DES INÉGALITÉS

des iqainoxes. Le soleil ne coupe pas tous les ans Téquateur au même point; si un jour il le coupe en un point, le môme jour de Tannée suivante il le coupe en un autre point, éloigné du premier de 50" i03 à Touest, et il arrive ainsi à Téquinoxe 20' 22'' avant d'avoir complété sa révolution dans le ciel, ou passé d'une étoile fixe à une autre. Ainsi, Tannée tropique ou Tannée vraie des saisons est plus courte que Tannée sidérale. La précession des équinoxes est un effet de Tattraction solaire qui s'exerce avec plus d'intensité sur le ménisque de J'équateur, qu'il tend à faire tomber dans le plan de Técliptique, mais qui se maintient à son inclinaison par Teffet du mouvement de rotation. Rétrogradant chaque année à Touest de 50" 183, les équinOxes font une révolution entière en 25,868 ans. Ainsi le Bélier T, qui correspondait autrefois à Téquinoxe du printemps, se trouve maintenant 30° plus à Toccident, quoique, d'après une convention adoptée par les astronomes S il réponde toujours à Téquinoxe.

Le mouvement rétrograde des points équinoxiaux fait décrire à Taxe de la terre, en vertu d'un mouvement unique, un petit cercle dont le diamètre est égal à deux fois Fon inclinaison sur Técliptique, c'est-à-dire 46° 56'. Soit NZSVL (pi. IV, fig. 1) la Terre ; son axe se prolonge jusqu'aux étoiles et aboutit en A, pôle nord actuel du ciel, qui est vertical à N, pôle nord de la terre ; soit

' Od est convenu de laisser aux signes du zodiaque la place qui leur avait i'Xé donnée dans l'origine; mais on établit une difFcrcnce bien précise entre les signes et les constellations y puisque aujourd'hui colles ci ne repondent plus aux premiers; qu'en avinç ait, par exemple, que tel phénomène céleste se passe dans le si^ne du Bélier, il est de fait dans la com- 9(e</a<i on des Poissons..

318 DIX-HUITIÈia LEÇON.

EOQ l'Equateur, T^JZ le tropique du Cancer, et VT"Jb celui du Capricorne; VOZ TÉcliptique, et BO son axe qui doit être considéré comme immobile, parce que récliptique passe toujours sur les mêmes étoiles. Mais comme les points équinoxiaux rétrogradent dans ce plan, Taxe de la terre SON est en mouvement sur le centre de la terre 0, de manière à décrire le double cône NOn , et SOs, autour de celui de récliptique Bo, dans le temps que les points équinoxiaux marchent autour de ce plan, c'est-à-dire en 25,868 ans, et dans ce long intervalle le pôle nord de Taxe de la terre décrit le cercle ABCDA, dans le ciel étoile dans le pôle de récliptique, qui reste immobile au centre du cercle. L'axe de la terre étant incliné de 25° 28' par rapport à celui de récliptique, le cercle ABCDA, décrit par le pôle nord de Taxe de la terre prolongé en A, a presque 46° 56', ou le double de Tinclinaison de Taxe de la terre. En conséquence, le point A, qui est à présent le pôle nord du ciel, et près d'une étoile de la seconde grandeur dans le bout de la queue de la Petite Ourse, doit être abandonné par Taxe de cette planète, qui, rétrogradant d'un degré en 71 années ?/5, sera directement vers l'étoile au point B dans 6447 ans 3/4, et, dans le double double de ce temps ou 12895 ans i/% directement vers l'étoile au point C, qui sera alors le pôle nord du ciel. La position actuelle de l'Equateur EOQ sera alors changée en eOq ; le tropique du Cancer Ttfp en Vttfp, et celui du Capricorne NT^ en t^^R; et le Soleil, dans la partie du ciel où il est maintenant sur le tropique terrestre du Capricorne et produit les jours les plus courts et les nuits les plus longues dans l'hémisphère du nord, sera alors sur le

ras IlrtOiLITÉS. 319

tropique terrestre du Cancer, où il détermine les jours les plus longs et les nuits les plus courtes. Cet effet n'aura lieu que dans 12,895 années, à partir du point C, ou bien, si Ton compte du point du départ A, après 25,868 ans, qui sont nécessaires pour que le pôle nord fasse une révolution complète et se trouve dans un point du ciel qui soit vertical à celui qu'il occupe maintenant.

Nutation. — Bradley avait déjà découvert Taberration de la lumière et faisait de nouvelles observations pour la vérifier, lorsqu'il s'aperçut que Taxe terrestre s'incline tantôt plus, tantôt moins vers l'écliptique, causant les mêmes variations dans l'inclinaison des plans de l'écliptique et de l'équaleur, et décrit, autour du pôle moyen, pris pour centre, une petite ellipse dont le grand axe soutend un arc de la sphère céle^e de 20" 153, et le petit axe 15" 001. Cette ellipse se décrit dans le même temps que le cycle de la lune, c'est-à-dire à peu près 18 ans 7 mois. La période de la nutation étant précisément celle des mouvements des nœuds de la lune, ces deux phénomènes sont nécessairement liés. C'est, en effet, l'attraction de la luné agissant avec plus d'intensité sur les régions équatoriales que sur les pôles qui détermine le phénomène de la nutation *.

Diminution de l'obliquité de Vécliptique, — Enfin, outre les deux inégalités que nous venons de signaler dans les mouvements de la terre, et qui sont les deux principales auxquelles cette planète est soumise, il en existe encore une autre assez importante, et qui est le résultat de l'ensemble des attractions que les planètes

* Da verbe latin nutare, chanceler, pepcher, vaciller ; la natation n'est pintre choie qu'âne vacillation réglée.

3i0 DIX-HUmÈME LBÇON.

réunies exercent sur notre globe : c'i*st le déplacement graduel du plan de Féciiplique dans le ciel, et la diminution, par siècle, de son inclinaison sur Téquateur, d'une quantité égale, ou à peu près, à 52'', 1154, environ le centième de la précession, i/2" par an, 1' après il6a s, l'» en 6,900 ans.

Ce changement d'obliquité dans Tinclinaison de Téquateur sur Técliplique est confirmé parles observations des anciens astronomes et par le calcul. On s'en assure en comparant la situation actuelle des étoiles, relativement à récliptique, à celle qu'elles avaient jadis. On reconnaît ainsi que celles qui, d'après le témoignage dus anciens, étaient situées au nord de l'écliptique, près du solstice d'été, sbnt maintenant plus avancées vers le nord et plus^éloignées de ce plan ; que quelquesunes s'y trouvent comprises, et l'ont même dépassé en se portant vers le nord, qui étaient autrefois au midi. Des changements inverses se sont manifestés vers le solstice d'hiver.

Toutefois, Laplace a démontré * que cette diminution de l'obliquité de l'écliptique n'irait pas toujours en augmentant, mais qu'une époque viendrait, durant laquelle ce mouvement finirait par se ralentir, puis, qu'il s'arrêterait entièrement. Ainsi s'établirait un balancement qui ne serait guère que de 1 degré à 3 degrés.

» Voyez Mécanique céleste, 1. 1 et lil.

DéNnîlions. — Étymologie, — Ce que l'on entend par noyau, chevelure , barbe ou queue, tète, — Nature des comètes. — Marche. — Caractères auxquels on les reconnaît. — Catalogue des comètes. — Comète de Halley ou de 1759. — Comète de 1770. — Comète d'Encke ou à courte période. — Comète de six ans 3;4. — Comète de Paye. — Comète de 1843. — Constitution physique des comètes. — Anneaux. — Nature des noyaux et des queues. — Leurs caractères. — Leurs dimen&ions. — Les comètes sont-elles lumineuses par elles-mêmes? — Les comètes ont-elles une influence sensible sur le cours des saisons? — Est-il possible qu'une comète vienne choquer la terre ou toute autre planète ?

— Notre globe a-t-il jamais été heurté pir une comète, comme le pensait replace? — La terre peut-elle passer dans la queue d'une co» mêle, et quelles seraient pour nous les conséquences de cet événement?

— Les brouillards secs de 1783 et i83i sont'ils des matières détachées des queues de quelques comètes? — La Lune a-t-elle jamais été choquée par une comète? •— La lune a-t-elle été autrefois une comète? — Serait-il possible que la Terre devint le satellite dune comète, et, dans le cas de l'ufiirmative, quel sort nous serait réservé? — Le Délu£;e a-t-ii été occasionné par une comète? — Les divers points de notre globe ont-ils changé subitement de latitude par le choc d'une comète ?

Il nous reste à nous occuper d'une classe nombreuse de corps, au sujet desquels sont nées les opinions les plus diverses. Ce sont les comètes, ces astres dont Fap-

Stt DIX-NEUYIÈMB LEÇON*

parition a toujours frappé les hommes d'étonnement ou de frayeur.

Prémettons quelques définitions.

Le mot comète, (de xd^>}, chevelure) Tétymologie l'indique, signifie étoile chevelue.

On appelle noj^at* le point central qui est plus ou moins lumineux.

La nébulosité qui entoure le noyau s'appelle chevelure.

Les traînées lumineuses dont la plupart des comètes sont accompagnées prenaient autrefois le nom de barbe ou queue, selon qu'elles précédaient ou suivaient Tastre dans son mouvement. Maintenant on les appelle queuês, quelle que soit leur situation.

Enfin, on nomme tête de la comète la chevelure et le noyau réunis.

Aujourd'hui les astronomes ne mettent plus au nombre des caractères essentiels distinctifs des comètes la nébulosité qui les accompagne. Il sufiit à un astre, pour qu'il soit une comète à leurs yeux, d'être animé d'un mouvement propre et de parcourir une ellipse d*une excentricité iélle, qu'il cesse d*étre visible pendant une partie de sa révolution.

Les observations simultanées faites journellement sur des points du globe très-éloignés les uns des autres, et la participation des comètes à la révolution générale de la sphère, ne permettent plus de douter que les comètes ne soient, non, comme on l'a cru anciennement,^es météores engendrés dans l'atmosphère, mais des corps permanents, des astres véritables.

On a pensé longtemps que les comètes ne suivaient

LBS COMÈTES* 3t3

point une marche régulière; qu'elles n'étaient point assujetties aux lois qui régissent les autres astres, et qu'elles erraient de système en système, à travers Timmensité de l'espace. Mais depuis les découvertes de Kepler, on a cherché si ces astreè se soustraient à ses lois, et on a essayé de déterminer leurs orbites. Il suffisait pour cela, d'après les théories admises, de connaître trois positions de ces astres, 1^ la longitude du nasud et Vin^ clinaison ; â^ la longitude du périhélie; 5*^ la distance pé» rihélie. Il fallait ajouter à ces données le sens du mouvêr ment^ car les comètes sont tantôt directes^ tantôt rétro^ grades, et font seules exception à ce fait si remarquable que tous les globes se meuvent d'occident en orient. On a donc déterminé par ce moyen les courbes que dé* crivent plusieurs de ces corps, et l'on a reconnu qu'ils se meuvent dans des ellipses d'une très-grande excentricité, dont le soleil occupe un des foyers. Toutefois, les comètes ayant été anciennement peu ^ mal observées, la plupart des éléments nécessaires à la détermination de leur identité manquent, ce qui rend fort difficile d'assigner, pour beaucoup d'entre elles, l'époque de leur retour. 11^ ne serait môme pas impossible que quelquesunes décrivissent des paraboles, c'est-à-dire des courbes ouvertes dont le soleil occupe le foyer, et conséquemment qu'elles ne revinssent jamais.

Comme les circonstances i>hysiques de forme, degrandeur, d'éclat des comètes varient souvent en quelques jours, ce n'est point à de tels caractères qu'on peut les reconnaître. Aussi les néglige-t-on complètement pour ne s'attacher qu'aux éléments paraboliques. Mais Tidentité de deux comètes apparues à des époques différentes

32* DlX-NEUVlÈMB LEÇON.

sera-t-elle toujours infailliblement démontrée par ce moyen?

Si les éléments paraboliques de deux comètes sont différents, il ne faudra pas s'empresser de conclure que ce sont deux astres distincts, car, en passant près d'une planète, une comète peut éprouver une perturbation telle, que sa courbe, après ce dérangement, soit entièrement changée. Que si, au contraire, les deux astres que Ton compare ont à peu près les mômes éléments paraboliques, leur identité sera très-probable. Cependant il ne serait pas impossible que deux comètes différentes décrivissent deux courbes semblables de forme et de position ; mais quand on examine sur combien d'élémenls divers devrait porter cette similitude, il n'est guère possible de se refuser à croire que deux comètes qui se montrent avec les mêmes éléments ne soient qu'un seul et même astre.

Pour fournir aux astronomes les moyens de reconnaître, quand une comète paraît, si elle est une de celles déjà observées, il existe un catalogue des comètes, où sont régulièrement inscrits les éléments paraboliques de toutes celles qu'on observe. Ces éléments sont encore peu nombreux, les bonnes observations des comètes étant trop modernes. Il n'y a que quatre de ces astres dont la marche soit aujourd'hui connue.

Comète de Haîley ou de 1759.

Halley ayant calculé, en 1682, les éléments paraboliques d'une comète qui parut à cette époque, fut frappé

COMÈTE DE HALLEr. 325

d(v Tanalogie qui existait entre ses résultats et ceux obtenus par Kepler pour une comète qui s*était montrée en 4607. Il recourut aux observations plus anciennes et vit que les éléments d'une comète aperçue par Apian, en iS51 .étaient fort ressemblants aux siens. Il en inféra que c'était la même comète qui reparaissait à des intervalles de temps à peu près égaux, c'est-à-dire environ tous les 76 ans, et il se hasarda à prédire, d'après ces données, qu'elle reviendrait vers la fin de 4758 ou au commencement de 1759. Mais Glairaut calcula qu'elle serait retardée de 6i8 jours par l'action de Jupiter et de Saturne, et elle n'arriva, en effet, au périhélie que le 12 mars 1759. Cette comète est la première dont on ait prédit et vu se vérifier la périodicité.

M. Damoiseau, du Bureau des Longitudes, calcula l'époque de son prochain retour et fixa son passage au périhélie au 4 novembre 1835. M. de Ponlécoulant, qui fit le même calcul, indiqua le 7 novembre.

Ensuite, un calcul plus conîplct de l'action de la terre, et surtout la substitution, pour la masse de Jupiter, de la fraction 1/1054 à 1/10 70, l'amenèrent à ajouter 6 jours entiers à son ancienne détermination : le passage ne devait plus arriver que le 13. Postérieurement l'observation directe a donné le 16, c'est-à-dire 3 jours seu lement de différence.

Le plus fort dérangement de la comète provenant do Jupiter, et le rapport de la masse de cette planète à la masse du soleil étant le principal élément du calcul, on concevra sans peine que le moindre changement dans la valeur du rapport dont il s'agit ne peut manquer de modifier notablement le résultat final* Lorsque M. d9

316 DIX-NEDVIÈMB LEÇON.

Ponlécoulant trouvait le 13 novembre pour le moment du passage de la comète au périhélie, il supposait, avec la plupart des astronomes, que 1,054 globes semblables à Jupiter seraient nécessaires pour former un poids égal à celui du soleil. Des observations récentes ont montré qu'il n'en faudrait que 1,049. Eh bien! cette légère augmentation de la masse de Jupiter porte le passage au périhélie de la comète de Halley du 13 au 16. La différence entre le calcul et l'observation ne serait plus guère que d'wn demi jour sur 76 ans. Admirable con^ cordance !

Personne n'avait eu la hardiesse d'annoncer quel jour la comète redeviendrait visible en 1835. L'état du ciel, l'intensité de la lumière crépusculaire, la force des instruments, la bonté de la vue des observateurs, la possibilité que l'astre eût disséminé une portion sensible de sa substance le long de l'orbe immense qu'il avait dû parcourir depuis 1759, étaient autant d'éléments inappréciables qui commandaient la plus grande réserve. On s'était borné à dire qu'il faudrait commencer les recherches vers les premiers jours d'août. Eh bien! c'est le 5 de ce mois que, sous le beau ciel de Rome, MM. Dumouchel et Vico aperçurent, les premiers, la comète de Halley. Elle était alors d'upe faiblesse extrême. Si l'on n'avait pas cru devoir dire quand la comète deviendrait visible, sa position-par rapport aux étoiles était au contraire marquée jour par jour, dans les éphémérides et dans diverses cartes. Or, c'est en dirigeant leur lunette vers le point du ciel où les calculs plaçaient la comète du 5 août, que les astronomes de Rome la découvrirent. Cet accord eût été jadis considéré comme une merveille.

Aujourd'hui on a le droit de se montrer plus exigeant. On veut que les éléments paraboliques de l'orbite d'une comète, donnés d'avance par le calcul, correspondent avec ceux qu'indiquent les observations. Eh bieni voici les éléments paraboliques de la comète de 1835 calculés d'avance:

Inclinaison « . il^'W,

Longitude du nœud. ... 55° 30'.

Longitude du périhélie. . . 304<'32'.

Distance — périhélie. . . 0° 58'.

Sens du mouvement. ... Rétrograde.

Les voici tels qu'on les a déduits des premières observations d'août et de septembre.

Inclinaison. ....... 17° 47'.

Longitude du nœud 55° 6'.

Longitude du périhélie. . . 30-4° 30'.

Distance-périhélie ..... 0° 58 .

Sens du mouvement. . . . Rétrograde.

Ces valeurs étaient une vérification semblable à cell# queHalley employa pour la comète de 1759. Le lecteu en sentira toute la portée s'il prend la peine de les comparer.

Comète de 1770.

Cette comète fut découverte par Messier au mois'de juin 1770. Les astronomes s'empressèrent, comme d'habitude, de calculer ses éléments paraboliques. Ces éléments ne ressemblaient pas à ceux des comètes déjà observées. La comète resta fort longtemps visible, et l'on ne tarda pas à reconnaître que ses positions difTôrrntes

3S8 DIX^NBDVIÈIIE LEÇON.

ne pouvaient rentrer dans une parabole. Lexell trouva qu'elle savait parcouru en cinq ans et demi une ellipse dont le grand diamètre n'était que trois fois celui de l'orbite terrestre.

On fut étonné, d'après ce résultat, qu'une comète qui, avec une révolution aussi courte, aurait dû se montrer fréquemment, n'eût point encore été aperçue avant Messier, et Tétonnement redoubla lorsqu'on ne la vit pas revenir, après des intervalles de cinq ans et demi, aux différents points de l'orbite elliptique de Lexell. Les causes de cette disparition mystérieuse, qui donna lieu à tant de plaisanteries bonnes ou mauvaises sur la co^ mète perdue, sont aujourd'hui parfaitement connues. Cest une conséquence à la fois et une confirmation nouvelle du système de l'attraction. Si la comète n'a pas été vue tous les cinq ans et demi avant son apparition en 1770, c'est qu'elle décrivait alors une orbite tout à fiait différente de celle qu'elle a décrite depuis ; et si elle n'a pas été aperçue une seconde fois, c'est qu'en 1776 son passage au périhélie eut lieu de jour, et qu'aux retours suivants son orbite avait éprouvé des altérations telles que la comète n'eût pu être reconnue, si elle eût été visible de la terre. C'est l'action de Jupiter sur cette comète qui l'approcha et l'éloigna de nous tour à tour, en s'exerçant en sens inverse.

Comète d^Encke ou à courte période.

Cette comète fut découverte à Marseille le 26 novembre 1818, par M. Pons. Ses éléments paraboliques, déterminés par M. Bouvard , la firent reconnaître pour celle observée en 1805, et M. Encke démontra qu'elle ne

met que douze cents jours, ou trois ans trois dixièmes environ à parcourir son orbite. Les apparitions postérieures sont venues confirmer ces calculs.

Comète de six ans trois quarts.

Elle fut découverte à Johannisberg le 27 février i826, par M. Biela; M. Gambart, qui Taperçut quelques jours après à Marseille, en- détermina les éléments paraboliques, et reconnut qu*elle avait déjà été observée en 1805 et en 1772.

Cette comète est celle qui efifraya si fort quelques personnes , parce qu'on avait annoncé qu'elle viendrait choquer la terre à son retour en 1852. Il est vrai que le 29 octobre elle perça l'orbite terrestre en un point où la terre se trouva un mois après, mais dont elle était alors éloignée de plus de vingt millions de lieues, puisqu'elle parcourt, vitesse moyenne, six cent soixantequatorze mille lieues par jour. En 1805, cette comète passa dix fois plus près de nous, c'est-à-dire à la distance d'environ deux millions de lieues. Nous parlerons plus loin de la possibilité du choc de la terre par une comète.

Comète de 1843.

La comète qui devint subitement visible dans le mois de mars 1843, excita au plus haut degré la curiosité du public. A certains égards, cette curiosité était légitime : le nouvel astre se distinguait de la phgpart des comètes dont les annales astronomiques ont conservé le souvenir par l'éclat de la tête et surtout par la longueur de la queue,

330 DIX-NEDVIÈME LEÇON.

La nouvelle comète se montra à Parme, à Bologne, au Mexique, à Porlland (États-Unis-Massachusetts), le 28 février; à Copiapo (Chili), à Cuba, à Akaroa (Nouvelle-Zélande), à la Tète-de-Buch , à Montpellier ( France), à Nice, du i« au 12 mars; à Paris, Marsoille, Tours, Reims, Brest, à Genève et Neufcliàtel (Suisse), le 17 et le 18 mars; à Berlin, le 20 mars, etc.

Les observations faites en ces différents endroits soulèvent diverses questions à examiner.

Ainsi il est certain que la grande comète de 1843 a été aperçue en plein jour et très-près du soleil, le 28 février. Les apparitions de comètes en plein jour sont assez rares ; cependant il ne faudrait pas croire qu'il nous ait été donné d'être témoins en 1843 d'un phénomène sans analogie dans l'histoire de la science.

La comète de Tan 43 avant notre ère , la comète que les Romains considérèrent comme une transformation de rame de César, immolé peu de temps auparavant, se voyait de jour.

L'an 1402 après Jésus-Christ fut remarquable par l'apparition de deux comètes très-brillantes.

En 1532, la curiosité du peuple de Milan fut vivement excitée par un astre que tout le monde pouvait observer en plein jour et qui ne pouvait être qu'une comète.

Tycho découvrit la belle comète de 1577 avant le cotjh cher du soleil.

En se plaçant de manière à ne pas être éblouies par la lumière solaire, plusieurs personnes aperçurent à une heure après midi, et sans le secours de lunettes, la comète, célèbre pas ses queues multiples, de 1744.

Les comètes changent quelquefois notablement d'as-

pect et d'éclat dans le court intervalle de trois à quatre jours. Leur chevelure et leur queue varient surtout considérablement avec la distance de Tastre au soleil.

Les circonstances physiques de grandeur et d'intensité ne semblent donc pas pouvoir conduire catégoriquement à reconnaître les comètes dans leurs retours successifs. Néanmoins, si tel de ces astres a été une fois remarquable par la vivacité du noyau , retendue de la nébulosité, la longueur ou la forme de la queue, on peut présumer, sans prétendre à une ressemblance parfaite, que pendant un certain nombre de ses apparitions le noyau a dû rester brillant, la nébulosité épanouie, la queue développée.

Envisagée ainsi , l'histoire des comètes peut fournir, non des conséquences absolument certaines, mais du moins des indications utiles, quelques faibles probabilités, surtout si Ton fait entrer en ligne de compte la comparaison des temps des révolutions. Tel est le point de vue où il faut se placer pour bien apprécier une communication faite par un astronome anglais, M. Cooper, et datée de Nice le 20 mars.

M. Cooper croyait que la comète du mois de mars 1843 était une réapparition de celle que J.-D. Cassini avait vue à Bologne en 1668. Cassini assimilait déjà à la comète de 1668 une traînée lumineuse que Maraldi observait à Rome le 2 mars 1702, et même le phénomène qui, suivant Aristote, lit son apparition à Tépoqueoù Aristide était Archonte, à Athènes, c'est-à-dire vers Tan 370 avant notre ère. Ces identifications conduisaient, pour le temps de la révolution de l'astre, à des périodes de trente-quatre à trente-cinq ans et trois moisr

332 DIX-NEUVIÈMB LEÇON.

Des conjectures passons aux calculs :

Les comètes décrivent, nous l'avons vu, ces ellipses à grand axe infini que Ton appelle paraboles. On ne les voit guère de la terre qu'aux époques où elles occupent des positions peu éloignées des sommets de ces courbes les plus voisines du soleil, qu'on nomme les périhélies.

M. Plantamour, directeur deTObservaloire de Genève, qui le premier put calculer l'orbite de la nouvelle comète, trouva que son périhélie ou sa moindre distance du soleil était 0,0045, le rayon moyen de l'orbite de la terre étant supposé l'unité; mais le rayon du soleil étant 0,0046, la comète semblait avoir dû pénétrer dans la matière lumineuse qui détermine le contour visible du grand astre, dans ce qu'on est convenu d'appeler ]^ photosphère solaire (Voy. Leçon IX, pag. 150). Ce résultat singulier ne s'est pas confirmé. Dès leurs premiers calculs, deux astronomes de notre Observatoire, MM. Laugier et Victor Mauvais, trouvèrent pour la distance périhélie de la nouvelle comète, la fraction 0,0055 supérieure à 0,0046, ce qui écartait toute possibilité de la prétendue pénétration. La comète de mars 1845 n'en restait pas moins, après la détermination des deux astronomes parisiens, celui de tous les astres connus qui a le plus approché du soleil. Le tableau suivant, dans lequel les comètes sont portées dans l'ordre de leurs distances périhélies, le montrera d'une manière évidente:

Mille lienet.

COMÈTE DE IS4S. $g3

Hilla li«uet.

Il résulte de cette table que, le 27 février, au moment de son passage au périhélie, le centre de la comète de 1845 était à trente-deux mille lieues seulement de la surface du soleil. De surface à surface il y avait au plus treize.niille lieues entre les deux astres.

En un seul jour la distance du centre de la comète au centre du soleil varia dans le rapport de 1 à 10.

Les éléments paraboliques du nouvel astre, une fois connus, il devint possible et facile d'exprimer en lieues plusieurs données de robservation que jusque-là il avait fallu présenter seulement en mesures angulaires.

Le 28 mars, le rayon de la tête de la comète (de ce qu'on appelle la nébulosité) était de 19,000 lieues.

Le môme jour, la queue avajt 60,000,000 de lieues de long. La longueur de la queue de la comète de 1680, ne dépassa jamais 41,000,000 de lieues; celle de la comète de 1769, 16,000,000; les queues multiples de la comète de 1744 allèrent à un peu plus de 13,000,000.

La ^ar^eur de cette môme queue extraordinaire de la comète de 1843, était dé 1,320 mille lieues.

Ces dimensions énormes en tous sens avaient fait re-

chercher si la terre était passée dans la queue de la comète de 1843. Les calculs de MM. Laugiél* et Mauvais montrèrent que celte rencontre n'avait pu avoir lieu.

Le calcul de Torbite permit à ces deux observateurs de recherchlBr s'il y avait quelque vérité dans les conjectures qu'on avait formées louchant l'identité des comètes de 1668, de 1702 et de 1843, en se fondant sur des ressemblances d'aspect et d'éclat. Malheureusement les observations de 1668 et de 1702 sont trop inexactes pour pouvoir servir à la détermination des orbites paraboliques que parcouraient les comètes de ces deux années. Il leur a cependant paru probable que les comètes de 1668 et de 1843 constituent un seul et même astre. Depuis, M. Clausen s'est cru autorisé à considérer la comète de 1689 comme une apparition de celle de -1843. Le temps de la révolution serait alors de 21 ans 10 mois.

A l'occasion de la comète de 1843, on a fait planer sur les astronomes actuels des reproches au moins singuliers. Ceux qui les ont inventés ou propagés, étaient certainement étrangers aux notions les plus élémentaires de la science. J'ajouterai que la futilité de ces reproches pouvait être constatée à l'aide des simples lumières de bon sens.

La comète s'est montrée inopinément; personne n'avait prévu son apparition. De deux choses Tune : ou la science n'est pas aussi avancée qu'on le prétend, ou les astronomes ont été coupables de négligence et d'incurie. Examinons ces reproches l'un après Tautre. Personne n'avait prévu l'apparition de la comète de 1843 !

Le fait est vrai ; je m'étonne môme qu'on le cite comme une singularité. Les catalogues astronomiques font aujourd'hui mention de 172 comètes régulièrement observées. Dans ce nombre i62 se montrèrent . inopinément ; aucun calcul n'avait indiqué leur apparition, ni quant aux dates, ni relativement aux positions qu'elles devaient occuper dans le ciel. La comète de l'année 1843 rentrait donc dans la règle commune. En tout cas les astronomes de 1843 n'ont pas été plus inhabiles en se laissant s%^r^ firendre par l'astre à longue queue du mois de mars, que ne l'avaient été : Lacaille en 1744, Bradley en 1757, Maakelyne en 1769, Wargentin en 1771, Herschell en 1795, Piazzi en 1807, Olbers, Delambre, Gauss, Oriani, etc. en 1811, etc., etc.

En s'évertuaut à déconsidérer tel ou tel astronome français contemporain, certains journalistes ne comprenaient peut-être pas qu'en cas de réussite, ils frappaient d'une égale défaveur les savants les plus illustres du dix-huitième siècle; mais ne fallait-il pas remarquer au moins que les célèbres directeurs des Observatoires de Berlin^ de Greenwich, de Poulkova, de Kœnigsberg, etc., MM. Encke, Airy, Slruve, Bessel, etc., n'avaient pas non plus prédit la comète de 1843 et qu'il n'y a personne au monde qui neMût se croire trèshonoré de figurer en pareille compagnie?

Les astronomes, dit-on, prédisent avec une exactitude merveilleuse les éclipses de soleil, les occultations des étoiles et des planètes par la lune ; est-ce montrer trop d'exigence que de les prier d'annoncer au moins Vapparition des comètes? Oui, et on tooiberait dans une erreur étrange en croyant, ainsi que le font beaucoup

336 D1X-N£UV1KIIB L£ÇON.

•de personnes, que cela est possible. Vouloir que Taslronomie comélaire marche de pair avec rastronomie planétaire, c'est demander que Fœuvre d'une ou deux semaines soit comparable à celle de vingt siècles accumulés : c'est tout simplement demander une chose impossible K

Comète de Paye.

Cet astre a été découvert, à lt)bservatoire de Paris, par M. Paye, le 22 novembre 1845. Ce Jeune astronome s'empressa d'en calculer les éléments paraboliques. À mesure que les observations se multiplièrent, M. Paye reconnut que la parabole était complètement insuffisante pour représenter la suite des positions que la comète avait occupées, et il annonça qu'il déterminerait l'orbite elliptique, aussitôt que l'état du ciel ayant permis de suivre le nouvel astre dans des régions suûisamment éloignées de celles où on l'avait d'abord aperçu, personne ne pourrait élever de doutes sur la certitude des calculs. Le résultat de ses recherches fut présentée l'Académie des Sciences, dans la séance du 24 Janvier 1844. Le voici :

Époque de la longitude moyenne, l*' janvier 1844 (midi moyen de Paris). . 60*27' 46'' Équin. moyen ).

Moyen mouvement diurne 490" 7991

Longitude du périhélie 50*» 19' 4''

Demi-grand axe 3,738826

Arc dont le sinus « e 33' 12' 42"

Longitude du nœud ascendant 200<»13'51''

• Annuaire pour t844, paç. 394, 419.

Inclinaison . r iV W W*

Sens du mouvement Direct

La durée d'une révolution est de 7 ans 2/40*.

La distance du centre de Tellipse au soleil est environ ±. 0479

La plus courte distance de la comète au soleil est i. 6909

L'unité étant la distance de la terreau soleil (38 millions de lieues) *.

Cette comète est, après la comète de 6 ans 3/4, celle dont le temps de révolution est le plus court; il équi* vaut au quart environ de celui de Jupiter, qui est de 40,759 jours: lesiert est de 2,630.

On ne trouve dans les catalogues aucune orbite qui représente complètement la sienne. M. Paye a remarqué à ce sujet que le nouvel astre a dû passer, vers son aphélie, assez près de Jupiter pour en éprouver des perturbations sensibles. On pourrait donc supposer que cette orbite présente un cas analogue à celui de la comète de Lexell (1767), qui, de parabolique, fut transformée par Tattraclion de Jupiter en une orbite elliptique, et redevint plus tard parabolique, par l'action perturbatrice delà même planète*.

M. Valz, directeur de l'observatoire de Marseille, a de fortes raisons pour croire que la comète de Paye n'est autre que celle de 1770, que Jupiter nous avait enlevée en 1779, et qu'il nous rendrait de nouveau, ainsi qu'il était déjà arrivé en 1767».

* 'Comptes rendnt de r Académie des Sciences, 1S44, vol. I, p. 186.

• — Mem^ p. 97, note.

» ^ - Idem, p. 764.