COMÈTES PÉRIODIQUES NON REVUES

lement probable, elles ont été troublées dans leur marcbe par le voisinage des masses planétaires, perturbations qui peuvent altérer considérablement leurs.périodes, ou même les rejeter hors de la spbère d'attraction du Soleil, hors du monde solaire dont elles faisaient peut-être jusqu'alors momentanément partie.

D'autres comètes, sans pouvoir être assimilées à des comètes déjà observées, ont des orbites elliptiques déterminées par le calcul ; mais les mêmes raisons que nous venons d'énumérer n'ont pas permis de les revoir, c'est-à-dire qu'elles ont des périodes beaucoup trop longues, ou se sont trouvées sous l'influence de causes perturbatrices.

Nous allons passer en revue les principales comètes de ces deux catégories, en les rangeant pour plus de clarté en trois classes :

1*" Les comètes à courtes périodes ^ c'est-à-dire celles qui effectuent leurs révolutions en quelques années, comme les huit dernières comètes périodiques décrites plu s haut : toutes les comètes de cette première classe sont des comètes intérieures, parce que leurs orbites ne dépassent point les limites connues des orbites planétaires, en d'autres termes, parce que, à leur aphélie, elles sont encore à une distance du Soleil moindre que la distance de Neptune ;

2** Les comètes à périodes moyennes y c'est-à-dire décrivant leurs orbites en moins de deux siècles, comme la comète de Halley : ce ne sont déjà plus des comètes intérieures ;

Enfin, 3" les comètes à longues périodes , dont les révolutions dépassent deux siècles et s'élèvent jusqu'à des centaines de mille et même à des millions d'années. Ces dernières vont se plonger dans l'espace à des distances énormes qui dépassent de beaucoup les limites du monde planétaire.

§11 — Comètes intérieures ou à courtes périodes,

non encore revues

Comètes perdues ou égarées : comète de 17 A3; comète de Lexell on de 1770; perturbttions causées par Jupiter; eu 1767 TacUon de Jupiter accourctt la période, et en 1779 la modifie en sens opposé. -* Comète de Vico ; comètes à courtes périodes de 1783, de 18A6, de 1873.

Pendant le mois de février 1743 on observa, à Paris, à Bologne, à Vienne et à Berlin, une comète dont les éléments paraboliques furent calculés par Struyck et par La Caille. Un géomètre de notre époque, M. Clausen, a reconnu dans cet astre une comète à courte période effectuant sa révolution eu 5 ans et 5 mois. Est-ce, comme on Ta supposé, la même comète qui a été revue en novembre 1819? En ce cas, sa révolution aurait été notablement altérée, puisque les calculs d'Encke assignent à cette dernière une révolution d'environ 4 ans et 10 mois.

La comète dont nous allons parler maintenant est célèbre dans l'histoire de l'astronomie. Voici, d'après un mémoire de M. Le Verrier, les circonstances de sa première apparition :

ce Messier aperçut, pendant la nuit du 14 au 1 5 juin 1 770, une nébulosité située dans la constellation du Sagittaire, et qu'on ne pouvait distinguer à simple vue; c'était une comète qui commençait à paraître. Le 17 juin, le nouvel astre se présentait entouré d'une atmosphère dont le diamètre s'élevait à 5' 23" environ. Au centre apparaissait un noyau : sa lumière avait le brillant de celle des étoiles ; Messier en estima le diamètre à 22 secondes de degré.

» La comète cependant s'approchait rapidement de la Terre. Le 21 juin, on l'apercevait à la simple vue, et ti*ois

jours après, elle brillait déjà comme les étoiles de seconde grandem*. Le diamètre de la nébulosité, qui n'était encore que de 27 minutes, grandit successivement jusqu'à atteindre 2* 23' dans la nuit du 1" au 2 juillet. Mais, tandis que le diamètre apparent de la nébulosité croissait ainsi , suivant les lois de l'optique, en raison inverse de la distance de l'astre à la Terre, le diamètre du prétendu noyau demeurait, au contraire, à peu près invariable.

» A partir du 4 juillet, la comète se perdit dans les rayons du Soleil et cessa momentanément d'être visible. Pingre calcula sur les observations de Messier une orbite parabolique. On reconnut que la comète redeviendrait visible dans le mois d'août, et Messier put l'observer de nouveau le 4 de ce mois. Depuis cette époque, il la vît presque sans interruption; mais, comme elle s'éloignait de plus en plus du Soleil et de la Terre, elle cessa d'être sensible dans les premiers jours d'octobre.

» Ou n'aperçut, avant l'instant du passage au périhélie, aucun indice de queue. Mais du 20 août au l" septembre la comète présenta une queue assez faible, dont la longueur était d'environ un degré.

» Les éléments paraboliques, donnés par Pingre, satisfaisaient aux premières observations, mais ils s'éloignaient beaucoup des dernières. D'autres éléments, calculés par Slop, Lambert, Prosperin et Widder, n'offraient pas plus de précision. Généralement, on rejeta toutes les difficultés sur un dérangement de l'orbite, causé en juin par Faction de la Terre. Prosperin soupçonna cependant que l'orbite de la comète pourrait bien être elliptique ; mais il s'en tint à cette hypothèse, sans rien vérifier.

» Lexell enfin reconnut que la comète se mouvait dans une ellipse qu'elle parcourait en 5*", 585 (un peu plus de 5 ans et demi). Et rejetant, avec Dionis du Séjour, la

supposition que Factiou perturbatrice de la Terre eut pu altérer considérablement cette orbite, il prouva : 1"" qu'on satisfaisait à toutes les observations avec une ellipse de cinq ans et demi ; 2^ qu'il était impossible d'admettre une révolution de cinq ou six ans, sans introduire dans la théorie des différences considérables avec l'observation.

» Mais, disait Messier, si la durée de la révolution de cette comète n'est que de cinq ans et demi, comment se fait-il qu'on ne l'ait observée qu'une fois? C'est une objection bien forte à opposer aux recherches de M. Lexell. »

» Lexell répondait : « Comme la distance aphélie de la comète au Soleil est presque égale à la distance de Jupiter à cet astre, il naît de là un soupçon qu'il a pu se faire que le mouvement de cette comète fût autrefois dérangé par l'action de Jupiter, de manière qu'elle eût décrit une orbite toute différente de celle qu'elle parcourt actuellement. On trouve, par le calcul, que cette comète a été en conjonction avec Jupiter le 27 mai 1767, et que la distance de l'un à l'autre n'était que ^ de la distance de la comète au Soleil ; d'où, en ayant égard aux masses de Jupiter et du Soleil, on conclut que l'action de Jupiter a été assez forte pour chaoger le mouvement de la comète d'une manière sensible. » Lexell indiquait encore qu'une seconde approximation de la comète à Jupiter pourrait avoir lieu vers le 23 août 1779, et que cette circonstance empêcherait peut-être la comète de revenir à son périhélie en 1781, comme cela devrait avoir lieu sans les perturbations. Et effectivement, les astronomes attendirent vainement le retour de cette comète en 1 78 1 et 1782.»

La comète de Lexell ou de 1770 n'a point été revue non plus depuis la fin du siècle dernier. C'est donc une comète sin&à perdue, tout au moins égarée , et l'on conçoit tout l'intérêt qu'a présenté aux astronomes ce problème de savoir ce

qu'elle était devenue. Plusieurs géomètres en ont, après Lexell, tenté la solution : Burckardt, Laplace et, en dernier lieu, M. Le Verrier. D'après Laplace, c'est l'action de Jupiter, en 1767, qui a rendu la comète visible en diminuant sa distance périhélie; c'est la même action qui aurait, en 1779, augmenté la même distance, rendant l'astre pour toujours invisible.

M. Le Verrier a repris à nouveau la question : il a cherché quelles furent, en 1770, les perturbations causées par la Terre, dont la comète s'était approchée à une distance qui ne dépassait pas sept fois la distance de la Lune, moins de 700000 lieues. Puis, cherchant quelle a pu être l'influence de la masse de Jupiter au second passage de la comète à son aphélie en 1779, et pendant les deux années précédentes, il a montré que les perturbations produites pendant les vingthuit derniers mois avaient été considérables, et avaient dû changer complètement l'orbite de la comète.

« Dès le 28 mai 1779, dit-il, la comète se précipite avec rapidité vers Jupiter, dans une orbite de second ordre. » Cette orbite secondaire était une hyperbole, courbe à branche infinie comme on sait, de sorte « qu'il est impossible que la comète soit devenue un satellite de Jupiter, ainsi qu'on l'avait supposé. » Etait-elle allée heurter la puissante masse, ou traverser tout au moins la région que circonscrivent les orbites de ses quatre satellites? A ces questions, M. Le Verrier répond que cela n'est point impossible absolument, mais que cela est fort peu probable, et qu'ainsi les conséquences tirées de l'affirmative, relativement à l'excessive petitesse de la masse de la comète, sont très-hasardées. »

Suivant son premier mémoire, il y a tout lieu de penser que la comète de 1770 n'a pas été enlevée à notre système solaire.

Mais alors n aurait-elle point été revue depuis? Dans le

nombre des comètes aperçues depuis 1780, n'en est-il pas qui sont identiques avec la comète de Lexell? Si leurs éléments ne sont plus semblables, il n'y a à cela rien d'étonnant, étant forcément admises les perturbations subies par l'astre pendant son retour à l'aphélie en 1779? Un premier examen avait fait croire à l'identité des comètes de Lexell et de Faye : M. Le Verrier a prouvé le contraire en étudiant la marche qu'avait dû suivre ce dernier astre avant sa découverte en 1 843, en faisant voir qu'il « faut remonter jusqu'en Tannée 1 747 pour trouver l'époque où la comète de Faye a commencé (sous l'influence de Jupiter) l'ellipse restreinte dans laquelle nous l'avons observée de nos jours ».

Voilà donc une comète qui est comme perdue pour notre monde, ou tout au moins pour les astronomes ; car si elle revient jamais, sera-t-il possible d'en reconnaître l'identité?

Une comète fut découverte le 22 août 1844 à Rome par l'astronome De Vico. Les éléments elliptiques calculés par MM. Faye et Brunnow ont prouvé que la période de révolution était seulement de cinq ans et demi (plus exactement 1996 jours), de sorte qu'abstraction faite des perturbations, la comète devait revenir au périhélie en février 1 850, puis en août 1 855, janvier 1 861 , juillet 1 866, et décembre 1 871 ; son prochain passage au périhélie devrait être attendu pour le mois de juin 1 877. Elle n'a été revue ni au premier de ses retours probables, ni aux suivants. C'est donc encore tout au moins une comète égarée. On a supposé aussi que la comète de Vico est une apparition nouvelle de celle de Lexell, avec laquelle elle offrait de vagues ressemblances. D'après M. Le Verrier, ce sont deux astres différents l'un de l'autre. Le même savant n'admet point les conclusions de Mauvais et de Laugier, qui considéraient la comète de 1 844 comme identique avec celle de 1585. Mais il regarde comme très-pro-