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La socoiulc catégorie, la plus nombreuse de beaucoin), contient les comètes dont les orbites sont paraboliques. A dire vrai, il n'est pas probable que ces astres décrivent rigoureusement des j)arabol('S; ils tracent sans doute des ellipses si allongées ou des hvperboles tellement tléterminées, qu(î nous les confondons avec des paraboles dans la partie très-

Fi(j. 2G0.

(IraQile cumule de l5-jS dessiuej par limiJ.

restreinte de leur course où nous pouvons les voir. Si, en entrant dans la sphère d'attraction du Soleil, elles possèdent des vitesses très-grandes, elles doivent décrire des hyperboles; si, au contraire, leur vitesse est assez fad^le à ce moment, elles doivent parcourir des paraboles ou desellipses très-allongées. Il faut observer que, si l'orbite d'une comète s'étendait jusqu'à ces régions de l'espace où l'attraction du Soleil est égalée par celle de quelque autre étoile, aussi rapprochée qu'on puisse la supposer, sa révolution aurait une durée d'au moins un million d'années! Il serait donc impossible de dis-

tinguer si son orbite est paraljolique ou elliptique. Cependant, une fois entrée dans le domaine du Soled, elle pourrait y être retenue par l'action perturbatrice des grandes planètes; leur attraction pourrait modifier complètement la forme et même la nature de sou orbite, et abréger la durée de sa révolution en lui faisant décrire une ellipse à courte période. C'est ce que AT. Le Verrier a démontré pour la comète dite de I^exell, pour celle de De \ ico et pour plusieurs autres.

La forme des comètes excite surtout l'étonnement du peuple et attire l'attention des savants. Leur apparition souvent soudaine n'est qu'un effet de la position de leur orbite par rapport à l'horizon; elles peuvent, à cause de la ra|)idité de leur mouvement, passer en très-peu de temps d'un hémisphère dans l'autre. Ainsi la comète du mois de juin i8(ji apparut en Europe d'une manière soudaine ; mais elle était visible depuis quelques semaines dans l'autre hémisphère. Celle de i843 sortit à l'improviste des rayons solaires; mais, peu de jours auparavant, on l'avait vue très-près de cet astre comme une flamme éclatante.

En géntral, lorsqu'une comète apparaît d'abord au fond de l'espace, se dirigeant vers le Soleil, elle ressemble à une faible nébuleuse ronde ou ovale. En a|)prochant du Soleil, elle parait grossir, et développe une partie intérieure })lus brillante, qu'on appelle le noyau. Ce noyau est entouré d'une atmosphère vaporeuse, ordinairement allongée et dissymétrique, dont le coté le plus étroit est tourné vers le Soleil. Telle est la forme définitive des petites comètes; mais, en s'approchant du périhélie, les plus grandes donnent naissance à des jets lumineux qui semblent s'élancer du noyau vers le Soleil, se recourbent ensuite pour former en arrière, à peu près à l'opposé du Soleil, une traînée lumineuse qu'on appelle la queue de la comète Le maximum d'éclat se présente quel-

- -iOli —

qucs jours après le périhélie; à partir de ce nioment, l'astre devient moins lumineux , les jets disparaissent , la queue se dissipe, et la eoniète reprend de nouveau l'aspect d'une simple nébulosité qu'elle présentait au commencement de son apparition. Telle est l'histoire de toutes les grandes comètes, celle de i858 [fig. 2G0 et2G2), celle de 18G1 [fi'g. 2G1, 2G3, 2G4) et celle de 18G2 {fig' 265). Nous donnons deux figures de cette dernière comme elle se présentait le 11 et le q3 août, en renvoyant poiu' les autres aux Mémoires de V Observatoire du Collège Romain, 1 8G3.

Arrivons maintenant à des particularités de la dernière importance. D'abord la densité des comètes est très-faible; même à travers les parties les plus brillantes, on peut facilement apercevoir des étoiles de if et de 10® grandeur. Le noyau lui-même n'est pas solide; il est, en général, composé d'une masse vaporeuse. En i8jG, nous avons vu une étoile de 8^ grandeur à travers le noyau de la comète de Biéla. En i8Gr, nous avons vu le noyau augmenter et diminuer avec une si prodigieuse rapidité qu'on ne pouvait nullement explicpier ces modifications par la variation de la distance. Sa figure constamment ronde [xo'w Jig. 2G3, 2G4) prouvait bien qu'il était translucide, car, dans les positions qu'il occupait, il aurait dû présenter des phases ; or on n'a jamais observé sûrement rien de semblable; les phases dont parlent quelques observateurs anciens ne sont cpie les jets lumineux dont nous avons parlé ])lus haut, qui constituent comme un éventail ressemblant à un croissant.

Les jets lumineux sont plus ou moins irréguliers; quelcjuefois même ils reparaissent périodiquement, comme on l'a remarcpié en 18G2 \\o\r fi g. 2G5); dans cette comète, un jet lumineux se formait au moment où le premier venait de disparaître, et, lorsque le second semblait épuisé, le premier

Fi(j. 9.61

reparaissait à son tour, (les jets, arrivés à une certaine élévation, se re])liaient en arrière et allaient former la queue ('). L'alternative de ces jets nous embarrassa dans les premiers jours, jusqu'à ce que leur jeu fût enfin compris. En j858 et en i8(ji, il y avait mi grand nombre de ces jets qui, arrivés à une certaine liauteiu', foiMuaient un balo ou un arc brillant se prolongeant en arrière jusque dans la ([ueue ( //g. 2G2- 26^ ). La lumière de ces astres, toujours ])àle et blafarde, pi'ouve qu'ils ne sont pas assez denses peur réflécbir la lumière comme les planètes.

Les dernières comètes ont été examinées au spectroscope, et elles ont donné un spectre discontinu : leur lumière se réduit eu général à trois bandes bleue, verte et jaune-rouge, sé])arées par des lacunes ou projetées sur un laible sj)ectre continu. Dans celle de Winnecke, juin i8()8, le maximum d'éclat se trouvait dans trois régions qui, d'après nos observations et celles de M. Tluggins, faites au même moment que les nôtres, coïncidaient avec les raies du carbone. Notre affirmation reposait sur de simples mesures micrométriques; M. Huggins est arrivé au même résultat par la superposition des spectres représentée dans \dj/g. 2G6 : toutes les comètes qui sont Aenues ajirès ont donné

(Irande ctmèle de 1861

(') Voir les Mémoires de l'Obsatatoirc du Co//t\^c Romain, iSG3.

ui) spcctiv |);iroil. La souK' (lifltM-cncc a c\c i\\\('. {«ailois, la haiulo la i)liis hiillantr riait la verte, et (l'autics fois la bleue, ce qui tenait a la nature du i;a/., (jui était du carbone com- Ijiné soit avec r()\\<j;ène, soit av«'c rii\di-o;j;ène.

La eomèle de Coggia, eu iS-Zi, avait un six-elre à iKUules

Fi(». '>()■!.

Ti'le de Is ronièle de 1358 observée par Bund.

dans la nébulosité, j)endant (|ue dans le no\au, plus dense et réfléchissant la lumière solaire, le spectn» était sensiblement continu. Comment ces combinaisons de carbone j)ourraientelles se trouver à l'état de vapeur dans les ( ométes? ^ous l'ignorons complètement, mais ce n'est pas une raison suffisante pour le nier, et ce qui est encore plus frappant, c'est que le spectre des comètes est parfaitement égal au spectre

il5 —

des gaz qui sont développés par la chaleur dans les aérolithes ('). Nous reviendrons sur ce point important. On a pensé que la discontinuité du spectre des comètes était un simple phénomène d'absorption, mais nous ne saurions l'admettre sans preuves directes, qui font encore défaut.

Les comètes, outre une lumière propre, émettent encore une lumière polarisée, surtout dans la chevelure, et le plan de polarisation passe par le Soleil. On peut comparer cette polarisation au phénomène qui a lieu lorsqu'un faisceau de rayons solaires pénètre dans une chambre obscure : les rayons se polarisent alors en se réfléchissant sur les nombreuses facettes des grains de poussière qui voltigent dans l'air; aussi a-t-on comparé les comètes à des amas de matière pondérable très-divisée. M. Tyndall a trouvé des gaz qui, étant amenés à un état d'extrême raréfaction, réfléchissent la lumière par une espèce de phosphorescence spéciale qui les rend lumineux et leur f^iit émettre de la lumière polarisée; mais il n'y a pas là une simple réflexion; y aurait-il un phénomène de fluorescence?

L'opinion la plus probable est que les comètes sont composées d'une multitude de particules solides flottant dans une atmosphère gazeuse ; il résulterait de là deux spectres : l'ini, composé de bandes, serait dû aux gaz qui, développés par la chaleur solaire, deviennent lumineux et donnent la lumière propre à leur nature; l'autre, continu, serait produit parla réflexion des particules solides. Cette hypothèse sera confirmée bientôt, quand nous aurons exposé les découvertes importantes faites sur les étoiles filantes.

Les comètes étant composées d'une matière très-raréfiée, gaz

(') W'rigut, American Journal of Science, septembre 1876.

on poussière cosmiqu(% il nCsl pas étonnant qu'on s'approchant du Soleil, en subissant l'action directe de ses rayons qui les pénètrent et les échauffent, elles se dilatent d'autant plus facilement que cette diffusion n'éprouve qu'une résistance Irès-faible de la part de la gravité. En effet, on a calculé que, à une très-petite distance de la surface cométaire, le novau exerce siu' les molécules de son atmosphère une attra( lion plus faible que celle du Soleil, de sorte que, dans Tintérieur même de la chevelure, la première de ces deux forces est négligeable par rapport à la seconde. C'ette expansion une fois produite par la chaleur, la masse doit donc se disperser dans l'espace, sans que l'attraction du novau soit capable de la ramener. C'est ce qu'on voyait dans la comète de i858, dont la qu(»ue laissait échapper des bandes lumineuses [fig. 2G0) ([ui s'ajoutaient à la queue parallèlement l'une après l'autre. Les particules ainsi séparées continuent leur marche comme des corps indépendants, et leur assemblage présente les formes que revêtent les queues et les aigrettes.

En effet, non-seulement la théorie prouve que cela doit arriver, mais l'observation le confirme, car on a vu des comètes se diviser en deux et chaque portion suivre sa route indépendamment de l'autre. Telle fut celle de Biéla, qui, en t846, nous présenta ce phénomène, qu'on avait déjà vu du temps de Kepler. On crut à quelque illusion pour les observations anciennes; mais, pour celle de iB/jG, le doute était impossible, car les astronomes purent en suivre les ])liases. I^lle parut d'abord avec deux noyaux; ])uis on vit les deux parties réunies par un filet faiblement lumineux, enfin elles se montrèrent complètement indépendantes. A l'apparition suivante, en i852, les deux corps étaient séparés et très-éloignés l'un de l'autre. En 1872, la comète n'a point reparu; mais la Terre, en traversant son orbite le 27 novembre, a été

Tèle lie la comi-le de ISi'l observée par l'Auleur le 3o juin. Fif;. oH'i.

Tèle de la comète de 1861, observée par l'Auteur le 1" juillet.

atteinte par la spleiulidc pluie (rctoilcs lilaiitcs dont nous parlerons plus loin.

Fif;. 363.

Comble II l'elSfî, observée le 22 cl le î! noùl

Fi". ■>Gr,.

Niipcire du carVone dans! huile doli

Ces astres errants ne présentent donc aucune fixité dans

leur forme. Quant à leur masse, il ne faudrait pas la croire complètement nulle. La comète de 18G1 avait une masse au moins égale à celle de 58 mètres cubes d'eau, et tout au plus équivalente à celle de l'atmosphère terrestre. Si une masse semblable venait à tomber tout entière sur une planète, elle ne laisserait pas que d'avoir quelque mauvaise influence ; mais, vu le volume considérable de la comète, la planète la traverserait facilement, et son influence ne pourrait jamais être trè^-grande; tout au plus verrait-on dans l'atmosphère une pluie de poussière ou d'étoiles filantes (').

Les astronomes se sont donné bien du mal pour tâcher d'expliquer la forme des comètes. Il est certain que ces formes jjizarres sont en partie l'effet de l'attraction combinée avec l'action de la chaleur solaire. Les figures qu'a présentées la comète II de 18G2 font voir cela d'une manière frappante. Les jets se succédaient tantôt sur un point, tantôt sur un autre, comme dans un corps en explosion sous l'action de la chaleur. La masse de la comète étant très-petite, il s'ensuit ([u'à une très-faible distance du noyau la force dominante est l'attraction du Soleil et non celle de la comète ellemême . La radiation solaire échauffe la masse, la dilate et emporte les molécules en dehors de la sphère attractive du novau , et alors elles deviennent libres et sont comme des masses distinctes et sans liaison entre elles, devant suivre leur route indépendamment de l'astre dont elles faisaient naguère partie. Or le calcul nous a])prend que les particules cpii sont poussées par la dilatation vers la partie extérieure transforment dans ce cas leur orbite parabolique en une orbite hvperbolique peu différente de la précédente ; celles qui

('} Nous ccrivi ms ces paroles en iS6i, et nous é'.ions loin de supposer qu'elles «lusseal être sitôt justifiées, comme elles l'ont été en 1S75.

S )nt poussées vers le Soleil la transformeront en une ellipse; la niasse se trouvera ainsi dispersée à l'intérieur beaueoup plus {|u'à l'extérieur, et par suite l'une des deux branches pourra rester visible pcMulant que l'autre j)ourra disparaître en raison même de son épanouissement. Cette dispersion esc une conséquene(^ de la belle théorie de ^I. Sehiaparelli sur les étoiles filantes; nous l'avons proposée dès 18G7 [*) et nous la regardons comme la j)1us simple et la plus naturelle de toutes les exp.lications qui ont été proposées. Pour comprendre comment se forment les queues multiples, il suffirait dt^ caleul(M' les différentes vitesses que la chaleur solaire peut imprimer à des substances de natiu'e différente. La comète II de 18G2, qui était fournie de plusieurs jets indépendants, avait aussi deux queues qui étaient produites par ces mêmes jets. Cette théorie peut également rendre compte des rebroussements qu'éprouvent les jets lumineux : il suffit pour cela d'admettre que ces lignes recourbées ne sont pas de véritables jets renversés, mais qu'elles résultent de l'assemblage de?» filets brillants de molécules abandonnées et lancées hors de la sphère du novau.

Nous ne prétendons pas cej)endaiit expliquer ainsi tous les ac( idents des formes cométaires : si ce princijie est vrai, il n'est |)eut-étr(> pas suffisant. Il est bien possible, je dirai même très-probable, que le Soleil agisse dans cette circonstance d'une manière inconnue ; il semble réellement exercer une action répulsive dont il est bien difficile :1e rendre compte, mais qui n'est pas sans exemple dans la nature. Si le Soleil agit à la manière des aimants, il peut, par une action dianiagnéti([ue, repousser |)lusieurs substances : c'est î.insi

( ' j \'oii' Ihilletliito nictcor. chl Os^erw dcl CoUrg'o Ronuiiio, p. lo.