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que la flamme d'une bougie et l'hydrogène pur sont repoussés dans le champ magnétique d'un fort aimant, et nous savons que les comètes contiennent des composés carbures et hydrogénés analogues à ceux de la flamme ; ils peuvent donc être vaporisés par le Soleil et repoussés. On a aussi invoqué la présence de l'éther, qui pourrait, en effet, agir d'une manière à nous inconnue sur cette masse échauffée et réduite à un état de division extrême, et nous sommes bien loin de connaître l'influence de ce milieu dans l'univers.

I.a conclusion générale de tous ces faits et phénomènes est que les comètes sont très -probablement de .simples ama.* d'une matière nébuleuse étrangère à celle qui a constitué notre système, et qui, entrés une fois dans les limites de l'attraction solaire, y sont retenus par l'action perturbatrice des planètes, jusqu'à ce que l'action diffusive de la chaleur solaire les ait peu à peu dispersés dans l'espace. Cette théorie recevra une confirmation frappante de ce que nous allons dire du phénomène des étoiles filantes, d'après les découvertes récentes.

§ H. — Les étoiles filantes.

Il n'y a pas un seul de nos lecteurs qui n'ait aperçu, par une belle soirée d'été, quelqu'un de ces brillants météores, f[ui s'allument instantanément dans le ciel, et semblent .se détacher de la voûte du firmament pour se précipiter vers la Terre, en laissant une traniée lumineuse qui s'évanouit bientôt. Ce phénomène, bien qu'il se présente à peu près toutes les nuits, prend cependant des proportions plus considérables à certains jours, dont le retour périodique a fortement attiré l'attention des savants, qui ont constaté les lois suivantes :

1° Les époques les plus remarquables sont la nuit du i o août

et le matin du i /j novembre (les dates fixes nous interdisent toute llii'orie (jui ehercherail à attiM!)uei" ce plieuomèue à une cause météorologi(jue. l/apparilion du mois d'août dure pliisicin'^ |ours, et elle a son maxinnnn le lo; colle de no\end)rv' n a lieu (|ue dans la matinée du il\. Dans cette dernière, les jnétéores ont été quelquefois si nombreux, qu'on les a comparés à des pluies de feu. Depuis i833, on a étudié les récits des anciens chroniqueurs, et l'Américain M. Newton a reconnu que les pluies de feu qui ont, à certaines époques, jeté l'épouvante parmi les populations, n'étaient autre chose que l'apparition des étoiles filantes de novembre. Cette apparition n'est pas également remarquable chaque année, mais son éclat varie périodiquement; le maximum revient à peu près tous les trente-trois ans; elle se renouvelle ensuite pendant plusieurs années, [)uis elle diminue graduellement, et enfin elle cesse de se faire remarquer pendant une longue période, pour se reproduire plus tard et repasser de nouveau par le maximum au bout de trente-trois ans. De plus, l'essaim d'astéroïdes du mois de novembre avant une faible épaisseur, la Terre ne met que quelques heures à le traverser; aussi le maximum n'est-il visible que dans quelques régions circonscrites qui \arient chaque année. L'apparition du mois d'août est plus constante, mais elle n'est jamais aussi brillante : elle est aussi sujette à des fluctuations sensibles d'intensité.

2" On a constaté que les trajectoires des différents météores divergent d'un même point du ciel qu'on appelle le point radiant. Cv point se trouve entre les constellations de Persée et de Cassiopée pour les météores du mois d'août, et j)our ceux de novembre il se trouve dans celle du Lion, tout près de l'étoile Ç. MAL (ireg, M. Herschel, Schiaparelli, Denza, ont déterminé un grand nombre d'autres points ra-

dianls pour les différentes époques de l'année. Il ne faut pas croire que toutes les étoiles fdantes partent, en réalité, du radiant, seulement leurs trajectoires prolongées se rencontrent toutes en ce même point ou cette région assez étroite, sauf un petit nombre qu'on désigne sous le nom d'étoiles sporadiques . Cette conv^ergence est un effet de perspective : les trajectoires véritables sont sensiblement parallèles, mais elles paraissent diverger d'après la même loi qui nous montre comme divergents les rayons du Soleil couchant qui passent entre les nuages.

3° Ces phénomènes sont certainement dus à l'inflammation de quelque matière combustil)le dans les régions supérieures de notre atmosphère. Dans l'apparition de novembre, on a souvent constaté que, là où les météores paraissent, il se forme de petits nuages qui persistent quelque temps après la disparition des météores et qui sont entraînés par les courants atmosphériques. Nous avons vu j^lus d'une fois ces nuages se dilater et prendre une forme contournée sous l'action des vents supérieurs. En réfléchissant sur le volume et sur la densité de ces nuages, nous pensons que leur masse ne peut pas être très-petite et que la matière qui les a produits en brûlant ne saurait être gazeuse ; si ces météores étaient gazeux et trèslégers, ils n'auraient pas la force de pénétrer si profondément dans notre atmosphère; ils se dispenseraient dans l'air avant de s'enflammer. On voit souvent une masse se diviser en deux ou trois parties, quelquefois davantage, chacune d'elles conservant une forme nettement définie : elles sont donc composées de substances compactes capables de voler en éclats pendant leur combustion.

On a fait en Allemagne et en Ani^leterre de nombreuses observations, afin de déterminer la hauteur à laquelle se produisent ces météores. Nous avons nous -même fait des ob-

servations semblables entre Rome et CivitaA'eccliia, stations distantes de 60 kilomètres et reliées par un fil télégraj)biqne. La plus grande hauteur observée est de 200 kilomètres, la plus i^etite est de 30. T.es plus beaux météores apparaissent à une hauteur comprise entre 90 et 100 kilomètres; ils s'éteignent à une hauteur comprise entre 3o et 5o kilomètres. Dans ce trajet, leur vitesse, tpii était au moins de 1 7 et quelquefois de 70 kdomètres par seconde, se trouve réduite à 1200 ou i5oo mètres. Il y a donc eu une grande quantité de force vive perdue en apparence: une partie de cette force vive a été employée à mettre l'air en mouvement, l'autre a été transformée en chaleur. Cette chaleur peut être très-considérable et capable de volatiliser le corps, surtout s'il est facilement combustible. Les météores de novembre ont une plus grande vitesse, et ils sont plus rouges . Le spectroscope nous y a montré les raies du sodium, du magnésium, du fer, ou du moins des raies très-voisines de celles de ces métaux, qui sont tous très-combustibles. Les météores du mois d'août sont moins rapides ; leur couleur n'est pas la même et semble indiquer une composition chimique différente.

4° Dans toutes les apparitions , on trouve une période diurne et une période annuelle. Dans la période diurne, le maximum a lieu de 3 heures à 6 heures du matin. La période annuelle consiste en ce que les météores sont plus nombreux dans la seconde partie de l'année que dans la première. D'après une théorie établie par ]NL Schiaparelli, ces deux circonstances remarquables dérivent de ce que la Terre rencontre les essaims de matière météorique plus directement le matin que le soir, et pendant le second semestre que pendant le premier. Nous pouvons, en effet, comparer la Terre passant à travers un essaim de ces corpuscules à un boulet de canon qui traverserait un essaim de moucherons ; il en rencontrera

un bien plus grand nombre dans sa partie antérieure, et laissera un véritable vide derrière lui. Et si le boulet tourne sur lui-même, comme la normale à la surface qui est dirigée dans le sens du mouvement varie d'une manière continuelle, les points situés en avant, et qui par là se trouvent plus exposés aux chocs, varieront de la même manière. Le nombre horaire des étoiles filantes dépendra donc du point vers lequel la Terre se dirige à chaque instant, par rapport à la verticale de l'observateur : il sera maximum lorsque ce point sera aussi voisin que possible du zénith. Tout ce que nous venons de dire suppose une distril^ution uniforme des corpuscules météoriques ; pour les étoiles svstématiques, il y aurait lieu d'introduire d'autres considérations. Les observations et le calcul confirment cette théorie; mais, comme le maximum a lieu à 6 heures, c'est-à-dire après le lever du Soleil en été, on ne j)eut pas l'observer exactement.

Si l'on voit des étoiles dans la partie de la Terre qui est opposée à celle où a lieu le maximum, c'est que leur vitesse est plus grande que celle du globe terrestre. Ainsi, dans la nuit du lo août, nous avons vu des bolides marcher très-lentement : ils provenaient d'une région du ciel opposée à la constellation de Cassiopée, où se trouve le point radiant. On avait déjà signalé ce mouvement rapide des météores, et, en partant des faits observés, M. Schiaparelli a prouvé que leur vitesse est environ une fois et demie (i,4i4) celle de la Terre. Cette vitesse suppose une orbite parabolique. Il en résulte un frottement et Tuie condensation considérables lorsque ces corps |)énètrent dans l'atmosphère : de là élévation de température, incandescence, volatilisation et combustion. Analv.sée au spectroscope, leur lumière accuse ordinairement la présence du magnésium, du sodium et du fer. Le calcul leur donne pour vitesse maximum 71''^'", 5, et pour minimum iG'''",5 par se-

conde. I,a moyenne de ces deux nombres diffère peu des vitesses qu'on a observées.

Les étoiles filantes sont donc de la même nature que les aérolillies; ceux-ci, étant composés d'une masse plus grande et plus compacte, ne brûlent pas complètement dans l'air; ils se fondent seulement et se vitrifient à la surface, tandis que les masses moins considérables des étoiles filantes sont complètement volatdisées. D'ailleurs, il parait constaté que la vitesse des étoiles filantes est plus grande que celle des aérolitlies, ce qui détermine un écliauffement plus considérable. En effet, d'après jM. Scbiaparelli, la vitesse relative des aérolithes est égale à la différence entre leur vitesse absolue et celle de la Terre, tandis que, pour les étoiles filantes, ce serait la somme des deux vitesses.

5** On a reconnu les mêmes substances dans les étoiles filantes et dans les météorites. L'une des plus récentes contenait du charbon, corps dont la présence, ainsi que nçus l'avons dit, a été reconnue dans les comètes. Les pierres météoriques se relient donc aux étoiles filantes ; il est certain que ce sont des masses étrangères au globe terrestre, et probablement aussi à notre système planétaire.

L'analyse chimique des gaz faite tout dernièrement au spectroscope par ]\L Wright a prouvé que, dans les aérolithes, on a les mêmes substances et les combinaisons hydrogénées que le spectroscope a constatées dans les comètes. Ce fait relie ensemble les comètes, les aérolithes et les étoiles filantes.

6° Il reste à expliquer comment et pourquoi ces apparitions reviennent périodiquement à des dates fixes, comment elles peuvent être visibles pendant plusieurs années et subir les intermittences que nous avons signalées.

Jusqu'à présent , les astronomes regardaient les étoiles

filantes comme ayant une origine planétaire ; on supposait qu'elles formaient des anneaux circulant autour du Soleil dans des orbites elliptiques presque circulaires, avec une vitesse comparable à celle de la Terre. Le professeur Scliiaparelli, frap^îé de leur vitesse, qui suppose une orbite parabolique, ainsi que nous l'avons fait remarquer, soupçonne qu'elles ont, aussi bien que les comètes, une origine étrangère à notre système. Exposons brièvement sa théorie.

Supposons une masse nébuleuse ou formée de corpuscules quelconques, située à la limite de la sphère d'action de notre Soleil, et qui, douée d'un faible mouvement relatif, commence à ressentir l'attraction solaire ; son volume étant trèsconsidérable, ses points sont situés à des distances très-différentes. De là il résulte que, lorsqu'elle commencera à tomber vers le Soleil, les points inégalement distants acquerront avec le temps des vitesses inégales. Malgré ces différences, le calcid prouve cjue les distances périhélies des différents corpuscides seront très-|)eu modifiées, et les orbites seront tellement semblables , que les molécules se suivront l'une l'autre, formant une espèce de chaîne ou de courant qui emploiera un temps extrêmement long à passer autoiu^ du Soleil. Une masse dont le tliamètre serait seulement égal à celui du Soleil emploierait plusieurs siècles à exécuter ce mouvement. Ce courant représentera phvsiquement et visiblement l'orbite des corpuscules météoriques, comme un jet d'eau représente la trajectoire parabolique de chaque molécule comme projectile isolé.

Si, dans son mouvement de translation, la Terre vient à rencontrer cette espèce de procession de coT'puscules , elle passera à travers, et un certain nombre d'entre eux la rencontreront, leur vitesse propre se combinant avec celle du globe terrestre. Si la chaîne est très-longue, la Terre la tra-

versera ainsi chaque année au même j)oint, rencontrant à chaque passage des corpuscules différents de ceux qui s'y trouvaiouit l'année précédente. Il est alors facile de calculer la position de ce courant, car sun rayon vecteiu' est donné par la distance qui existe entre la Terre et le Soleil au moment de la rencontre; la longitude de la Terre à la niéinc époque donne la longitude de l'un des nœuds, et, comme l'orbite est parabolique, on pourra en déterminer les éléments par les procédés qu'on em[)loie pour l'orbite des comètes.

M. Schiaparelli a fait ces calculs pour les deux courants d'août et de novembre, et, chose étonnante, il a trouvé que deux comètes très-connues ont des orbites coïncidant précisément avec cette chaîne de météores. La première est la grande comète II de 1862, qui passa au périhélie le 23 août de la même année, et dont la révolution est de cent trentedeux ans. Son orbite coïncide avec celle des météores du mois d'août. La seconde est celle de Tempel, qui parut en 1866, dont la période est de trente- trois ans, et qui fait partie des météores de novembre.

Cle résultat inattendu a jeté une grande lumière sur la nature non-seulement des aérolithes, mais des comètes ellesmêmes. On peut en conclure que ces astres ne sont que de grandes étoiles filantes, ou plutôt des amas de météores dérivés de masses nébuleuses étrangères à notre svstème planétaire; il est donc bien vrai, comme nous l'avions dit jadis, cpi'une comète, en rencontrant la Terre, produirait simplement l'aspect d'une pluie d'étoiles filantes.

On pouvait opposer à cette identité que l'analyse spectrale des comètes montre qu'elles sont formées, au moins en partie, de matière gazeuse, tandis que les étoiles filantes doivent être solides, mais le spectroscope même a résolu cette difficulté. En effet, outre que ces matières pierreuses peuvent

être envelopjjées par une atmosphère gazeuse et nébuleuse à laquelle on peut attribuer le spectre cométaire, l'analyse spectrale prouve que leur masse contient une grande quantité de gaz cométaires dans leurs pores, gaz qui se développent par la simple application de la chaleur même très-modérée. Enfin on a constaté que plusieurs météorites contenaient du charbon, comme celle du Cap et celle d'Orgueil. Or cette substance a pu se vaporiser lors du passage de la comète au périhélie et donner le spectre observé. La nudtitude des noyaux dans certaines comètes est encore favorable à cette hypothèse. Telle était celle découverte par nous dans la constellation du Lièvre, en i853, celle observée par Tlevelius et plusieurs autres.

M. Stanislas Meunier, en analysant un grand nombre de météorites, a trouvé que leur constitution chimique était parfaitement analogue à celle de certaines roches volcaniques terrestres, à cela près qu'il y manquait l'eau ou l'élément d'hydratation. Ce résultat est très-intéressant, en ce qu'il prouv(> des conditions de formation diflérentes de celles des matériaux terrestres. En déshydratant nos minéraux volcaniques, on obtient des combinaisons météoriques. Le charbon rencontré dans ces météorites est aussi dans des conditions j)hysiques ])articulières

Les courants de matières météoriques peuvent d'adleurs élre discontinus, ou embrasser un arc limité; ainsi s'expliqueraient facilement les interruptions qui caractérisent certaines apparitions, celle de novembre par exemple. Des courants étrangers, une fois introduits dans notre système solaire, pourraient bien y être retenus par l'action perturbatrice des planètes, qui leur ferait alors parcourir une courbe fermée; ainsi s'expliqueraient les apparitions qui se renouvellent régulièrement chaque année.

Pour qu'un de ces corpuscules météoriques produise une étoile filante, il n'est pas nécessaire que sa masse soit trèsgrande : on calcule que i gramme de matière combustible est plus que suffisant. Cependant un grand nombre d'étoiles filantes doivent avoir une masse considérable, car leurs traînées laissent parfois des nuages d'une grande étendue; par conséquent, la masse qui constitue une comète serait beaucoup plus considérable. Dans le cas des comètes à noyau multiple, il pourrait bien se faire que chaque noyau fût capable de produire une ou plusieurs étodes filantes Le volume des comètes est quelquefois si vaste, que la Terre , en les traversant, ne ferait dans leur masse qu'une mince trouée.

La théorie de Schiaparelli explique encore quelques phénomènes curieux signalés dans les annales de la Science, par exemple certaines traînées lumineuses vues pendant une nuit seulement, et qui ont passé de l'orient à l'occident, ainsi que des lueurs extraordinaires, ressemblant à des comètes, mais n'ayant qu'une faible durée. Ce n'étaient que de petites comètes ou de grandes étoiles filantes passant très-près de la Terre, sans pénétrer dans son atmosphère, et, par conséquent, sans s'v enflammer. (Voir sur ces questions les Mémoires de M. Schiaparelli dans le Bulletin météorologique du Collège Romain, 1866.)

On pourrait se demander si les aérolithes eux-mêmes ne sont pas des assemblages d'étoiles filantes. La constitution de certaines pierres météoriques parait favorable à cette hypothèse, car elles présentent ordinairement une réunion de plusieurs petits noyaux de métal pur (mélange de fer et de niclœl), entourés d'autres matériaux oxydés. Chaque grain pèse moins de i gramme, et aurait pu composer une étoile filante. Cependant il serait difficile d'admettre la même hypo-

thèse pour les masses météoriques de fer presque pur ou de fer oxydé, qui renferment dans leurs pores de riivdrogène condensé. On voit là une preuve de la haute température à laquelle ces masses ont été portées; il est probable qu'elles ont fait partie de corps plus considérables et que ce sont, en un mot, des fragments de petites planètes. Cette opinion est rendue probable par la grande ressemblance des pierres météoriques, dont 80 pour 100 ont une structure semblable, étant formées de petits grains de fer chromé, enseveli dans une gangue d'olivine ou de composés silicates déshydratés.

On conçoit facilement que la même masse puisse, suivant les circonstances, produire une étoile filante ou un aérolithe. Si son mouvement est dirigé en sens opposé à celui de la Terre, la vitesse relative, égale à la somme des deux autres, sera de 70 kilomètres environ, et la résistance de 1 air produira un grand dégagement de chaleur. Si la même masse tombe sur la Terre en marchant dans le même sens qu'elle, la vitesse relative sera la différence des deux vitesses absolues, et elle sera beaucoup plus petite, 16 kilomètres au plus, et, la chal(Hn' développée étant moins considérable, la combustion pourra n'être pas complète. Cette opinion est confirmée par la direction suivant laquelle tombent généralement les aérolit lies.

Outre les deux comètes indiquées ci-dessus, on en a trouvé quelques autres dont les orbites coïnci<lent avec des courants de météores signalés par les astronomes : par exemple la comète de Biéla accompagne les météores du 20 avril. Ou attendait le retour de cette comète en octobre 1872: elle ne jîarut pas; mais la Terre devait traverser le nœud de son orbite le 27 novembre de la même année. Ce jour-là eut lieu la fameuse pluie d'étoiles filantes dont nous avons parlé. Il résulte de là que, si nous n'avons pas rencontré la tête de

l;i comète en retard, noîis avons au moins traversé le courant qui lui fait suite. M. Klinkerfues, supposant que nous avions traversé la tête, télégraphia à Madras, à M, Pogson, pour l'engager à observer la comète que nous venions de rencontrer, en lui indiquant la place où il la trouverait. M. Pogson découvrit réellement une comète à la place indiquée; malheureusement il ne put faire que deux observations, tandis que, pour constater l'indépendance de la comète et établir par là l'identité avec celle de Biéla, il en fallait trois. Cependant, si la coïncidence ne se rapporte pas à la comète de ])iéla, il faut dire que le hasard a été assez curieux. Aussi plusieurs savants considèrent comme démontré que la Terre a réellement traversé la tête de la comète.

jMais il ne faut pas se flatter de trouver une comète pour chaque apparition d'étoiles filantes. Les perturbations des grosses planètes sont très-considérables sur des corps aussi légers, et, depuis tant de siècles que les courants météoriques sont entrés dans notre système solaire, elles ont dû en modifier l'état primitif.

Nous nous trouvons ici en présence d'une nouvelle confirmation de la théorie nébulaire des systèmes solaires, et, si quelqu'un regardait comme gratuite l'hypothèse de masses si considérables mettant plusieurs siècles à passer près de nous, nous lui répondrions qu'il v a dans les vastes espaces du ciel des nébuleuses dont l'étendue est plusieurs millions de fois plus grande que celle de notre svstème planétaire tout entier. Il n'y a donc aucune difficulté à concevoir que ces masses de matière cosmique circulent autour du Soleil pendant un temps extrêmement long. Pour nous faire une idée du nombre des météores, remarquons que chaque observateur, de la station qu'il occupe, ne peut voir que ceux qui tombent sur une partie très-limitée du globe. Cet espace serait représenté par

une pièce de i franc sur un globe ayant i mètre de diamètre. Et cependant, dans les nuits du lo août et du i3 novembre, on en compte plusieurs centaines en une heure à chaque station. Dans la nuit du i-j novembre 1872, en certaines parties du ciel, les étincelles tombantes étaient si petites et si épaisses qu'elles paraissaient des flocons de neige, de sorte qu'on ne les regardait pas sans une certaine frayeur, en considérant les conséquences qu'elles auraient pu avoir pour notre existence si l'atmosphère n'avait pas été là pour nous protéger.

La conclusion est que, outre les corps de dimensions plus considérables, l'espace planétaire est sillonné par une multitude de corps très-petits qui, tantôt isolés, tantôt en essaims, traversent l'espace dans toutes les directions. De plus, le Soleil a sur ces corps une action toute particulière, que nous ne connaissons pas assez et qui semble dépendre de sa force calorifique ou magnétique.

§ 111. — ÎM lumière zodiacale.

On nomma lumière zodiacale une faible lueur ayant la forme d'un fer de lance, que l'on aperçoit le long du zodiaque, lorsque le temps est pur, le soir, à la fin du crépuscule, et le matin avant l'aurore [fig- 267). Dans les régions méridionales, cette lumière s'élève quelquefois jusqu'à une grande hauteur, mais elle atteint rarement le zénith. Son intensité et son étendue sont loin d'être constantes : elle parait plus vive au couchant entre février et mars, à l'orient entre septembre et octobre. A l'équateur, on la voit toute l'année, elle y atteint une vivacité dont nous n'avons pas l'idée et traverse quelquefois tout le ciel. Les variations annuelles qu't^lle éprouve sous

nos latitudes dôpcndent évidemment de la jiosition de l'éclipli([ue j)ar rapport à l'horizon. Plusieurs observateurs affirment que, même à minuit, ils la voient encore dans la partie du ciel qui est opposée au Soleil; M. Ileis nous en a doiuié l'assurance. Nous n'avons jamais été dans des conditions fa-

\ oraljles pour faire cette observation, car l'éclairage au gaz de la ville de Rome la rend extrêmement difficile.

Cette lumière est dépendante du Soleil ; elle le précède et le suit constamment. Elle enveloppe les orbites de iNIercure et de Vénus; elle enveloppe aussi la Terre, si l'on doit ajouter foi aux observations d'après lesquelles elle dépasse le zénith. Même chez nous, il n'est j)as rare que le .sommet s'éloigne à j)lus de 90 degrés du Soleil. Sa forme n'est que la figure d'un ellipsoïde très-aplati, vu par sa tranche. Cet elli])soïde cepen-

(laiit n'est pas régulier, car il présente souvent la forme d'une corne recourbée au sommet, et n'a pas la même dimension dans les deux directions diamétrales, car, lorsqu'il est Ion» le soir, il est court le matin, et vice versa. Ainsi il parait avoir trois axes inégaux. Selon ~S{. Houzeau, le plan principal de l'ellipsoïde ne coïncide pas avec l'équateur solaire, mais plutôt avec l'écliptique.

On a beaucoup discuté sur l'origine de cette lumière. L'opinion la plus accréditée veut qu'elle soit une continuation de l'atmosphère solaire; mais sa matière doit être dans un état de raréfaction extrême, car, malgré son épaisseur de prés de loo millions de lieues, elle est assez transparente pour nous laisser voir de très-petites étoiles, et elle ne j)roduit pas de résistance sensible au mouvement de'N'énuset de Mercure.

Dans cette hypothèse, ce serait une continuation de l'atmosphère qui, pendant les éclipses, donne lieu au phénomène de la couronne. Mais pourquoi ne la voit-on pas pendant les éclipses? On peut repondre que, la lumière atmosphérique avant alors un éclat supérieur à celui de la [)leine Lune, la lumière zodiacale doit être complètement effacée par elle. Quelques savants, tout récemment, y ont voulu reconnaître un phénomène terrestre, mais à tort selon nous : leurs observations incomplètes ou incertaines ne nous ont pas con- ^aincu. La plupart des savants pensent que ce phénomène est dû à une matière météorique, étoiles filantes et matière cométaire, qui se dirige vers le Soleil. Nous avons vu, en effet, que la matière des comètes se disperse lentement dans Te-space, et elle doit sans doute .se diriger peu à peu vers le centre général d'attraction. ;^L Roche la croit un reste de la nébuleuse primitive. En tous cas, il est sur quelle s'étend jusqu'au corps .solaire.

Nous pouvons appuyer cette conclusion par un fait auquel les astronomes n'ont pas prêté assez d'attention. On sait que la comète de i843, au mois de mars, passa trèsprès du corps solaire, jusqu'à se trouver plongée dans son atmosphère : or, le jour où la comète parut, à coté de l'immense queue brillait la lumière zodiacale d'un éclat extraordinaire et d'une couleur décidément rouge. ISous la vîmes à Loreto, <^t M. Cooper à Nice, d'une intensité frappante. Cet éclat venait sans doute de l'agitation causée dans l'atmosphère solaire par cet hôte étranger. Cela prouverait donc que cette lumière n'est que l'atmosphère solaire, et non pas un anneau détaché, comme on l'a quelquefois supposé. Mairan, au siècle dernier, crovait que l'atmosphère du Soleil, se mêlant à celle de la Terre, produisait la lumière zodiacale et les aurores boréales; mais on ne peut plus soutenir cette théorie, car on sait maintenant que les aurores boréales sont des phénomènes électriques, qui s'accomplissent dans l'atmosphère terrestre, et qui au nord descendent très-bas, jusqu'à s'interposer entre l'observateiu' et les montagnes et à subir l'influence du vent (Parent, Voyage au Pôle, Struve et d'autres).

Il y aurait cependant lieu de voir si la lumière zodiacale n'a pas de relations avec le magnétisme terrestre ou avec la période décennale des taches solaires. Si le Soleil exerçait une action immédiate et assez considérable sur ce phrnomène, on aurait une donnée précieuse pour le relier au\ phénomènes magnétiques qui s'accomplissent dans les espaces célestes. Mais il ne parait pas qu'on ait, jusqu'à présent, rien constaté qui justifie ce rapprochement ;^11eis).

On a annoncé que cette lumière avait le spectre de l'aurore boréale, et que la deuxième raie de la couronne solaire était II. 28

identique à cette même raie ; mais les observations de Piazzi Smyth, à Palerme, les nôtres à Kome et celles de Arcimis à Cadix prouvent que le spectre de la lumière zodiacale n'est pas formé de raies monochromatiques dans le sens rigoureux du mot. Il est constitué par une bande vert bleu, notablement diffuse, et seulement un peu plus tranchée du coté moins réfrangible et n'a aucune relation ni avec celui de l'aurore boréale ni avec la raie i474 de Rirchhoff. Il est semblable à toutes les lumières bleuâtres et faibles comme celle des animaux phosphorescents. Celles-ci, renforcées et analysées avec attention, donnent des teintes plates et un spectre continu; mais, comme nous ne pouvons renforcer la lumière zodiacale, nous ne pouvons rien dire de plus. Ce qui est certain, c'est que la bande de son spectre ne peut nullement se confondre avec la raie de l'aurore boréale, et peut-être M. Respighi et M. Angstnim ont-ils été trompés par une aurore diffuse qui accompagnait la lumière zodiacale. Il sera désormais intéressant d'étudier si cette lumière devient plus vive aux époques des éruptions solaires et de grande activité. M. Tacchini le croit, mais cela demande confirmation.

Voilà donc un champ de recherches assez vaste, et nous ne l 'épuiserons qu'après de longues et patientes observations. Ces travaux n'offrent pas de difficultés sérieuses, mais ils demandent de l'attention et de la persévérance.

Pour conclure, nous voyons que la formation de notre système solaire est liée à l'état actuel du Soleil, que les planètes faisaient autrefois partie de la même masse nébuleuse, que les comètes sont des hôtes étrangers à cette formation, et qu'elles constituent une même famille avec les bolides ou étoiles filantes. Toutes les parties de notre monde planétaire auraient donc une origine commune, elle système tout entier

serait en coininuiiicatioii avec les systèmes étrangers par T intermédiaire des comètes et des étoiles filantes.

Nous aurions ])i(ii des choses à ajouter sur ce sujet important, si nous ne craignions pa > de sortir de notre cadre; contentons-nous de renvoyer encore une fois à notre Tableau du système solaire, ainsi qu'aux Mémoires si remarquables de M. Scliiaparelli.