LA COMÈTE DE PAYE

comète la fameuse comète disparue de 1770 ou de Lexell. Mais plus tard M. Le Verrier démoutra qu'il n'y avait rien de commun entre ces deux astres. L'absence d'observations antérieures paraît donc seulement prouver qu'à ses apparitions antérieures, la comète de Faye ne s'était point trouvée dans des conditions convenables pour être aperçue, ce qui après tout se comprend fort bien d'un astre assez faible pour n'être visible que dans les télescopes.

Son orbite présente deux particularités assez remarquables. C'est d'abord la moins excentrique de toutes les orbites cométaires connues, ainsi que nous avons eu déjà l'occasion de le faire remarquer en mettêuit en regard les ellipses décrites par elle et par la petite planète Polymnie (fig. 1 5). En outre, elle a une distance périhélie assez considérable (1,682) : à l'époque de son passage au point de son orbite le plus rapproché du Soleil, la comète en est plus éloignée de onze millionsde lieues que Mars périhélie, de huit millions huit cent cinquante mille lieues que Mars à sa moyenne distance. A l'aphélie, elle s'en va au delà de l'orbite de Jupiter, comme du reste toutes les antres comètes périodiques, à l'exception de la comète d'Encke : elle dépasse alors cette orbite de plus de moitié de la distance du Soleil à la Terre, c'est-à-dire d'environ 20 millions de lieues. Ce qui a fait, en 1843, remarquer surtout la forte distance périhélie de la comète de Faye, c'est que, cette même année, on vit la grande comète de 1843 s'approcher du Soleil à 263 000 lieues seulement de son centre, de sorte que le noyau nébuleux n'était pas à une distance de la surface de la photosphère solaire supérieure à 84 000 lieues : c'était moins que la distance de la Terre à la Lune.

La comète de Faye revint à son périhélie le 2 avril 1851 à deux heures du matin, un jour environ après l'époque que M. Le Verrier avait calculée pour ce passage, en tenant

lOi LES COMÈTES

compte des perturbations subies par l'astre de la part de Jupiter. Elle a été revue en 1858, puis en août 1865 et enfln au mois de septembre 1873. La période de sa révolution est de 7"*,413 ou 2708 jours, c'est-à-dire de 323 jours plus longue que celle de la planète Sylvia, la plus éloignée du Soleil des petites planètes qui circulent entre Mars et Jupiter.

En étudiant avec soin les trois premières apparitions successives de la comète de Faye, un astronome suédois, M. Axel MôUer, a reconnu dans les variations de l'orbite l'impossibilité d'expliquer par la seule attraction les mouvements de la comète. Il y a donc lieu, comme pour la comète d'Encke, de rechercher la cause de cette perturbation : cette question intéressante sera traitée dans un chapitre ultérieur, où nous dirons quelles hypothèses ont été jusqu'ici proposées pour rendre compte de telles anomalies.

§ VI — Comète de Brorsen

Découverte de la comète de cinq ans et demi, en 18â6, par Brorsen. — L'identité supposée avec la comète de 1532 fait soupçonner des éléments elliptiques; calcul de ces éléments. — Retours de la comète au périhélie, eo 1851, en 1868 et en 1873.

C'est dans l'ordre de leur découverte que nous passons en revue les comètes périodiques du monde solaire, oelles du moins dont le retour a été constaté par l'observation et qui ont pu justifier les prédictions du calcul.

Nous arrivons de la sorte à une comète qui porte aussi le nom de l'astronome qui Ta découverte à Kiel, le 26 février 1846, à la comète de Brorsen, dont la période a une durée comprise entre celles d'Encke et de Paye. Elle fait en effet sa révolution autour du Soleil en 5 ans et demi, plus exactement en 5""%483, ou 2002 jours.