollandais contemporain, M. Hoek. Ce savant, en étudiant et comparant les éléments de diverses comètes , est arrivé à reconnaître qu'un certain nombre d'entre elles paraissent avoir une origine commune, qu'elles formaient avant de pénétrer dans la sphère d'attraction du Soleil, des groupes ou systèmes, ce qu'il prouve en faisant voir que ces astres ont eu jadis, se trouvant alors à une faible distance les unes des autres, un mouvement initial de même direction et de même vitesse. Du reste, dans sa pensée, les comètes à orbites elliptiques ou périodiques sont l'exception : l'immense majorité des comètes se meuvent dans des courbes à branches infinies. Elles nous arrivent, isolées ou par groupe, des profondeurs sidérales; elles sont envoyées dans notre système par quelque étoile, dont elles se sont assez éloignées pour échapper à la prépondérance de son attraction et tomber temporairement sous l'influence de l'attraction de notre propre Soleil. Mais à quel caractère M. Hœk a-t-il reconnu que certaines comètes émanent du même foyer, et peuvent être considérées comme ayant probablement une commune oingine? Pour résoudre cette question difficile, l'astronome hollandais a comparé les éléments cométaires déterminés avec une suffisante exactitude, ceux des comètes cataloguées

depuis 1556 par exemple. Il a déterminé la position de leurs aphélies, etréimi d'abord entre elles les comètes dont les apparitions n'étaient pas séparées par des intervalles de plus de dix années, et dont les aphélies ne mesuraient pas, dans le ciel, une distance apparente ou angulaire de plus de 10 degrés. Il a cherché, de plus, si les orbites des comètes ainsi groupées trois par trois ou en plus grand nombre, n'avaient pas des points d'intersection communs.

Prenons, d'après Hœk, un premier exemple. Considérons les comètes de 1672, de 1677 et de 1683, puis les comètes 1860 III, 1863 I et 1863 IV. Voici les positions des aphélies de ces six comètes :

Longitudes. I.alitudcs.

Les différences en longitude mesurées sur un arc de grand cercle équivalent, pour chaque groupe, à un peu plus de 3 degrés. Il y a donc là une remarquable coïncidence. Mais, si l'on cherche les points d'intersection des oi-bites des comètes, on arrive à une coïncidence plus étonnante encore, car on trouve que ces points sont groupés dans une région du ciel dont l'étendue n'est pas de 2 degrés, vers 319° de longitude et 78° de latitude australe. En joignant le Soleil par une ligne droite à l'étoile y de l'Hydre, on a la commune intersection des cinq orbites. Il est donc extrêmement vraisemblable que ces cinq astres émanent d'un même foyer cométaire. Si d'ailleurs on cherche à quelles distances du Soleil se sont trouvées dans le passé les comètes de ce système, on trouve que ces distances, d'abord très-inégales, se rapprochent de plus en plus, à mesure qu'on remonte à des siècles plus éloignés du nôtre. Voici, eu effet, le résultat aur

quel M. Hœk arrive, en prenant pour unité de distance le rayon moyen de l'orbite de la Terre :

Annùes.

Comètes de

Années.

Comètes Je 1860 III 18631

Ces tableaux montrent que plus on remonte loin dans le passé, plus les deux comètes de 1677 et de 1683, d'une part, et les trois comètes de 1860 III, 1863 1 et 1863 IV, d'autre part, se trouvaient en réalité rapprochées respectivement les unes des autres. Se sont-elles mises simultanément en route, ou bien l'époque de leur départ a-t-elle été distincte pour chacune d'elles? M. Hœk ne se prononce pas entre ces deux hypothèses. Seulement il fait voir qu'il suffirait par exemple d'admettre, entre les vitesses originelles des comètes de 1677 et de 1860, la minime différence de 66 centimètres par seconde, pour que, à leur arrivée respective dans notre système, le retard de la moins rapide eût produit une accumulation de 200 années. Ainsi, il n'est pas impossible que les deux comètes de 1677 et de 1860 aient quitté en même temps le foyer d'où elles émanent.

M. Hœk a étudié et reconnu d'autres systèmes cométaires dont nous avons donné le tableau détaillé dans notre ouvrage sur les Comètes ; ce tableau comprend 38 comètes groupées en sept systèmes, ayant chacun un point radiant particulier; mais la place nous manque pour entrer ici dans de tels détails. Ce que nous devons retenir, c'est qu'il y a, selon ce savant,

de véritables groupes coiiiétaires, c'est-à-dire des comètes liées ensemble par la communauté d'origine, par l'identité des mouvements à leurs points de départ, ou à leur entrée dans la sphère d'attraction du Soleil'.

1. Dans la pensée de l'auteur do ces vues intéressantes, cela n'est point particulier aux comètes du seul monde solaire. « Chaque étoile, dit-il, possède son système cométaire qui lui est propre; mais, sous l'influence des attractions planétaires ou des masses de matières cosmiques, ces corps quittent continuellement leur propre étoile principale, pour aller soit dans des ellipses permanentes, soit temporairement dans des paraboles ou des hyperboles, tourner autour d'un autre Soleil. » [Monlhhj notices, 1865.)

§ 1. ASPECT GÉNÉRAL DES COMÈTES. NÉBULOSITÉS, QUEUES, NOYAUX. LEURS DIMENSIONS.

Uii noyau lumineux, d'apparence stcllaire, enveloppé d'une partie nébuleuse ou diffuse, constitue ce qu'on nomme la tête de la comète ; souvent cette nébulosité se prolonge, tantôt en avant, tantôt en arrière, dans le sens du mouvement, formant une ou plusieurs traînées dont l'ensemble est communément nommé la queue. C'est sous cette apparence que le public est habitué à se représenter une comète, parce qu'en effet les comètes assez éclatantes pour être visibles à l'œil nu se montrent presque toujours formées de trois parties : l'étoile ou le noyau, la nébulosité ou la chevelure, la traînée vaporeuse ou la queue.

Mais toutes les comètes n'ont pas de noyau, ni de queue. Cette circonstance se présente fréquemment dans les comètes invisibles à l'œil nu ou télescopiques. Dès 1807, W. Herschel constatait le nombre relativement considérable des comètes dépourvues de noyau. « Sur 10 comètes télescopiques que j'ai -examinées, disait-il, 14 n'offraient rien de remarquable à leur centre. » Le 24 juin 1865, la comète d'Encke paraissait comme une faible nébulosité, sans la plus légère condensation

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(le lumière au centre. Mais il faut ajouter qu'une même comète varie d'aspect, dans le seul cours d'une apparition, et à plus forte raison dans le cours de ses apparitions successives, s'il s'agit d'une comète périodique. Ainsi, la comète d'Encke que nous venons de citer, se montrait le 9 novembre 1871 comme une sorte de nébulosité en forme d'éventail, avec une condensation assez forte au sommet; un mois après, on y voyait un noyau brillant d'où partaient de chaque côté deux aigrettes vaporeuses. Ces variations d'aspect ont généralement deux causes : en premier lieu, les changements de position et de

Fig. 207. — 1. Comète avec no\aii et dépourvue de queue. — 2. Nébulosité coniétaire

sans queue, ni noyau.

distance de l'astre et de la Terre ; en second lieu, des modifications réelles dans la forme et la structure de la comète même. Nous verrons plus loin des exemples de ces modifications singulières qui s'effectuent avec une grande rapidité.

On vient de voir qu'il y a des comètes dépourvues de queue. Mais la même comète, selon l'époque de l'observation ou la position qu'elle occupe sur son orbite, peut être vue avec ou sans queue. Donnons-en un exemple frappant. A son apparition de 1682, la comète de Halley n'avait aucune apparence de queue à la date du 26 août; trois jours après, le 30 août, elle en avait une de 30 degrés de longueur.

Le plus souvent la queue des comètes est unique : elle varie beaucoup de forme, de dimensions soit apparentes, soit réelles ; pour le même astre, elle change quelquefois avec une grande

rig. 208. Double queue de la conièle de 1823.

Fig. 209. Double queue do la conièle de 1850.

rapidité ; mais elle est le plus souvent formée d'une seule traînée lumineuse. Cependant on peut citer plusieurs exemples

Fig. 210. Comète de 1744 ou de Cliéscaux, à queues nniltiplcs, d'après un dessin du temps.

de queues doubles et même triples. Les comètes de 1807 et de 1843 avaient une double <{ueue, ou, ce qui revient au même, une queue formée de deux branches de longueurs très-

inégales. Il en était de même de la comète de 1823, de celles de 1850 I, et de 1851 IV, qui toutes avaient deux queues inégales dont la moins longue était dirigée vers le Soleil.

La comète de 1744, ou de Chéseaux, n'avait pas moins de six queues; ou du moins, sa queue disposée en éventail était composée de six branches réunies près du noyau, puis se séparant sous forme de courbes lumineuses d'inégales Ion-

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