LA COMÈTE DE HALLEY
que du passage au périhélie, en tenant compte des actions perturbatrices des planètes. Parmi les causes troublantes inconnues que Clairaut n'avait pu calculer, mais qui entrèrent dans les recherches des deux savants qu'on vient de citer, figure la planète Uranus, découverte par W. Herschel en 1781. D'après M. Damoiseau, la comète devait passer au périhélie le 4 novembre ; d'après M. de Pontécoulant, ce devait être le 13 novembre 1835. Deux autres astronomes.
PiG. IS. — La comète de HBllej, ta 183S. — 1. Vue 1 Ttril na lo 3t octobre. — 3. Vue au téleteope le mène jour.
Lehmann et Rosenberger, avaient fixé les dates du 1 1 et du 26 novembre. Dès le 5 août, la comète était vue dans le ciel de Rome. Les observations ont donné pour la date exacte du passage au périhélie, le 16 novembre, à dix heures et demie du malin; c'est une difiercnce de moins de trois jours entre l'observation et le résultat du calcul', lien résultait un accroissement de 69 jours sur la longueur de la période pré -
1. En reprenant it nouveau le calcul des perturbations, H. de Pontécoulant a trouvé, par ses Tormules, qu'il avait dd s écouler 38 000 j., 66 entre les passages au péribèlie de 1835 e[ de 1759. L'observation a donné S8 006 jour» : U différence qui n'est que de 2/3 de jour montre aaseï quels progrès ont fait à la fois les mélbodes analytiques et les procédés d'observation.
cédente, qui s'était élevée à 27 937 jours; cet accroissement provenait de deux actions opposées :
1** D'une augmentation de 135 j., 34 due à l'action de Jupiter;
T D'une diminution de 66 j., 30 provenant de l'action de Saturne, de l'action d'Uranus et enfin de celle de la Terre.
La durée de la dernière période s'est trouvée égale à 76 ans et 135 jours ou 4 mois et demi. Une période égale assignerait, pour son retour au prochain périhélie, la date du 29 mars 1912. Mais cette date se trouvera modifiée par les perturbations propres à cette période : Jupiter aura sur la marche de la comète une action retardatrice considérable, et la révolution qui s'accomplit maintenant sera la plus courte de toutes celles qu'on a observées : elle sera de 27 216 jours 92, c'est-à-dire à peine de 74 ans et 6 mois. Ceci reporte, d'après les calculs de M. de Pontécoulant, la prochaine apparition au 24 mai 1910, vers neuf heures du matin * . En remontant au contraire dans le passé et en consultant les annales et les chroniques, on a retrouvé plusieurs apparitions de la comète de Halley dont voici les dates, les unes à peu près certaines, les autres plus douteuses :
Le 8 juin l/i56
Le 9 novembre 1378
En décembre 1301
En septembre 1152
En mai 1066
En septembre 989
En juin 760
En octobre 68/i
En juillet Ixbi
En mars 1/il
En janvier 66 En octobre de Fan 12 Avant J.-C.
Halley avait déjà signalé cette apparition.
D'après les recherches d*E. Biot et de Laugier. D'après les recherches d'E. Biot et de Laugier.
D'après les recherches d'E. Biot et de Laugier.
D'après Hind
D'après les recherches d'E. Biot et de Laugier.
1. Les éléments de l'orbite calculés pour cette époque par le môme géomètre donnent le 16 mai 1910 vers onze heures du soir.
LA COMÈTE D'EXCKE 05
Outre ces dates, Hind donne encore celles-ci comme répondant probablement à des apparitions anciennes de la même comète : 1223, 912, 837, 608, 530, 373, 295, 218.
Les périodes que supposent ces apparitions, notamment celles de 1456, 1378, 760, 451, ont une durée d'environ 77 ans 1/4, notamment plus longue que celle des trois ou quatre dernières révolutions *. M. Laugier se demande si la diminution qu'il faudrait admettre alors, n'aurait pas la même cause que celle qu'on assigne à la diminution analogue subie par la comète d'Encke, c'est-à-dire la résistance de Téther; ou si, comme le pensait Bessel, elle serait due à une déperdition de matière abandonnée par la comète dans l'espace, dans le cours de ses révolutions successives. Ce sont des questions d'un haut intérêt pour l'astronomie physique : on les trouvera traitées plus loin.
§111 — La comète d'Encke ou comète a courte période
Découverte de ridenlité et de la périodicité des comètes de 1818, 1805, 1795 et 1786 ; Arago et Olbers. •— Encke calcule Tcllipse décrite par la comète. — Epoque des vingt retours jusqu'à 1873. — Diminution successive de la période de la comète d'Encke.
Un des plus laborieux observateurs et chercheurs de comètes, Pons, découvrit à Marseille en 1818 une comète qui passait au périhélie le 27 janvier suivant, et dont Jes éléments paraboliques comparés à ceux des comètes cataloguées à cette époque fit bientôt soupçonner qu'elle avait
1. De Tan 12 av. J.-C. k Tannée 1835, il s'est écoulé 18/i7 ans 515, formant un ensemble de 2Zi révolutions de la comète de Halley. La durée moyenne serait alors de 76 ans 96.
été déjà observée eu 1 805. Cest Arago qui en fit la remarque au Bureau des longitudes, quand Bouvard présenta les éléments paraboliques du nouvel astre, et Olbers, en faisant la même remarque en Allemagne, ajouta que c'était sans doute aussi la comète observée en 1795 et en 1786. Voici du reste quels étaient les éléments des comètes de 1818 et de 1805:
IttS 1805
Longitude du périhéUe ihh* 15' là?» 51'
Longitude du nœud 3*i9« 5' 3A0« il'
Inclinaison lA* 48' 15* 36'
Dislance périhéUe 0,353 0,378
Sens du mouvement Direct Direct
La ressemblance était trop frappante pour qu'on ne cber^ chat point à déterminer la périodicité de Tastre nouveau. Le calcul des éléments elliptiques de Forbite fut fait par Encke, astronome de l'observatoire de Gotha, et c'est la raison qui a fait donner à la comète le nom de comète d Encke; maison la nomme aussi quelquefois comète à courte période ^ par opposition à la comète d'Halley dont la durée de révolution est beaucoup plus longue. La comète d'Ëncke parcourt en eflfet son orbite en 1210 jours environ ou 3 ans, 3. « En ayant seulement égard, dit Poisson, à la rapidité de ses révolutions successives, cet astre pourrait être considéré connue yue planète ; mais on a continué de le ranger parmi les comètes, à cause des apparences qu'il présente, et parce qu'iY ^nest pas visible pour nous dans toutes les parties de son orbite. » A l'époque en eflFet où Poisson écrivait son rapport, on croyait encore à l'extrême allongement de toutes les orbites cométaires, et dès lors il semblait improbable qu'une comète pût avoir une révolution d'une aussi courte durée. Mais les observations successives de ses retours vinrent lever tous les doutes, et bientôt de nouvelles comètes
• F,A IIOMÈTE 1)'EN(;KE îi7
périodiques furent découvertes qui justifièrent la possibilité d'orbites cométaires comparables, pour leur faible excentricité relative, aux orbites des planètes mêmes.
Le premier retour de la comète à courte période à sou périhélie eut lieu vers la fin de mai 1822. Eucke calcula l'époque de ce retour et les éphéinérides ; puis, tenant compte des perturbations que la comète avait dû subir, dans sa révolution précédente, par le fait de son passage dans le voisinage de Jupiter, il montra que sa période s'en trouverait
FiG. 17. — U comèU d'Encke, i ton pttuge de 1838. U ISaoiU.
allongée d'environ neuf jours. De plus, la comète devait être invisible en Europe, et en effet, elle ne fut observée que dans l'hémisphère austral (en Australie).
Voici , d'apvèsV Annuaire du bureau des longitudes de i 872, les époques des passages au périhélie de la comète depuis sa découverte en 181 8, jusqu'au dernier et au prochain passage:
27 janvier
2S novembre
23 mai
15 mars
1" juillet
10 janvier
18 octobre
U mai
6 Tévrier
26 août
28 mai
19 décembre
14 septembre
12 avril
29 décembre
10 ooûl
12 avril
En y joignant les apparitions antérieures de 1786, 1795 et 1 805, cela fait en tout vingt retours constatés ; mais, depuis la première date, vingt-sept révolutions consécutives se sont réellement succédé. Or, si Ton note les intervalles exacts des passages au périhélie, et qu'on en déduise les durées des périodes correspondantes, bn trouve le tableau suivant, calculé par Encke :
De 1786 à 1795 3 fois 1212,63
1795 1805 3 fois 1212,50
1805 1819 U fois 1212,02
Il y a là le témoignage d'un fait qui est d'une haute importance. La période de la comète va en diminuant sans cesse : cette diminution doit-elle continuer toujours, et s'il en est ainsi, quelle loi suit cette altération continue de l'orbite? Une diminution dans le temps périodique d'un astre ne peut avoir lieu sans qu'il y ait, en vertu des lois de Kepler, une diminution correspondante dans la longueur du grand axe, dans la moyenne distance de la comète au Soleil. Faut-il croire qu'un jour la comète d' Encke, se rapprochant indéfiniment du foyer de notre monde, doit aller se précipiter dans sa masse? Ces questions intéressantes et cette hypothèse ont été étudiées, à divers points de vue, par plusieurs astronomes qui ont cherché la cause physique de la diminution
LA COMÈTE DE BIELA îl9
que je viens de signaler. C'est un point sur lequel nous reviendrons plus loin : il intéresse Téconomie même du monde solaire.
§ IV — Comète de Biela ou de Gambart
Histoire de sa découverte; son identification avec la comète de 1805. — Calcul de ses éléments elliptiques par Gambart. — Apparitions antérieures à 1826. — Particularités relatives aux apparitions de 1832, 18il6 et 1872.
La seconde comète périodique avait été reconnue telle 114 ans, et revue 60 ans après la première : il ne s'écoula que sept ans entre la découverte de la comète d'Encke et celle de Biela ou de Gambart, qu'on aurait pu appeler encore comète à courte période, puisqu'elle effectue chacune de ses révolutions en moins de sept années.
C'est à un major autrichien, du nom de Biela, qu'est due la première observation du nouvel astre, faite à Johannisberg, le 27 février 1 826 : la comète fut vue dix jours après à Marseille par l'astronome français Gambart. Celui-ci, après avoir calculé les éléments de l'orbite parabolique, reconnut immédiatement leur ressemblance avec ceux de Torbite d'une comète qui avait été observée en 1805 et en 1772. Voici les éléments comparés de ces trois orbites :
Longitude du périhélie 108« 6' 109» 23' 106*» 20'
Longitude du nœud ascendant. . . 252» 63' 250» 33' 267» 56'
IncUnaison 19«> 0' 16» 31' 16° 39'
Distance périhélie 1,018 0,89 0,95
Setis du mouvement Direct Direct Direct
J'insiste sur ces comparaisons pour montrer par des exemples comment s'emploie la méthode la plus simple de détermination des orbites périodiques des comètes, méthode
KNi LES COMETES
pui*emeut indicative et provisoire, à laquelle on substitue aussitôt les calculs directs. Ces calculs furent effectués pour la comète de 1826 par Gambart et par Clausen *, qui trouvèrent Tun et l'autre des résultats concordants, et assignèrent à la durée de la révolution de la comète une période de six ans trois quarts. Le prochain retour au périhélie put donc être prédit par Damoiseau, qui, tenant compte des perturbations, fixa ce retour au 27 novembre 1 832 : la comète y passa en effet seulement un jour plus tôt, le 26 novembre. Ainsi se perfectionnait de plus en plus la théorie des orbites cométaires, basée sur la loi de la gravitation universelle.
En comptant les apparitions antérieures de 1772 et de 1 805, la comète de six ans trois quarts a été observée à sept de ses retours, en 1826, en 1832, en 1846, en 1852 et eu 1872. Elle aurait dû l'être en 1839, en 1859 et en 1866. « En 1839, dit M. Delaunay, elle ne put pas être observée à cause de la position défavorable de son orbite, à l'époque de son passage au périhélie. » Ce passage a du en effet avoir lieu dans les premiers jours de juillet ; or, avant comme après, la comète se trouvait dans la proximité apparente du Soleil, et par conséquent confondue dans ses rayons. La circon-^ stance fut à peu près semblable en 1 859, le passage au périhélie ayant eu lieu aux premiers jours de juin. Enfin, en 1866, bien que la comète ne dût pas être éloignée de la
1. Il est d'usage de donner à une comète périodique le nom du premier astronome qui l'a, non pas vue ou observée, mais reconnue conmie ayant une orbite elliptique. Cette comète, que les astronomes des deux mondes persistent à nommer comète de Biehif devrait donc être appelée comète de Gambart, Ce n'est pas le seul exemple d'injustice dans l'histoire de l'astronomie. Les comètes non périodiques reçoivent ordinairement le nom du premier observateur : on dit la comète de Donati^ la comète de Coggia, Mais de tous les systèmes de dénomination le préférable, à notre avis, est celui qui consiste à distinguer les comètes par le chiffre de l'année où elles ont effectué leur passage au périhélie, en les affectant d un numéro d'ordre, selon la succession des dates. On dit ainsi comète l 1858, comète II 1858, etc. Cet usage coupe court aux petites rivalités ou vanités auxquelles il est fait allusion plus haut.
LA COMÈTE DE FAYE fOI
Terre, aux environs du périhélie (26 janviei^ la comète ne put être vue, et malgré tout le soin qu'on a mis à la chercher avec des instruments puissants, on n'est pas parvenu à la découvrir dans le ciel. Elle a été revue une dernière fois à Madras par M. Pogson, les 2 et 3 du mois de décembre 1872.
L'histoire de la comète de Gambart a fourni à l'astronomie physique des particularités curieuses. A partir de 1846, l'astre s'est trouvé divisé en deux comètes distinctes, qui figurent aujourd'hui dans les catalogues avec leurs orbites particulières. De plus, en 1832, elle a eu, comme la comète de 1773, le privilège de causer des frayeurs qui, à cette époque, n'avaient rien de fondé. Il ne s'agissait de rien moins que de la rencontre de la comète avec la Terre. On a cru, avec plus de raison cette fois, à la possibilité de cette rencontre à la fin de novembre 1872; et si ce n'est point l'une des deux comètes jumelles qui est venue frôler notre globe, tout au moins c'est un de leurs fragments. Je me borne ici à une simple mention de ces événements singuliers, qui seront traités plus loin avec les développements que mérite chacun d'eux.
§ V — Comète de Faye
Première comète dont la périodicité ait été & la fois trouvée du premier coup par lo calcul et Tériflée par Tobservation. — M. I>e Verrier démontre qu'elle n*a rien de commun avec la comète de Lexell. — Faiblesse de Texcentricité de la comète de Faye et grandeur de sa distance périhélie. — Époques de ses retours. — Perturbations dans le mouvement de la comète de Faye, reconnues par M. À. Môller et inexplicables par la seule gravitation : problème à résoudre.
Voici, d'après une note d'Arago insérée en 1844 dans les Comptes rendus de F Académie des sciences, l'histoire des premières recherches relatives k la quatrième comète périodique :
lOS LES COMÈTES
« Cet astre a été découvert à l'observatoire de Paris par M. Faye, le 22 novembre 1843. Ce jeune astronome s'empressa d'en calculer les éléments paraboliques. A mesure que les observations se multiplièrent , M. Faye reconnut que la parabole était complètement insuffisante pour représenter la suite des positions que la comète avait occupées^ et il annonça qu'il déterminerait lorbite elliptique aussitôt que, l'état du ciel ayant permis de suivre le nouvel astre dans des régions suffisamment éloignées de celles où on l'avait aperçu d'abord, personne ne pourrait élever de doute sur la certitude du résultat. C'est donc à multiplier des observations devenues excessivement difficiles par la faiblesse de la comète que M. Faye s'attachait de préférence. Les choses en étaient à ce point, lorsqu'une lettre de M. Schumacher nous a appris qu'un élève de M. Gauss, M. le docteur Goldschmidt, a déjà calculé une orbite elliptique, en se servant de l'observation de Paris du 24 novembre, et de celles du l*"*^ et du 9 décembre faites à Altona. »
Ainsi, voilà une comète dont la périodicité a été du prenfier coup reconnue par le calcul, sans comparaison avec les éléments de comètes antérieurement observées. Comme la période de sa révolution est assez courte, puisqu'elle est moindre que sept ans et demi (7*"% 413), on s'étonna qu'elle n'eût point été vue auparavant ; et comme d'ailleurs, à son aphélie, il semblait qu'elle avait dû se trouver très-voisine de l'orbite de Jupiter, on crut que l'orbite avait été influencée par c< ce dominateur du système solaire » , et, de parabolique qu'elle était sans doute auparavant, était devenue elliptique et périodique. Mais, en réalité, suivant les calculs de M. Goldschmidt, la comète de Faye ne s'était pas trouvée à une distance de Jupiter inférieure à vingtquatre millions de lieues, et l'on dut renoncer à cette hypothèse. M. Valz crut même reconnaître dans la nouvelle
