Ciel, 4" parlie

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cette comète fameuse que la puissante attraction de Jupiter força une première fois à décrire une orbite elliptique a courte période, et qu'une action ultérieure du même astre renvoya à tout jamais dans les profondeurs du ciel. Non seulement la comète n'exerça aucune action sur la masse de Jupiter aux deux époques de ses passages dans son voisî— nage, en 1767 et en 1779, mais elle ne troubla en aucune façon les mouvements d'aucun des quatre satellites *. Mais la même comète, en 1770, passa fort près de la Terre; sa plus petite distance à notre globe n'a été, en effet, que la soixantième partie de celle de la Terre au Soleil, 2 450000 kî^ lomètres ou 610000 lieues, c'est-à-dire à peu près six fois la distance de la Lune. De toutes les comètes observées, la comète deLexell est celle qui a le plus approché de la Terre; celle-ci aurait dû éprouver une action sensible, si la masse de la comète eut été comparable à celle de notre globe. « En supposant ces deux masses égales, dit Laplace, l'action de la comète aurait accru de 11612" (centésimales) la durée de l'année- sidérale. Nous sommes certains par les nombreuses comparaisons des observations, que MM. Delambre et Burckhardt ont faites pour construire leurs tables du Soleil, que depuis l'année 1770 l'année sidérale n'a pas augmenté de 3" (2",6 sexagésimales); la masse de la comète n'est donc pas ^ de celle de la Terre ^. »

1. D'après les calculs de Burckbardt, faits à Tinstigalioa de Laplace, la comète aurait traversé le système des satellites de Jupiter en 1779, puisqu'elle se serait approchée de la planète à une distance inférieure au rayon moyen de Torbite du quatrième satellite. Mais il résulte des recherches de M. Le Verrier, publiées en 18/i/i, que cette distance a été en réalité au moins égale à trois fois et demie ce rayon. Les conséquences qu'on en tirait sur la faible masse de la comète de Lexell n'ont donc plus la même portée.

2. « Non-seulement, dit ailleurs Laplace, les comètes ne troublent point sensiblement, par leurs attractions, les mouvements des planètes et des satellites ; mais si, dans l'immensité des siècles écoulés, quelques-unes d'elles ont rencontré ces corps, comme cela est très-vraisemblable, il ne paraît pas que leur choc ait eu sur ces mouvements une grande influence. Il est difficile

§11 — Méthode d'évaluation des masses gométaires

par des considérations optiques

Masses de la comcte d'Eiicke et de la comète du Taureau, évaluées pnr M. Rabinct.

Objections que soulève cette méthode d'évaluation.

Voilà donc une première évaluation des masses cométaires déduites des perturbations réciproques que les comètes et les planètes exercent sur leurs mouvements respectifs. Elle montre que les comètes semblent avoir de très-faibles masses, puisque, fortement troublées elles-mêmes dans leur marche quand elles s'approchent d'une planète, elles ne paraissent point avoir eu jamais aucime influence sensible sur le mon-

de ne pas admettre que les orbes des planètes et des satellites ont été presque circulaires dès leur origine, et que leur petite ellipticité ainsi que la commune direction des mouvements d'occident en orient, dépendent des circonstances primitives du système planétaire. L'action des comètes et leur choc n'ont point changé ces phénomènes, et cependant, si l'une de celles qui ont rencontré la Lune, ou un satellite de Jupiter, eût eu une masse égale à celle de- la Lune, il n'est pas douteux qu'elle eût pu rendre leurs orbes très-excentriques. L'astronomie nous offre encore deux autres phénomènes très-remarquables, qui paraissent dater de l'origine du système planétaire, et qu'un choc assez peu considérable aurait fait disparaître : je veux parler de Tégalité des mouvements de rotation et de révolution de la Lune, et de la libration des trois premiers satellites de Jupiter. Il est aisé de voir que le choc d'une comète dont la masse ne serait qu'un millième de celle de la Lune, suffirait pour donner des valeurs très-sensibles à la libration réelle 'de la Lune et à celle des satellites. Nous devons donc être rassurés sur l'influence des comètes, et les astronomes n'ont aucune raison de craindre qu'elle puisse nuire à l'exactitude des tables astronomiques. » (Mécanique céleste, t. IV, p. 256.)

Il y a dans le système planétaire une anomalie dont Laplace ne parle point, et qu'on pourrait peut-être considérer comme produite par la perturbation due à la rencontre d'une comète. Nous voulons parler de la forte inclinaison et du mouvement rétrograde des satellites d'IJranus. l'ne telle hypothèse ne nous parait point invraisemblable, et alors il est clair que les conséquences tirées par Laplace de l'uniformité et de la constance des mouvements des planètes et de leurs satellites^ pour déterminer un maximum des masses des comètes, se trouveraient réellement invalidées.

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vement de cette dernière. Mais, par le nombre trouvé pour la masse de la comète de Lexell, nombre qui est, à la vérité, un maximum, on peut voir de combien il s'en faut qu'une comète puisse être considérée comme un rien visible , selon l'expression énergique dun savant contemporain, M. Babinct. La oOOO"*' partie de la masse du globe terrestre équivaut à la ÔO"** partie de la masse de la Lune; c'est une quantité qui est loin, on en conviendra, d'être négligeable.

Pour justifier son expression, M. Babinet s'appuyait sur les considérations d'optique suivantes. Il rappelait les faits que nous avons nous-mêmes constatés, d'étoiles de trèsfaible éclat vues au travers des nébulosités cométaires, sans que leur lumière ait perdu de leur intensité. Considérant, par exemple, la comète d'Encke qui avait en 1 828 l'aspect d'une masse nébuleuse globulaire de 500000 kilomètres de diamètre, et au travers de laquelle Struve avait vu, sans noter aucune diminution d'éclat, une étoile de onzième grandeur, M. Babinet faisait le raisonnement suivant. La nébulosité cométaire n'ayant altéré en rien l'intensité lumineuse de l'étoile, on doit en conclure que sa propre intensité n'était pas la 60"'' partie de la première; or, l'atmosphère illuminée par la pleine Lune fait disparaître toutes les étoiles audessous de la 4"'' grandeur, et cependant la lumière lunaire n'a, selon WoUaston, qu'un pouvoir éclairant 800000 fois moindre que celui du Soleil. Tenant compte enfin des épaisseurs comparées de l'atmosphère et de la comète, Fhonorable académicien arrivait à celte conclusion : « que la substance d'une comète ne pouvait être évaluée en densité à une quantité aussi élevée que celle de notre atmosphère, diminuée par l'énorme diviseur quarante-cinq millions de millia?'ds. » A ce compte, la comète d'Encke ne pèserait guère que douze cents tonnes !

La même méthode d'évaluation des masses cométaires,

par des considérations optiques, a été encore appliquée par M. Babinet à la comète de 1825, dite la comète du Taureau. Nous avons vu que cette comète, interposée au-devant d'une étoile de 5"™"* grandeur, n'en altéra point l'éclat d'une manière sensible. L'étoile en question n'avait donc pas perdu une demi-grandeur, autrement dit le cinquième de sa lumière; elle avait donc conservé au moins les 4/5 de son éclat normal; or sa lumière traversait alors une couche d'environ 8000 kilomètres d'épaisseur, c'est-à-dire mille fois aussi grande que l'épaisseur de l'atmosphère supposée ramenée à la densité de l'air à la surface du sol. Et comme on admet que la lumière, dans son trajet perpendiculaire au travers de l'atmosphère, perd plus du quart de son intensité, il en résulte que l'étoile aurait dû être réduite à une intensité égale à la fraction (7)*""% si la densité de la nébulosité cométaire valait celle de l'air. Cette densité est donc énormément moindre, et, pour l'exprimer, M. Babinet prend une fraction ayant pour numérateur l'imité et pour dénominateur un nombre supérieur à l'unité suivie de 125 zéros. « Lorsque M. Ilerschel, conclut-il, dans son dernier ouvrage sur l'astronomie, avait parlé de quelques onces pour la masse de la queue d'une comète, il avait trouvé à peu près autant d'incrédules que de lecteurs. Cependant sou évaluation est bien exagérée en comparaison de la détermination qui précède. »

Nous ne voulons pas rechercher si les calculs auxquels conduisent ces ingénieuses méthodes sont basés sur des points hors de toute contestation, si la densité est bien proportionnelle à l'éclat lumineux, si la substance dont les nébulosités cométaires sont formées est assimilable à celle des gaz que nous connaissons , tant sous le rapport de leur composition moléculaire qu'au point de vue de leurs propriétés optiques respectives. Mais, en admettant la légitimité de la

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conclusion y il faudrait en tout cas reconnaître que cette conclusion ne peut s'appliquer qu'à la comète de 1 825 et à la comète d'Encke, ou tout au plus aux comètes qui n'ont pas nne intensité lumineuse supérieure à celle de ces deux astres. Toute l'argumentation de Babinet repose en effet sur l'extrême faiblesse de l'intensité des lumières cométaires comparées à l'illumination de l'atmosphère par le Soleil et à la grande épaisseur des nébulosités traversées par des lumières stellaires. Cette argumentation est nulle dès lors pour les comètes très-lumineuses, pour celles par exemple qui ont été aperçues en plein jour, en plein soleil et à l'œil nu; telles furent, nous Tavons vu, les comètes de Fan 43 avant notre ère, des années 1006, 1402, 1532, 1577, 1618, 1744. Telle fut suitout la grémde comète de 1 843, obser\'ée en plein midi à Florence à 1* 23' du Soleil. La première comète de 1847 a été visible à Londres, dans le voisinage du Soleil. Sans même considérer des comètes aussi éclatantes, n a-t-on pas vu la cinquième comète de 1857, le 8 septembre, sans que le clair de Lune ait gêné en rien l'observation ? Il n'est pas possible

d'assimiler de tels astres à la comète d'Encke, faible nébulosité à peine condensée en son centre *. Est-on certain d'ailleurs que les étoiles vues au travers des nébulosités cométaires n'auraient pas été altérées dans leur intensité, peutêtre même. éclipsées, si l'occultation, au lieu de se faire en un point quelconque de la nébulosité, s'était faite rigoureusement derrière le noyau, dans la partie la plus lumineuse de la tête de la comète. Une occultation de ce genre n'a pas encore été, que nous sachions, constatée avec certitude. Le tort, en pareil cas, est donc de généraliser hors de propos, tandis que tout fait croire que si les masses des comètes sont

1. Cette condensation a été cependant parfois assez forte. M. Faye dit quelque part : « La densité relative du noyau de la comète d'Encke doit être assez notable, puisqu*il peut briller à Toeil nu comme une étoile de 4"° grandeur. »

en général notablement inférieures aux masses planétaires^ rien ne prouve que certaines d'entre elles n'atteignent pas une valeur assez considérable pour produire , dans Thypothèse d'une rencontre avec la Terre, ou avec une autre planète, un choc ou toute autre perturbation sensible.

§ III — Troisième méthode de détermination des masses

Théorie de la formAtion et du développement des atmosphères cométuires sous rinfluence de la gravitation et d'une force répulsive. — Calculs de M. Edouard Roche, pro- Tesseur à la Faculté des sciences de Montpellier. — Masses des comètes de Donati et d'Encke^ évaluées par cette méthode.

Nous allons voir en effet la même question, abordée par une autre méthode, conduire à de tout autres résultats que ceux énoncés par Babinet*. Entre les opinions, d'ailleurs toutàfait conjecturales, des savants des derniers siècles qui faisaient les comètes aussi denses, aussi massives que les planètes, et celles des astronomes contemporains qui en font des riens visibles, il y a place pour une évaluation éloignée des extrêmes et d'ailleurs mieux justifiée.

C'est à l'un de nos savants compatriotes, M. Edouard Roche, professeur à la Faculté des sciences de Montpellier, qu'est due celte méthode de détermination. Dans une suite

1. Voici le passage des Outlines ofastronomy auquel Babinet faisait allusion : « Newton a calculé qu'un globe d'air d'un pouce anglais (O^^jOSô/i) de diamètre, à la densité ordinaire k la surface de la Terre, s'il était réduit à la densité que produirait une élévation au-dessus de cette surface égale à un rayon du globe terrestre, occuperait une sphère dont le rayon dépasserait le rayon de l'orbite de Saturne. La queue d'une grande comète peut donc, pour ainsi dire, consister seulement en quelques livres ou même en quelques onces de matière. » Mais Herschel, on le voit, ne parle ici que des queues, non des atmosphères ni des noyaux des comètes.

fie recherches fort remarquables sur la théorie des phénomènes cométaîres, que nous analyserons plus loin, M. Roche montre qu'il y a un rapport déterminé entre la distance de Fastre au Soleil, sa propre masse et le diamètre de la portion de sa nébulosité soumise à l'attraction du noyau, autrement dit le diamètre de son atmosphère véritable : cette relation a lieu pour des distances du Soleil assez éloîgfnées' pour que la force répulsive, apparente ou réelle, qui engendre les queues, soit négligeable. Un autre élément — la force répulsive — s'y joint quand la comète approche de son périhélie, ou du moins dès qu'elle est assez voisine du Soleil, pour qu'il soit nécessaire de tenir compte de cette force.

S'appuy ant alors sur les observations micrométriques qui ont donné la mesure approchée du diamètre de la nébulosité des comètes de Donati et d'Encke, M. Roche arrive aux résultats que nous allons transcrire.

Rapportée à la masse de la Terre, la masse de la comète de Donati serait égale à 0,000047, c'est-à-dire à peu près à la vingt-millième partie de la première, ou 53 fois environ la masse de l'atmosphère terrestre. Evaluée en eau, elle équivaudrait à une sphère de 400 kilomètres de rayon : c'est un poids de 268 millions de milliards de tonnes. Nous voilà loin des quelques kilogrammes de Babinet ! Quant à la densité, M. Roche la déduit des mesures du noyau et de la nébulosité qui, en octobre 1858, étaient à peu près respectivement de 4" et de 50", ou de- 1600 kilomètres et de 20000 kilomètres. En admettant que la masse soit restée la même depuis juin, date de la première détermination, jusqu'au mois d'octobre, et que la nébulosité contienne '^^ de la masse totale, la densité du noyau est environ le huitième de celle de l'eau, et celle de la nébidosité, la 1 54000*" partie de celle de l'air atmosphérique.

La masse de la comète d'Encke, évaluée par la même

méthode, serait la millième partie environ de la masse terrestre, a Bien que nous trouvions, dit M. Roche, pour la comète d'Encke une masse beaucoup supérieure à celle qu'on aurait pu lui supposer à priori^ ces chiffres ne sont pas inadmissibles, et il ne nous semble pas qu'on puisse en faire une objection sérieuse à notre théorie. »

Des trois méthodes que nous venons de passer en revue et qui ont pu servir à une détermination approchée des masses des comètes, la première est la plus sûre; mais elle n'a encore pu fournir que des solutions négatives du problème, en petit nombre d'ailleurs ; elle laisse supposer que les masses des comètes sont très-faibles en regard des masses planétaires; et c'est de l'absence de toute perturbation causée par les comètes qu'on a pu déduire une limite supérieure de cet élément. La seconde méthode, fondée sur des considérations optiques, est la plus conjecturale, parce qu'elle suppose que la transparence est en raison inverse de la densité, hypothèse toute gratuite si l'on songe à l'ignorance où nous sommes du véritable état physique de la substance qui compose les comètes. C'est donc à la troisième méthode qu'il nous semble qu'on doit donner la préférence, et c'est celle en effet qui fournit sur la masse de quelques comètes les résultats les plus positifs. Mais il ne faut pas se dissimuler qu'il règne encore sur ce sujet une grande incertitude.

Dans tout ce que nous venons de dire, il n'a été question pour ainsi dire que de la masse des comètes. Pour parler de leur densité, il y aurait lieu évidemment de distinguer entre le noyau solide ou liquide quand il y en a un de distinct, et l'atmosphère ou nébulosité de la comète. C'est à la densité de cette nébulosité ou des queues qu'on pourrait raisonnablement appliquer les calculs et les nombres de Babinet. La

densité du noyau se calculerait aisément, il est vrai, en négligeant la masse qui Fenvcloppe; mais, pour cela, il faudrait avoir des mesures précises de ce noyau, ce qui est difficile; on sait d'ailleurs que les dimensions du noyau varient dans la même comète avec la distance au Soleil. La densité doit donc varier elle-même avec cette distance et ces dimensions.