DEUXIÈME PARTIE

cherches à ce sujet, surtout pendant Téclipse de 1869, mais on n'est arrivé à aucun résultat. S'il y a quelque autre planète au delà de Neptune, son existence pourra nous être révélée par les perturbations qu'elle doit exercer ; on pourra bien la découvrir par une observation attentive des petites étoiles, mais cette découverte demandera beaucoup de temps, car, son mouvement devant être très-lent, on la confondra pendant longtemps avec les étoiles j&xes, comme il est arrivé pour Neptime.

Satellites. — Parmi ces corps de troisième ordre de notre système, nous ne connaissons bien que celui qui accompagne la Terre, c'est-à-dire la Lune. Les accidents de sa surface sont bien connus, et nous ne nous arrêterons pas à en faire la description (i). La forme des cratères qui sont répandus sur sa surface prouve d'une manière évidente que jadis l'action expansive des masses incandescentes qu'elle contenait dans son sein y a produit de graves convulsions. Nous ignorons si cette activité dure encore, car il ii'v a pas de preuve certaine de changement dans la forme de ses cratèn^s, ni aucun autre signe d'explosion ou d'éruption. Actuellement, notre satellite est privé de toute atmosphère sensible, et il n'y a point d'eau à l'état liquide sur sa surface; mais on ne peut pas assurer qu'il en ait toujours été ainsi. On voit des corrosions manifestes dans certains cratères voisins des plaines qu'on désigne sous le nom de mers. Ces mers ne sont pas remplies d'eau liquide; comme elles sont

(1) Voici deux dessins qui donnent une idée du cratère connu sous

ACTlVITfi KXTSRIBUII SU SOLBIL. 3S7

assez sombres et qu'elles polarisent fortement la lumière, il pourrait se faire qu'elles fussent remplies par des glaciers.

358 DBUXlkHI PAITIB.

Il est donc évident que la Lune a passé jadis par les périodes géologiques que la Terre traverse aujourd'hui, mais comme sa masse est très-petite, elle s*est refroidie plus rapidement. A en juger par les apparences cratériformes qu'elle présente sur toute sa surface, à l'époque de ses dernières révolutions, elle devait être recouverte d'une croûte solide d'une faible épaisseur, cédant facilement à toutes les expansions locales qui provenaient de l'intérieur, sans produire de vastes déformations analogues k celles qui, à la surface de la Terre, ont produit de si longues chaînes de montagnes. De plus, sur la Terre, les montagnes sont en grande partie produites par des érosions dues aux agents atmosphériques. Dans la Lune, cette cause fait défaut ou son action est très-faible, et, par conséquent, l'aspect doit être très-différent. I^ faible résistance de cette croûte est due cm partie k ce que la pesanteur est peu considérable (o,i6 seulement de la pesanteur à la surface de la Terre), et en partie à la faible densité des matériaux qui la composent : cette densité est 3,4^-

La Lime tourne toujours le même hémisphère vers la Terre, de sorte que sa révolution et son mouve-

dixième jour de la Lune. La ^g. ii4 est une coupe verticale faite à

FÏQ. ii4*

travers ce même cratère ; afin de mieux indiquer le relief, on a exagéré la hauteur, mais elle est exactement indiquée par la ligne noire.

ÀGTIYlTfi IXTÉIIBURB DU SOLEIL. SSg

ment de rotation s'exécutent dans le même temps. Cette particularité montre que le centre de gravité de notre satellite est placé en dehors du centre de figure, ou bien que sa figure est un ellipsoïde à trois axes inégaux. Les observations ont confirmé cette conclusion, et elles ont montré que le plus grand des trois axes est celui qui est dirigé vers la Terre.

Le diamètre de la Lune est très-considérable, car il égale les 0,27 de celui de la Terre; sa masse est égale à -j^. Pour tous les autres satellites, ces proportions sont beaucoup plus petites. En revanche sa distance à la Terre est assez grande, presque 60 rayons terrestres, et à l'exception du dernier satellite de Saturne, il n'y a pas d'exemple d'une distance aussi grande entre une planète et son satellite.

On a cru que tous les satellites, à l'exemple de la Lune, tournent toujours la même face à leur planète; mais jusqu'à présent rien n'autorise à regarder cette loi comme générale. Nous avons pu constater la rotation des satellites de Jupiter, grâce aux taches qui se trouvent à leur surface, et M. Dawes a confirmé les résultats de nos observations. Quoique nous ne puissions pas fixer exactement la durée de leur rotation, nous pouvons cependant affirmer qu'elle n'est pas égale a la durée de leur révolution. I^ loi ne s'applique donc certainement pas à Jupiter ; elle se vérifie probablement pour quelques-uns des satellites de Saturne. Mais il est difficile de rien dire sur la constitution physique de ces astres de troisième ordre autres que la Lune. On a cependant observé une particularité très-remarquable, c'est que les durées de leurs mouvements sont commensurables, surtout pour le système

36o DBUXlfeMB PARTIK.

de Jupiter, et qu'il y a un rapport assez simple entre le nombre qui mesure leur révolution et celui qui mesure leur rotation; rapport qui, pour la Lune, est aussi simple que possible, puisqu'il est égal à l'unité. Quelques satellites ont des vitesses énormes. Le premier satellite de Saturne, par exemple, parcourt en 22 heures une orbite presque égale à celle que la Lune parcourt en un mois.

§ TIL — Les comètes.

Les comètes forment une partie importante du cortège solaire; mais proviennent-elles de la même nébuleuse, ou bien dérivent-elles d'une source étrangère? Cette question, posée depuis si longtemps, semble maintenant assez facile à résoudre. I^urs formes étranges, leur marche qui a lieu dans toutes les directions, et souvent en sens contraire de celle des planètes, leurs orbites très-inclinées sur l'écliptique et souvent perpendiculaires à ce plan fondamental sont autant de preuves qui tendent a leur assigner une origine étrangère. Si donc nous les étudions, c'est qu'elles nous présentent des particularités instructives, et qu'elles peuvent nous donner l'explication de phénomènes importants.

On divise communément les comètes en deux catégories, relativement a l'étendue de leurs orbites. I^s comètes périodiques sont celles dont la révolution s'accomplit dans les limites du sytème solaire; elles ont toutes des orbites elliptiques très-allongées. On en connaît six ou sept. Iji plus célèbre est celle de Halley, qui accomplit sa révolution en 75 ans; les

autres ont des périodes de 5 à 6 ans seulement; celle de Encke, dont la période est la plus courte, accomplit sa révolution en 3 ans environ.

La seconde catégorie, la plus nombreuse de beaucoup, contient les comètes dont les orbites sont paraboliques. A dire vrai, il n'est pas probable que ces astres décrivent rigoureusement des paraboles; ils tracent sans doute des ellipses si allongées ou des hyperboles tellement déterminées que nous les confondons avec des paraboles dans la partie très-restreinte de leur course où nous pouvons les voir. Si, en entrant dans la sphère d'attraction du Soleil, elles possédaient des vitesses très-grandes, elles doivent décrire des hyperboles; si au contraire leur vitesse était nulle ou très-faible, elles doivent parcourir des paraboles ou des ellipses 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 distinguer si son orbite est parabolique ou elliptique. Cependant, une fois entrée dans le domaine du Soleil, elle pourrait y être retenue par l'action perturbatrice des grandes planètes; leur attraction pourrait modifier complètement la forme et même la nature de son orbite, et abréger la durée de sa révolution en lui faisant décrire une ellipse à courte période. C'est ce que M. Le Verrier a démontré pour la comète dite de Lexell, pour celle de Vico et pour plusieurs autres.

La forme des comètes excite surtout l'étonnement

36a DBUXIÈBB PAETIB.

du peuple et attire Tattention 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 rapidité de leur mouvemcmt, passer en très-peu de temps d'un hémîsiphère 'dans l'autre. Ainsi, la comète de 1861 apparut en Eorôpe d'une manière soudaine; mais elle était visible dqpvdfl quelques semaines dans l'autre hémispbère.'Celltf de 184^ sortit à l'improviste des rayons sôlairesV^ia^ peu de jours auparavant on l'avait vue trèM cetastre. .. • :• '• .-jwO"**^

En gënéral, lorsqu'une comète apparait^d^ilibriMH| fond de l'espace, se dirigeant vers le Soleil, elle nà^ semble à une faible nébuleuse ronde ou ovale. ' En approchant du Soleil elle parait grossir, et développer une partie intérieure plus 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'approcliant 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 quelques jours après le périhélie; à partir de ce moment Tastre devient moins lumineux, les jets disparaissent, la queue se dissipe, et la comète 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

actititB bxtéuivu du soleil. 363

de 1858 {Jîg. ii5et 117), celle de 18G1 {fig. jiG) et celle de iWia.

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 Tacilement apercevoir des étoiles de neuvième et de dixième grandeur. Le noyau luimême n'est pas solide; il est composé d'une masse vaporeuse; car, en 1861, on l'a vu augmenter et diminuer avec une si prodigieuse rapidité qu'on ne pouvait nullement expliquer ces modifications par la variation de la distance Sa figure constamment ronde prouve bien qu'il était transparent, cardans 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

SIltXIÈHB HRTIE.

niiciens ne sont que les jets lumineux que nous avons décrits plus haut, qui couîitituent comme un éventail riissemblant à im croissant.

Les jets lumineux sont plus ou moins îrréguUers; quelquefois même ils reparaissflbt périodiqueâtent, comme on l'a remarqué en 1662.; dans cette comète, un jet lunaBNnx se formait au moment où le pmuâae venait de disparaître, et ionq!!^ m second semblait épuisé, le preiâier reparaissait à son tour. En i858>ctra 1 86 1 i' il y avait un grand noaùktfde ces jets qui, arrivés à une certàEmè liauleur, formaient un halo oïl un'arc brillant se prolongeant '<ÉÎ^^4VHK jusque danslaqueue(/^. itSet 119].

I^i lumière de ces astres, toujours prde <>t blafarde, prouve qu'ils ne sont pas assez denses ]>our réfléchir la lumière conune les ])lanètes.

I^s dernières comètes ont été examinées au spt^lrost'ope, et elles ont donné lui spectn> discontinu : leur liuiiière se mluit en général à qu<'l- (pies bandes vertes, jaimes et rougi-s sé[>arées par des lacunes. Dans celle de Winneeke, juin iHdS, le maximum de pouvoir éclairant sp trouvait <lans trois régions qui, d'après nos observalimis, cuîneidaieiit avec les raies du carbone. Comment cette substance,

ACTITlTl EXTtlIlUKB DU SOLEIL. 365

renommée pour sa fixité, pourrait-elle se trouver ;i l'état de vapeur dans les comètes? Nous l'ignorcns

complètement. On a pensé que la <liscontiruiité du spectre des comètes était un simple phénomène d'absorption; la découverte dn spectre d'Lraïuis est venue confirmer cette opinion ; nous ne sinirions cependant l'admettre sans preuves particulières.

Des observations positives prouvent que les novaiix pourraient bien être lumineux par eux-mêmes; car leur lumière diffère de celle de la chevelure en ce

que ceRe dernière seule i-st })(>liiris('c. On |iciil <-(iiiiparer cette polarisation au pbênomênt^ tjiiî a li<-ii

lorsqu'un faisceau <le rayons solaires pénètre dans une clianibn' obscun* : les rayons se polarisent alors en se réflëohissaiit sur les nombreuses facettes des grains de poussière qui voltigent dans l'air. Aussi a-t-on comparé les eouiètes à des amas de matière pondérable très-divisée, M. Tyndall a trouvé des gaz qui, étant amenés à un étal <rèxtrênie raréfaction, réflccbissent la lumière par une espèce <le phosphorescence spéciale qui les rend lumineux et leur, fait émettre de la Uunière polarisée. Mais il n'v a.jiasli

âCTITITB UTtlIBOtl DD SOLUL. Soy

une simple réflexion ; y aurait-il un phénomène de fluorescence ?

Fie- "9-

iioH* d* IHI DhHrrtt p»

Les comètes étant composées d'une matière trèsflaide, gaz ou poussière cosmique, il n'est pas étonnant qu'en 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 dilatation n'éprouve qu'une résistance trèsfaible de la part de la gravité. En effet, on a calculé qu'il une très-petite distance de la surface cométaire, le noyau exerce une attraction plus faible que celle du Soleil, de sorte que dans l'intérieur même de la chevelure, la première de ces deux forces est négligeable par rapport à la seconde. Cette expansion une fois produite par la chaleur, lamassedoitdonc se disperser dans l'espace, sans que l'attraction du noyau soit ca-

368 DBUXlfeMI PAETIB.

pable de la ramener. C'est ce qu'on voyait dans la comète de 1 868 dont la queue laissait échapper des zones lumineuses [fig- 1 1 5). On a même vu des comètes se diviser en deux; celle de Biéla, en 1846, nous présenta ce phénomène qu'on avait déjà vu du temps de Kepler.

Ces astres errants ne présentent donc aucune fixité dans leur forme. Quant à leur masse, il ne Ëiudrait pas la croire complètement nulle. La comète de 1861 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 quelques mauvaises influences; mais, vu le volume considérable de la comète, la planète la traverserait facilement, et son influence ne pourrait jamais être très-grande ; tout au plus verrait-on dans l'atmosphère une pluie de poussière ou d'étoiles filantes(i).

Les astronomes se sont donné bien du mal pour tâcher d'expliquer la forme des comètes. Il est certain que ces formes bizarres sont en partie l'effet de l'attraction combinée avec la chaleur solaire. Ia masse de la comète étant très-[)etite, il s'ensuit qu'à une trèsfaible distance du novau la force dominante est l'attraction du Soleil et non celle de la comète elle-même. T^a radiation solaire échaufie la masse, la dilate, et emporte les molécules en dehors de la sphère attrac-

(i) Nous écrivions ces paroles en 1861, et nous étions loin de supposer qu'elles dussent être sitôt justifiées comme elles Tont été par la découverte de M. Schiaparelli dont nous parlerons bientôt.

AGTITITÉ BXTÉEIEURB DU SOLEIL. 869

tive du noyau, et alors elles deviennent comme des masses distinctes et sans liaison entre elles, devant suivre leur route indépendamment de Tastre dont elles faisaient naguère partie. Or le calcul nous apprend que les particules qui sont poussées par la dilatation vers la partie extérieure transforment dans ce cas leur orbite parabolique en une orbite hyperbolique peu différente de la précédente ; celles qui sont poussées vers le Soleil la transformeront en une ellipse; la masse se trouvera ainsi dispersée à l'intérieur beaucoup plus qu'à l'extérieur, et par suite l'une des deux branches pourra rester visible pendant que l'autre pourra disparaître en raison même de son épanouissement.

Cette théorie n'explique cependant pas certaines émissions violentes, ni les rebroussements de jets lumineux qu'on a observés dans les dernières comètes. Il paraîtrait que le Soleil agit dans cette circonstance d'une manière inconnue ; il semble exercer une action répulsive dont il est bien difficile de 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 diamagnétique, repousser plusieurs substances : c'est ainsi que la flamme d'une bougie et l'hydrogène pur sont repoussés dans la sphère magnétique d'un fort aimant. 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.

La conclusion générale de toutes ces observations, c'est que les comètes sont très-probablement de sim-

370 DBUXitHB PARTIS.

pies amas 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 de M. Schiaparelli.

§ IV. — Les étoiles filantes.

i^ 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, qui s'allument instantanément dans le ciel, et semblent se détacher de la voûte du firmament pour se précipiter vers la Terre, en laissant une traînée 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. Les époques les plus remarquables sont la nuit du 10 août et h* matin du \[\ novembre. Ces dates fixes nous interdisent toute* théorie qui chercherait à attribuer ce phénomène à inie cause météorologique. L'apparition du mois d'août dure plusieurs jours, et elle a son maximum le 10; celle de novembre n'a lieu que dans la matinée du i/j. Dans cette dernière, les météores sont si nombreux, qu'on les a comparés à des pluies de feu. Diîpuis i833, on a étudié les récits des anciens chroniqueurs, et on a reconnu que les pluies de feu qui

AGTITITÉ EXTÊRIEUBB DU SOLEIL. 3'Jl

ont, à certaines époques, jeté l'épouvante parmi les populations, n'étaient autre chose que l'apparition d'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, puis 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. L'apparition du mois d'août est plus constante, mais elle n'est jamais aussi brillante.

2^ On a constaté que les trajectoires des différents météores divergent d'un même point du ciel qu'on appelle le point rayonnant. Ce point se trouve entre les constellations de Persée et de Cassiopée pour les météores du mois d'août, et pour ceux de novembre il se trouve dans celle du Lion, tout près de l'étoile Ç. Il ne faut pas croire que toutes les étoiles filantes partent, en réalité, du même point du ciel, mais leurs trajectoires prolongées se rencontrent toutes en un même point, sauf un petit nombre qu'on désigne sous le nom d'étoiles sporadiques. Cette convergence est un effet de perspective : les trajectoires véritables sont sensiblement parallèles, mais elles paraissent converger d'après la même loi qui nous montre comme divergents les rayons du Soleil qui passent entre les nuages.

y* On a constaté que, même dans les apparitions moins remarquables et moins connues, il y a souvent un point du ciel d'où semblent diverger les météores. M. Ileis, MM. Grey et Al. Herschel en ont fixé un assez grand nombre.

371 DBUXitHB PABTIB.

Ces phénomènes sont certainement dus à Finflammation de quelque matière combustible dans les régions supérieures de notre atmosphère. Dans Tapparition de novembre, on a souvent constaté de petits nuages qui persistent quelque temps après la disparition des météores et qui sont entraînés par les courants atmosphériques. Ces masses sont très-légères, et la chaleur développée par la résistance que l'air oppose à leur mouvement suffît pour effectuer leur combustion d'une manière complète. Ce développement de chaleur n'est pas surprenant, si on songe à la vitesse prodigieuse qu'elles possèdent. En une fraction de seconde, elles parcourent des espaces extrêmement grands; on estime que leur vitesse est égale à 3o ou 4o kilomètres par seconde.

On a fait en Allemagne et en Angleterre de nombreuses observations afin de déterminer la hauteur k laquelle se produisent ces météores. Nous avons nousmême fait des observations semblables entre Rome et Civita-Vecchia, stations distantes de 60 kilomètres et reliées par un fil télégraphique. La plus grande hauteur observée est de 200 kilomètres, la plus petite est de 5o. Les 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.

4® Dans toutes les apparitions, on trouve une période diurne et une période annuelle. Dans la période diurne, le maximum a lieu de 3 à G heures du matin. La période annuelle consiste en ce que les météores sont plus nombreux dans la seconde partie de Tannée que dans la première. D'après une théorie établie par

ACTITITÉ EXTÉBIBURB DU SOLEIL. 3'j3

M. 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 eil 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 distribution uniforme des corpuscules météoriques; pour les étoiles systématiques, il y aurait lieu d'introduire d'autres considérations. Les observations et le calcul confirment cette théorie. Mais, comme le maximum théorique a lieu à 6 heures, c'est-à-dire après le lever du Soleil en été, on ne peut 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. 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

374 DEUXIÈME PAITIB.

et demie ( i , 4 1 4 ) celle de la Terre, ce qui leur suppose une orbite parabolique. Il en résulte un frottement et une condensation considérables lorsque cçs corps pénètrent dans Tatmosphère ; de là élévation de température, incandescence, volatilisation et combustion. Analysée au spectroscope, leur lumière accuse ordinairement la présence du magnésium, du sodium et du fer. Le calcul leur donne pour vitesse maximum 71,5 kilomètres, et pour minimum i6,5 kilomètres par seconde. La moyenne de ces deux nombres diffère peu des vitesses qu'on a observées.

Les étoiles filantes sont donc de la même nature que les aérolithes; 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 volatilisées. D'ailleurs, il parait constaté que la vitesse des étoiles filantes est plus grande que celle des aérolithes, ce qui détermine un échauffement considérable. En effet, d'après M. Schiaparelli , 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 dcsdcux vitesses. On a reconnu les mêmes substances dans les étoiles filantes et dans les météorites. L'un des plus récents contenait du charbon, corps dont la présence, ainsi que nous l'avons dit, a été reconnue dans les comètes. Ces 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.

ACTITITÉ EXTÉRIEURE DU SOLEIL. Z'jS

Il restait à expliquer comment et pourquoi ces apparitions reviennent périodiquement à des dates fixes, comment elles peuvent être visibles pendant plusieiurs 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'ils formaient des anneaux circulant autour du Soleil sur des courbes elliptiques presque circulaires, avec une vitesse comparable à celle de la Terre. Le professeur Schiaparelli, frappé de leur vitesse qui suppose une courbe 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 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 très-considérable, 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 ce retard, le calcul prouve que les distances périhélies des différents corpuscules seront très-peu modifiées, et les orbites seront tellement semblables, que les différentes molécules se suivront l'une l'autre, formant une espèce de chaîne ou de courant qui emploiera un temps extrêmement long à passer autour du Soleil. Une masse, dont le diamètre serait seulement égal à celui du Soleil, emploierait plusieurs siècles à exécuter ce mouvement. Ce courant représentera

3^6 DBUXltHB PART».

physiquement et visiblement l'orbite des corpuscules météoriques, comme un jet d'eau représente la trajectoire parabolique des projectiles.

Si, dans son mouvement de translation, la Terre vient à rencontrer cette espèce de procession de petits corpuscules, elle passera à travers, et un certain nombre d'entre eux la rencontreront, leiu* vitesse propre se combinant avec celle du globe terrestre. Si la chaîne est très-longue, la Terre la traversera ainsi chaque année au même point, rencontrant à chaque passage des corpuscules différents de ceux qui s'y trouvaient l'année précédente. Il est alors £sicile de calculer la position de ce courant, car son rayon vecteur 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 même époque donne la longitude de l'un des nœuds, et comme l'orbite est parabolique, on pourra en déterminer les cléments par les procédés qu'on emploie 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 an périhélie le 23 août de la même année, et dont la révolution est de cent trente-deux 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.

Ce résultat inattendu a jeté une grande lumière sur la nature des comètes elles-mêmes. Nous avons re-

ACnriTÉ BXTtlIBURB DU SOLVIL. 877

connu par là que ces astres ne sont que de grandes étoiles filantes, ou plutôt des amas de météores dérivés de masses nébuleuses étrangères à notre système planétaire ; il est donc bien vrai, comme nous l'avions dit jadis, qu'une comète, en rencontrant la Terre, produirait simplement Taspect d'une pluie d'étoiles filantes.

I^s courants de matières météoriques peuvent bien être 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 chaque année sans interruption.

Pour qu'un de ces corpuscules météoriques produise une étoile filante, il n'est pas nécessaire que sa masse soit très-grande : 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. On a observé des comètes à noyau multiple, et, dans ce cas, il pourrait bien se faire que chaque noyau fût capable de produire une étoile filante. 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

378 DBUXiftMB PART».

phénomènes curieux signalés dans les annales de la science y par exemple certaines traînées lumineuses vues pendant une nuit seulement^ et qui ont passé de l'orient à l'occident, ainsi que des lumières 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'y enflammer. [Voir sur ces questions les Mémoires de M. Schiaparelli dans le Bulletin météorologique du Collège Romain j 1866.)

On pourrait se demander si les aérolithes euxmêmes 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 nickel), 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 hypotiièse pour les masses météoriques de fer presque pur ou de fer oxydé, qui renferment dans leurs pores de riiydrogène 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.

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 de celui de la Terre, la vitesse relative, égale à la somme des deux autres, sera de 70 kilomètres en-

ACTITITÉ BXTÉRIBUBE DU SOLEIL. 879

viron, et la résistance de Tair 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, i6 kilomètres au plus, et la chaleur développée étant moins considérable, la combustion pourra n'être pas complète. Cette opinion est confirmée par la direction suivant laquelle tombent généralement les aérolithes.

Outre les deux comètes indiquées ci-dessus, on en a trouvé quelques autres, dont les orbites coïncident avec des courants de météores signalés par les astronomes: par exemple, la comète de Biéla accompagne les météores du 20 avril. Mais il ne faut pas aspirer à 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 Fétat 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 qui puissent mettre plusieurs siècles à passer auprès de nous, nous lu^ répondrons qu'il y a dans les vastes espaces du ciel des nébuleuses dont l'étendue est plusieurs millions de fois plus grande que celle de notre système 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

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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.

§ V. — La lumière zodiacale.

On nomme 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 Bn du crépuscule, et le matin avant l'aurore {fig. lao).

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, et les variations annuelles qu'elle éprouve à notre latitude dépendent évidemment de la position de l'écliptique par rapport à l'horizon. Plusieurs observateurs assurent que, même à minuit, ils la voient encore dans la partie du ciel qui est opposée au Soleil; M. Heis nous en a donné l'assurance. Nous n'avons jamais été dans des conditions favonibles pour faire cette observation, car la lumière 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 Mercure et de Vénus ; elle enveloppe aussi la Terre, si Ton doit ajouter foi aux observations d'après lesquelles elle dépasse le zénith. Sa forme n'est que la figure d'un ellipsoïde très-aplati, vu par sa tranche. Il semble que ce soit une extension très-atténuée de l'atmosphère solaire ; mais sa matière doit être dans un état de raréfaction extrême, car, malgré son ^MÛsseur de près de loo millions de lieues, elle est ataez transparente pour nous laisser voir de trèspetites étoiles, et elle ne produit pas de résistance sensible au mouvement de Vénus et de Mercure.

Quelle est son origine ? Cette qu(»stion est difficile à résoudre. C'est peut-êtn^ un reste de l'atmosphère solaire, une continuation de celle qui, pendant les éclipses, donne lieu au phénomène de la Couronne.

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Mais pourquoi ne la voit-on pas pendant les éclipses ? On peut répondre à cette objection que la lumière atmosphérique ayant alors un éclat supérieur à celui de la pleine Lune, la lumière zodiacale doit être complètement efiacée par ce contraste. Quelques savants pensent, et cette opinion parait la plus probable, que ce phénomène est dû à une matière météorique, étoiles filantes et matière cométaire, qui se dirige lentement vers le Soleil. Nous avons vu, en effet, que la matière des comètes se disperse lentement dans l'espace, et elle doit, sans doute, se diriger peu à peu vers le centre général d'attraction.

Nous ne possédons pas encore de données positives qui nous permettent d'opter entre ces deux hypothèses. Mairan, dans le siècle dernier, croyait 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. Il y aurait cependant lieu de voir si la lumière zodiacale n'a pas de relations avec le magnétisme terr(»stre ou avec la période décennale des taches solaires. Si le Soleil avait une action immédiate (*t ass(*z considérable sur ce phénomène, on aurait une donnée* précieuse pour le relier îiux phénomènes magnétiques qui s'accompliss(»iit dans les espaces célestes. Mais M. TIeis, a qui j'ai posé cette question, m'assure qu'on n'a, jus([u'à présent, rien observé qui justifie ce rapprochement.

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

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sérieuses^ mais ils demandent seulement de l'attention et de la persévérance.

Pour conclure ce Chapitre, nous voyons que la formation de notre système solaire est reliée avec 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 forment une même famille avec les météores ou étoiles filantes. Toutes les parties de notre monde planétaire auraient donc une origine commune, et le système tout entier serait en communication avec les systèmes étrangers par l'intermédiaire des comètes et des météores.

Nous aurions bien des choses à ajouter sur ce sujet important, si nous ne craignions pas 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. Schiaparelli.