ORBITES COMPARÉES DES COMÈTES ET DES PF^ANÈTES

Polymnie, a une excentricité comparable à l'excentricité de quelques orbites cométaires elliptiques. La figure 15, où l'orbite de la comète de Faye et Torbile de la planète Polymnie sont représentées avec leurs formes et leurs dimensions relatives, montre clairement quel degré de ressemblance, au point de vue de leur excentricité, atteignent quelquefois les orbites cométaires et les orbites planétaires.

FiG. 15. —T Comparaison des excentricités de l'orbite de la comète de Faye et de Torbite

de la petite planète Polymnie.

La divergence croit jusqu'à Tinfini pour ainsi dire : Texcentricité de la grande majorité des orbites des comètes est si grande, qu'on peut la regarder comme égale à l'unité, ce qu'on exprime, répétons-le, en les assimilant à des paraboles. Cette assimilation doit-elle être considérée comme absolue, ou doit-on penser que les comètes appartiennent toutes au monde solaire ? Il paraît certain que quelques orbites au moins sont hyperboliques; pour celles-là il n'y a aucun doute. Mais s'il en est ainsi, on peut regarder comme trèsprobable que, parToi les comètes observées, il en est qui

décrivent de véritables paraboles^ de sorte qu'après être venues une fois dans la sphère de gravitation du Soleil, elles s'en sont ensuite éloignées à jamais.

Parmi les comètes dont la périodicité a été calculée, il en est aussi qui décrivent des ellipses si allongées que cela équivaut par le fait, pour nous et nos descendants, à l'absence indéfinie de tout retour. La grande comète de 1769 (excentricité 0,9992) a une périodç de viugt et un siècles environ; à son aphélie, elle atteindra un point de l'espace dont la distance à la Terre est mesurée par 327 fois la distance de la Terre au Soleil. Les comètes de 18H et de 1680 ont des périodes de 3065 et de 8814 années (excentricités 0,9951 et 0,9999). La première comète de 1780, celle de juillet 1844 ne reviendront à leur périhélie qu'après des voyages dont la durée sera, pour la première de 75 840 ans, pour la seconde d'environ mille siècles. Ces astres s'enfonceront dans l'éther à de telles distances qu'ils seront, à leur aphélie, distants de notre monde d'environ 4000 fois la distance du Soleil.

Si les calculs, seulement approchés il faut le dire, sur lesquels reposent ces évaluations nécessairement incertaines, ne sont pas rigoureusement exacts, ils ne laissent pas moins voir que les comètes auxquelles ils s'appliquent restent toujours parties intégrantes de notre système. Leur éloignement le plus considérable est encore 50 fois moindre que celui des étoiles les plus rapprochées. L'action du Soleil sur ces astres sera donc toujours prépondérante et leur masse incessamment ramenée dans les régions du ciel où chemine notre Terre, si toutefois les perturbations que peuvent causer les planètes ne sont point venues détourner ces comètes de leur coui's et modifier les éléments de leui's orbites.

UÉTEIIMINATION DE L'OUBITE D'UNE COMETE 77

§ VI — Détermination de l'orbite parabolique d'une comète

Trois observations sont nécesssires pour le calcul d'une orbite cométaire parabolique. — Les cphémérides cométaires; ce qu'on entend par une éphéméride; contrôle des obsenrations ultérieures. ^ Éléments d*une orbite elliptique. — Peut- on prédire l'apparition ou le retour d'une comète? position de la question. — Réfutation par Arago du préjugé qui court à ce sujet.

Trois observations d'une comète, trois positions différentes (en ascension droite et en déclinaison) du noyau d'une comète, en un mot trois points de sa trajectoire ou orbite apparente suffisamment distants les uns des autres, sont nécessaires, avons-nous dit, pour le calcul des éléments paraboliques de l'orbite véritable.

Cette détermination était au siècle dernier, non-seulement

une opération longue, laborieuse, mais encore remplie de tâtonnements, d'incertitudes. Avant de s'engager dans les pénibles calculs des éléments de l'orbite, les astronomes essayaient graphiquement ou même mécaniquement diverses paraboles et ne commençaient leurs opérations qu'après avoir reconnu que Tune de ces courbes s'adaptait à peu près aux positions que l'observation avait fournies. De notables perfectionnements ont été apportés depuis un siècle à ces méthodes par les Lalande, les Laplace, les Gauss. Mais c'est toujours une opération assez complexe que le calcul d'une orbite cométaire, même simplement parabolique, et il faut encore à un géomètre rompu aux travaux de ce genre plusieurs heures de calcul pour trouver les valeurs approchées des divers éléments. Ge n'est pas le lieu, on le comprendra, d'en donner une idée.

D'ailleurs, ime première orbite une fois trouvée, on eu déduit ce que les astronomes appellent une éphéméride. On nomme ainsi l'ensemble des positions que la comète a dû ou

devra occuper daus le ciel, de jour en jour, peudautla période de sa visibilité. Ces positions théoriqties doivent cadrer avec les autres observations réelles, avec les positions fournies par les instruments. La comparaison de ces dernières avec les éphémérides calculées fournit donc un moyen de contrôle, d'où résulteront, soit des éléments plus exacts, soit au contraire la conviction que Torbite parabolique ne peut rendre compte du mouvement total de Tastre. Dans ce dernier cas, il restera à examiner la question d'une orbite, soit hyperbolique, soit le plus souvent elliptique, pour la représentation exacte de ce mouvement. C'est ainsi qu'un certain nombre de comètes ont été reconnues décrire des ellipses autour du Soleil, c'est-à-dire ont dû être rangées parmi les comètes périodiques du monde solaire.

Disons seulement, puisque nous parlons des orbites elliptiques, que deux éléments doivent s'ajouter aux éléments des orbites paraboliques, pour que la courbe soit déterminée. C'est, d'une part, l'excentricité dont nous avons donné plus haut la définition, et qui, jointe à la distance périhélie, permet de calculer le grand axe de l'orbite; c'est d'autre part la durée de la révolution, durée qui est liée à la valeur trouvée pour le grand axe par la troisième des lois de Kepler *.

Ceci nous amène à dire un mot d'une question qui a toujours été assez mal comprise du public, malgré les explica-

i. Voici, par exemple, le tableau des éléments elliptiques de la comète à courte période de Tempel, 1867 H, pour son retour de mai 1873 ; e est Texcentrité, a le demi grand axe :

Passage au périhélie 1873. Mai 9,7/Si218.

Q 101° 12' 50" J Durée de la

t 9° 12" 6" > révolution

Mouvement direct D.