COMÈTE DE DONATI

Développement des queues secondaires D'après P. G. Bond. — 1. Le 3 octobre 18ô8. — 2. Le 5 octobre.

Quelquefois, outre la queue principale très-éclatante, on aperçoit de faibles traînées latérales, ou queues secondaires. On en voit un exemple dans la comète de 1769, qui avait trois queues, l'une fort longue, les deux autres beaucoup plus petites et moins larges, toutes les trois d'ailleurs rectilignes. La grande comète de Donati (1858) a également montré, outre sa queue principale recourbée en panache, une et puis deux queues rectilignes, mais situées du même côté et tangentes à la courbe de la première (voy. les planches XXVI, XXVIII et XXIX).

Il y a pour la direction de la queue principale des comètes une loi générale, du moins soutirant peu d'exceptions. Cette loi

Fig. 212. Direction des queues cométaircs à l'oppose du Soleil.

consiste en ce que la queue, outre qu'elle est toujours, quelle qu'en soit la forme, rectiligne ou courbe, située dans le plan de l'orbite, a une direction opposée à celle du Soleil. Elle est comme le prolongement du rayon vecteur mené du Soleil au noyau, si elle est rectiligne; elle est tangente à ce rayon, si elle est courbe, ainsi qu'on peut le voir dans la figure 212. Il résulte de là qu'avant son passage au périhélie, la comète est suivie par sa queue, qui semble au contraire précéder l'astre après ce passage.

Quant à la forme des queues, elle est aussi très-variable. On vient de voir qu'il en est de rectilignes ; d'autres ofï'rent une courbure très-marquée. Les imes se montrent comme un

ruban partout de même largeur ; les autres, larges près de la tète, vont en s'amincissant pour se terminer en pointe : tel était le cas de la comète découverte en 1873 par M. P. Henry, un des jeunes astronomes de l'observatoire de Paris {fig. 213); d'autres enfin, au contraire, s'élargissent à mesure qu'elles s'éloignent de l'astre. Mais, pour se rendre un compte de la forme réelle qui correspond à ces apparences, il faudrait dans chaque cas tenir compte des inévitables effets de perspective

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Fig. 213. Comète de P. Henry, le 26 et le 29 août 1873.

dus à la position et aux distances de la Terre et de la comète. Les queues cométaires, en effet, ayant des longueurs extrêmement variées et quelquefois considéi'ables, les distances où l'observateur se trouve, pour un instant donné, des points où commence et se termine une même queue, peuvent différer l'une de l'autre de plusieurs millions de lieues.

Il arrive fréquemment que les bords du cône qui constitue la queue d'une comète, sont plus lumineux que la partie centrale, comme si elle était évidée ou obscurcie à l'intérieur; mais le contraire se présente aussi; par exemple, dans la

queue de la dernière comète de 1618 « on voyait, dit Pingre, une ligne on un trait éclatant qui, tel que la moelle d'un arbre, s'étendait dans toute la longueur de la queue, en divisant en deux sa largeur. » La queue de la comète de 1769 (voy. la planche XXVI) avait aussi une apparence semblable.

Un mot de la longueur, apparente ou réelle, des queues cométaires. Voici un tableau qui suffira à donner une idée de l'étendue prodigieuse qu'atteignent parfois ces appendices

singuliers :

Dimensions

des queues

appareil

lies en do

■grés.

réelles en kilométri

Comète de

Revenons maintenant aux noyaux cométaires.

Examinés à l'œil nu, ou vus au télescope, ils présentent les plus grandes diversités d'éclat. Tandis que les noyaux de certaines comètes télescopiques atteignent à peine l'intensité lumineuse des étoiles de 11° à 12" grandeur, d'autres sont visibles à l'œil nu, et parmi ceux-là, on en a vu dont l'éclat surpassait celui des plus brillantes étoiles. Les anciennes observations parlent de comètes d'un éclat prodigieux, dont la lumière égalait ou surpassait la lumière du Soleil (comètes de 183, de 14.6 et de 136 av. J. C). Ce sont évidemment des

exagérations. Mais il paraît assuré que les comètes de 1402, de 1500, de 1577 ont été vues en plein jour, ce qui suppose un éclat an moins égal à Vénus dans sa plus grande splendeur. La comète de Chéseaux, le 1"' février 1744, surpassait Sirius ; aux premiers jours du mois de mars, elle était visible en plein jour. La comète de 1843 a été vue en Italie et au Mexique, en plein midi, à une très-faible distance (5° 23') du centre du Soleil ; en se plaçant derrière un pan de mur qui masquait le Soleil, on aperçut même la queue sur une longueur de 4 à 5 degrés. Du reste, les variations de distance d'une comète et de la Terre sont si considérables et quelquefois si rapides, que le même astre passe par les intensités lumineuses les plus diverses; d'où il suit que, pour comparer deux comètes sous ce rapport, il faut tenir compte de ces énormes écarts de distances. C'est une remarque qui s'applique à toutes les apparences cométaires.

On a pu mesurer approximativement les diamètres de quelques noyaux de comètes, et l'on a trouvé des dimensions qui varient entre 45 kilomètres (comète de 1798 I), 690 kilomètres (comète de 1811 1), 9000 kilomètres (comète de Donati), et enfin 45 000 kilomètres, dimensions du noyau de la comète de 1769. Mais ces mesures s'appliquent exclusivement à la partie stellaire de la tête, au noyau proprement dit. Les nébulosités ou atmosphères enveloppant le noyau sont beaucoup plus considérables. En 1828, la comète d'Encke mesurait 425 000 kilomètres ; la nébulosité de la grande comète de 1811 , dont il vient d'être question, embrassait 1 800 000 kil., de sorte qu'en la supposant sphérique, son volume surpassait le double du vohmie du Soleil, tandis que son noyau n'était que la 6300" partie du globe terrestre, et par conséquent que la 8 000000000" partie du globe solaire.

Du reste, si nous donnons ces nombres, c'est afin qu'on se fasse une idée de l'étendue que peuvent occuper les matières dont une comète se compose ; mais il ne faut pas leur attribuer

une fixité, une invariabilité même approchée ' : la forme et le volume de presque toutes les comètes sont dans un état de mobilité continuelle, surtout dans la portion de leurs orbites

Fig. 214. Comète d'Iincke ; .ses Iransl'ormations d'après ir^cinvalje. — 1. Le 19 oclobro 1838. 2. Le 5 novembre. — 3. Le 10 novembre. — 4. Le 12 novembre.

qui est la plus voisine du Soleil, celle que nous pouvons généralement le mieux observer.

1. Dans la figure 214, on voit quels changements de forme et de dimensions la comète d'Encke a subis dans un intervalle de 24 jours seulement. Son diamètre, entre le 9 octobre et le 17 décembre, a été en diminuant considérablement : de 448 000, il est tombé à 4800 kilomètres, c'est-à-dire il s'est réduit à la 93° partie ; son volume supposé sphérique était devenu 81 000 fois moindre. La ligure ferait croire à une augmentation; mais il i'aut songer que la dislance de l'astre au Soleil et à la Terre diminuait rapidement pendant cette période de son cours.

§ 2. MASSE, DENSITÉ, LUMIÈRE DES COMÈTES. HYPOTHÈSES SUR LA FORMATION DES QUEUES.

Essayons maintenant d'aborder les questions, si nombreuses et si délicates, qui se rattachent à l'étude de la constitution physique des comètes.

Un mot d'abord sur la masse des comètes et sur la densité de la matière dont elles sont formées. Certaines comètes, en parcourant leurs orbites, se sont approchées de Jupiter, de Saturne, de Mars et de la Terre, assez près pour éprouver dans leurs mouvements des perturbations sensibles. Ces perturbations qui altèrent la forme et les dimensions de l'orbite ont été prédites ou calculées d'avance; et l'observation a prouvé que les accélérations ou les retards assignés par la théorie étaient dus, comme celle-ci le suppose, à l'action troublante des masses planétaires. Si les masses des comètes étaient du même ordre de grandeur que celles des planètes, leurs effets eussent été de même nature et l'on aurait réciproquement constaté dans les mouvements de Jupiter ou des autres planètes des altérations sensibles. Rien de pareil n'a été reconnu. On en a conclu que les masses des comètes en question sont insensibles. La comète de Lexell, par exemple, a passé en 1 767 et 1 769 fort près de Jupiter et du système de ses satellites, sans troubler en aucune façon les mouvements de ces corps. En 1770, elle s'est approchée de la Terre à six fois environ la distance de la Lune, et son action aurait dû, d'après les calculs de Laplace, altérer la durée de l'année sidérale de près de 3 secondes, si sa masse avait atteint la 5000" partie de la masse de la Terre. Aucune altération de ce genre n'a pu être constatée ^ .

1. Babinet, s'appuyant sur certaines considérations optiques, considérait les comètes comme des riens visibles. Suivant lui, '« la substance d'une

Dans des recherches fort remarquables sur la théorie des phénomènes cométaires, que nous analyserons plus lom, un de nos savants compatriotes, M. Edouard Roche, montre qu'il y a un rapport déterminé entre la distance de l'astre au Soleil, sa propre masse et le diamètre de la portion de sa nébulosité soumise à l'attraction du noyau, autrement dit le diamètre de son atmosphère véritable : cette relation a lieu quand les distances au Soleil sont assez éloignées pour que la force répulsive, apparente ou réelle, qui engendre les queues soit négligeable. Un autre élément — la force répulsive — s'y joint quand la comète approche de son périhélie, ou du moins dès qu'elle est assez voisine Au Soleil, pour qu'il soit nécessaire de tenir compte de cette force. S'appuyant alors sur les observations micrométriques qui ont donné la mesure approchée du diamètre de la nébulosité des comètes de Donati et d'Encke, M. Roche arrive aux résultats que nous allons transcrire.

Rapportée à la masse de la Terre, la masse de la comète de Donati serait égale à 0.000047, c'est-à-dire à peu près à la vingt-millième partie de la première, ou 53 fois environ la masse de l'atmosphère terrestre. Évaluée en eau, elle équivaudrait à une sphère de 400 kilomètres de rayon : c'est un poids de 268 millions de milliards de tonnes. Nous voilà loin des quelques kilogrammes de Rabinet!

La masse de la comète d'Encke, évaluée par la même méthode, serait la millième partie environ de la masse de la Terre.

comète ne pouvait être évaluée en densité à une quantité aussi élevée que celle de notre atmosphère, diminuée par l'énorme diviseur quarante-cinq millions de milliards! » Il s'agissait là do la comète d'Encke. Les mêmes considérations appliquées à la comète du Taureau (1825) donnaient pour la densité de cette comète un nombre infiniment moindre. Mais tout cela est basé sur l'extrême faiblesse de la lumière des nébulosités, qui laissaient voir au travers, sans les affaiblir, la première des étoiles de 5'', la seconde des étoiles de 11" grandeur. En bonne logique, cela ne peut s'appliquer aux noyaux euxmêmes, surtout à ceux de ces comètes brillantes qu'on a pu voir à l'œil nu, en plein jour, dans le voisinage du Soleil.

Pour passer de la masse à la densité, il y aurait lieu évidemment de distinguer entre le noyau solide ou liquide, quand il y en a un de distinct, et l'atmosphère ou nébulosité de la comète. C'est à la densité de cette nébulosité ou des queues qu'on pourrait raisonnablement appliquer les calculs et les nombres de Babinet. La densité du noyau se calculerait aisément, il est vrai, en négligeant la masse qui l'enveloppe; mais, pour cela, il faudrait avoir des mesures précises de ce noyau, ce qui est difficile; on sait d'ailleurs que ses dimensions varient dans la mémo comète avec la distance au Soleil. La densité doit donc varier elle-même avec cette distance et ces dimensions. Les calculs de M. Roche sur la comète de Donati ont donné à ce savant, pour la densité du noyau (en octobre 1858), environ le huitième de la densité de l'eau, tandis que la densité de l'enveloppe nébuleuse n'était guère que la 134000" partie de celle de l'air atmosphérique.

D'autres questions, non moins intéressantes, mais dont la solution reste bien incertaine encore, sont celles qui concernent l'état physique de la matière cométaire. La lumière d'une comète est-elle la lumière réfléchie du Soleil, ou bien est-ce une lumière propre à l'astre? La matière du noyau est-elle solide, liquide ou gazeuse, ou encore est-elle constituée par une agglomération de corpuscules? Quelles sont les causes des transformations incessantes qu'on observe dans les comètes, qui font naître, développer, puis disparaître les queues?

Tâchons de résumer rapidement ce qu'on sait, ou tout au moins ce qu'on a pu conjecturer sur ces divers points.

On admettait encore, au siècle dernier, que les noyaux des comètes sont des corps opaques semblables aux globes planétaires, et réfléchissant comme ceux-ci la lumière du Soleil. On crut leur voir des phases, mais c'étaient évidemment des illusions optiques.

Arago appliqua le premier le polariscope à l'étude des lumières cométaires (comètes de 1819 et de 1839). Il trouva

qu'une certaine proportion des rayons lumineux étaient réfléchis spéculairement et provenaient du Soleil. Chacornac à Paris, Ronzoni et Govi en Italie, Poey à la Havane, Liais au Brésil, ont confirmé le fait en étudiant la lumière de la comète de Donati. La comète de Coggia (1874) a donné aussi des traces de polarisation tant dans le noyau que dans la queue, et même, selon M. Wright, « une portion considérable de la lumière de la comète dérivait du Soleil par voie de réflexion. »

Mais s'il paraît prouvé, par ces observations, que la lumière des comètes est en partie réfléchie, ce n'est point une raison pour admettre qu'elle n'est pas aussi en partie une lumière sni generis émise par un noyau incandescente

L'analyse spectrale, appliquée aux lumières cométaires, confirme jusqu'à présent cette dernière manière de voir. En effet, il y a d'abord un fait commun à toutes les comètes dont la lumière a été analysée. Ce fait, c'est que leur spectre consiste principalement en un certain nombre de bandes lumineuses brillantes, séparée par d'assez larges intervalles obscurs. Le spectre continu, d'ailleurs très-faible, sur lequel se projetaient ces bandes n'existait ou du moins n'était visible que pour quelques-unes d'entre elles ; les comètes dont le noyau était très-faible, comme celui de la comète d'Encke, ou n'était pas encore assez lumineux (C. 1873 IV), n'ont pas donné de spectre continu. Il semble donc acquis que les bandes brillantes sont produites par la lumière des atmosphères ou des chevelures

1. Arago, s'appuyanl sur le mode de disparition des comètes, qui s'éteignent pour ainsi dire en «'éloignant du Soleil et de la Terre, avant que leurs dimensions apparentes deviennent insensibles, en concluait que les comètes ne brillent pas d'une lumière propre. Cependant on peut faire observer que, si les nébulosités cométaires se condensent en s'éloignant du foyer solaire, par le fait du refroidissement de leurs molécules, celte condensation peut être assez grande pour intercepter, masquer la lumière du noyau. Enfin, n'est-il pas possible que l'incandescence du noyau, si elle est réelle, dépende en grande partie de l'action de la chaleur solaire, et qu'elle augmente à mesure que l'astre se rapproche du périhélie, pour diminuer après son passage?

cométaires. Ainsi les comètes à noyau, dont la lumière a pu être analysée par le prisme, seraient ainsi constituées :

Au centre de la nébulosité un noyau donnant un spectre continu. Cela iudique-t-il nécessairement une matière liquide ou solide incandescente ? On pourrait l'affirmer si la continuité de ce spectre pouvait être regardée comme entière ; mais sa faiblesse est telle, qu'il est difficile de dire si la lumière dont il brille est une lumière propre due à l'incandescence de la matière qui compose le noyau, ou si elle est la lumière réfléchie du Soleil. Peut-être participe-t-elle de ces deux origines, surtout quand la comète, en s'approchant du Soleil, acquiert une

■ Fig. 215. Spectre de la comète 1873 IV (Henry); IMe 26 août, 1' le 29 août.

température croissante ; les observations de polarisation] par réflexion prouvent en tout cas qu'une partie au moins de cette lumière est réfléchie du Soleil.

Quant à la lumière des atmosphères et des queues, leur spectre à bandes brillantes dénote, dans la matière qui les forme, à la fois l'état gazeux et l'incandescence. Comme d'autre part les phénomènes des aigrettes émanées du noyau prouvent que les enveloppes atmosphériques se forment aux dépens de ce dernier, il semble bien difficile d'admettre l'incandescence pour l'atmosphère cométaire et poui* les queues, si le noyau lui-même dont elles se forment incessamment ne jouit pas de cet état d'incandescence. Donc il est probable

que les noyaux cométaires, tout au moins dans le voisinage du périhélie, émettent, outre la lumière réfléchie du Soleil, de la lumière directe, émanée de leur propre substance.

Au point de vue chimique, les comètes, en petit nombre il est vrai, qui ont été analysées, ont une constitution trèspeu complexe. C'est, ou du carbone simple, ou un composé du carbone, hydrogène carboné d'après les comparaisons faites par M. Huggins, oxyde de carbone ou acide carbonique d'après les recherches du P. Secclii. Ce dernier savant a donc eu raison de dire : « Il est très-remarquable que toutes les comètes observées jusqu'ici ont les bandes du carbone. »

Avant d'aborder, même succinctement, la théorie des phénomènes cométaires, il est indispensable que nous donnions une idée de ces phénomènes eux-mêmes, c'est-à-dire que nous décrivions les modifications singulières observées dans les comètes, pendant le cours de chacune de leurs évolutions.

Rappelons d'abord le fait du développement des queues. Quand une comète peut être observée quelque temps avant son passage au périhélie, ou elle se réduit à une simple nébulosité, de forme à peu près arrondie, ou si elle présente déjà une traînée lumineuse, cette traînée est pour ainsi dire rudimentaire. Elle se développe, s'allonge, à mesure que l'astre se rapproche du Soleil, pour décroître ensuite dans la dernière partie de son cours et disparaître finalement. (Voy. la figure 213.)

Mais la nébulosité qui entoure le noyaii est sujette ellemême, dans le même intervalle de temps, à des transformations continuelles, et paraissant avoir une relation étroite avec le développement de cette dernière. La première comète où de tels changements aient été observés est celle de 1 7 i 4- ou de Chéseaux; mais ils n'ont été sérieusement étudiés qu'à partir de 1835, où l'on vit la tête de la comète de Halley prendre d'un jour à l'autx^e les aspects les plus variés : du noyau s'échappaient des aigrettes lumineuses, d'abord dans la direc-

tion du rayon vecteur et à l'opposé du Soleil, puis dans une direction sensiblement différente, tantôt d'un côté, tantôt de l'autre de ce rayon. C'est à Bessel qu'est due l'observation de cette oscillation singulière, que Chacornac a constatée de nouveau dans la grande comète de 1862.

Trois autres comètes, celles de Donati (1858), celles de 1860 III et de 1861 II, ont bien également été le siège d'émis-

Fig. 216. Comète de Donati, le 6 octobre 1858. Fig. 217. La même, le 8 octobre, Formation des enveloppes lumineuses. d"a]irés les dessins de Bond.

sions vaporeuses émanées du noyau ; mais ces jets lumineux avaient plutôt l'apparence d'enveloppes concentriques et affectaient au contraire une direction permanente. Le caractère commun de ces émissions nucléales était celui-ci : après s'être éloignées progressivement du foyer lumineux, et toujours à peu près à l'opposé du Soleil, elles semblaient s'arrêter, puis être refoulées latéralement et en sens inverse, de manière à former la queue par une sorte d'écoulement continu. Les dessins que nous donnons, d'après Bond et Chacornac, de