NOTIONS PRÉLIMINAIRES

Les comètes sont des astres qui se montrent presse toujours environnes d’une nébulosité qui va en croissant de la surface * Au centre , et qui forme autour d’eux une espèce de chevelure. C’est ce qui leur a fait donner le nom de com'ete ou étoiles chevelues , du mot grec , chevelure.

Le point plus ou moins brillant qui forme le centre de l’astre se nomme le noyau ; la chevelure et le noyau réunis composent la tète de la comète. Quelquefois la nébulosité qui l’accompagne se termine en une traînée lumineuse , d’une grande étendue, que l’on appelle la queue de la comète. '

La matière qui compose les queues des comètes doit être d’une très faible densité ; car , à travers leur immense profondeur , qui dépasse souvent plusieurs millions de lieues, on aperçoit les étoiles devant lesquelles passent ces astres.

Les comètes different des planètes en ce qu’elles ne sont pas toujours visibles.

Nous ne les apercevons que dans la partie de leurs orbites la plus voisine du Soleil ; elles s’éloignent ensuite à de si grandes distances , qu’il ne nous est plus possible de les distinguer. La nébulosité qui les environne contribue aussi à affaiblir la lumière qu’elles nous envoient , et à les dérober à nos regards plutôt que cela n’aurait lieu Sans cette circonstance. Les planètes, au contraire , conservent toujours à peu près la même distance au Soleil , en sorte que sans la lumière de cet astre, elles seraient visibles dans toutes les saisons pendant unes partie de la journée.

Lorsqu’une comète commence à se montrer, elle paraît d’abord avec une faible clarté , puis elle augmente de grandeur et ' d’éclat, ensuite diminue graduellement , et enfin disparaît tout-à-fait. C’est pour cela qu’on avait cru d’abord que ces astres étaient simplement des rné téores lumineux , comme ceux qu’on voit quelquefois traverser l’espace , et qui ne sont que des vapeurs engendrées à là surface de la terre. Mais on a reconnu que les distances des comètes dépassaient de beaucoup les dimensions de notre atmosphère , et cette raison ainsi que leur permanence ont dû les faire ranger

parmi les autres astres qui parsèment la voûte des deux.

Les comètes participent comme les planètes au mouvement diurne de la sphère céleste ; c'est-à-dire qu’elles ne sont visibles que pendant l’intervalle de temps qui s’écoule entre leur lever et leur coucher. Elles ont aussi comme les planètes des mouvemens propres, mais beaucoup moins réguliers. Les planètes se meuvent toutes dans le même sens autour du soleil , et dans leurs différentes positions , elles ne quittent jamais une zone assez étroite de la sphère que l'on a nommée zodiaque. Les comètes parcourent le ciel dans toutes les directions du nord au sud, ou de l’ouest à l’est, les unes avec un mouvement réel direct, c’est-à-dire dirigé dans le même sens que celui du soleil, d’autres avec un mouvement rétrograde.

Cependant on est parvenu à découvrir les lois de ces mouvemens si compliqués en apparence , et l’on a reconnu qu’elles sont en tout semblables à celles qui règlent les mouvemens planétaires , et quq les comètes comme les planètes se meuvent dans des sections coniques dont le soleil occupe Vun des foyers.

Comme il sera souvent question de ces

courbes dans le cours de cet ouvrage , nous donnerons ici sur leur nature et leurs principales propriétés quelques notions très simples qui nous dispenseront d'y revenir dans la suite.

On appelle sections coniques les courbes qui résultent de l'intersection d'un cône à base circulaire par des plans diversement inclinés. Ces courbes sont au nombre de trois , Y ellipse, qui comprend le cercle , la parabole et Y hyperbole. L’ellipse est une courbe fermée , la parabole se compose de deux branches qui s'étendent indéfiniment en s’écartant de plus en plus. Il en est de même de l’hyperbole , mais comme cette courbe est restée jusqu’à présent sans application dans l'astronomie, nous ne nous en occuperons pas ici.

La droite la plus longue, terminée de chaque côté à la courbe , que l'on puisse mener dans l'intérieur d'une ellipse, se nomme le grand axe ; le milieu de cette droite est le centre de l’ellipse, et la droite qui lui est perpendiculaire et qui passe par ce centre , s'appelle le petit axe.

Ainsi t imaginons une ellipse quelconque adbe ; ab sera le grand axe , c le centre , et de le petit axe.

La propriété la plus remarquable de cette courbe , c’est qu’il existe sur son grand axe deux points f et f également éloignés du centre c , tels que la somme de leurs distances à un point quelconque de l’ellipse est constamment la même et égale au grand axe.

Ces deux points singuliers se nomment foyers y et il résulte de cette propriété un moyen facile de décrire l’ellipse. En effet, si Ion fixe par ses extrémités un fil , égal en longueur à ab , aux deux foyers f et f , et qu’on le tende par le moyen d’un crayon qui glisse le long de ce fil , la courbe que le

crayon décrira dans ce mouvement sera une ellipse.

On peut donc regarder cette courbe J comme ne différant du cercle qu’en ce qu’elle a deux centres au lieu d’un. Moins la distance des deux foyers f et f' sera grande , plus l’ellipse se rapprochera de la figure du cercle ; les deux courbes se confondront quand les deux foyers seront réunis en un même point. En écartant au contraire les deux foyers la courbe s’aplatit de plus en plus et s’éloigne davantage du cercle.

La distance du centre à l’un des foyers se nomme Y excentricité. Les planètes se meuvent dans des ellipses dont les excentricités sont très peu considérables , c’està-dire que leurs orbites ont à très peu près la forme circulaire.

Imaginons que la courbe adbe représente l’orbite d’une planète dont le Soleil occupe le foyer f. Le point a; qui est celui où la planète sera le plus près du soleil, se nomme le périhélie de l’orbite ; le point opposé b, le plus éloigné de cet astre , se nomme Y aphélie ; aux points d et e la planète est dans sa moyenne distance au soleil, et par la construction de la courbe, cette ais-

tance est égale à la moitié du grand axe.

Si Ton suppose que la distance af du sommet de 1 ellipse au foyer le plus voisin f, restant la même , la distance mutuelle des deux foyers f et f augmente indéfiniment , l’ellipse se change en une parabole.

La figure précédente représente une courbe de ce genre ; les deux branches am , an s’étendent indéfiniment , a est le sommet de la courbe , f le foyer , et la droite af

S rolongée indéfiniment est l’axe. Le quaruple de la distance af du sommet au foyer se nomme le paramètre de la parabole.

* Si par le point o pris sur l’axe à égale distance du sommet a que le foyer f, on mène une perpendiculaire à cet axe , cette ligne se nommera la directrice , et chacun * * des points de la courbe est à la même distance de cette droite et du foyer ; en sorte que m étant un point quelconque de la courbe amn, on a mk=mf. Cette propriété caractérise la parabole , et il en résulte un moyen facile de décrire cette courbe.

Si l’on imagine 'qu’un astre m circule dans un orbe parabolique , le soleil étant placé au foyer /, au point 4 de l’orbite il

sera à son périhélie, et l’on voit que l’astre après avoir passé par ce point s’éloigne ensuite indéfiniment du foyer , et ne peut plus atteindre le grand axe qu’à une distance infinie.

Mais si, au lieu de supposer l’excentricité de l’orbite elliptique infinie, on la suppose seulement très considérable , la courbé sera alors une ellipse très aplatie; l’astre après s’être approché très près du Soleil, au point a y s’en éloignera ensuite à d’énormes distances , et la durée de sa révolution sera d’autant plus longue, que le grand axe de l’ellipse sera plus grand.

* Telle est probablement la nature des courbes que décrivent les comètes , et l’on conçoit pourquoi ces astres ne sont visibles pour nous que lorsqu’ils sont dans le voisinage du soleil , ou qu’ils s’approchent de leur périhélie ; ils s’éloignent ensuite de plus en plus , et nous cessons de les apercevoir jusqu’à ce que la suite des temps les ramène vers ce point. Mais comme les grands axes de la plupart des orbites cométaires sont extrêmement grands , et les durées de leurs révolutions par conséquent très longues ; que d'ailleurs ces astres n’ont été observés avec un peu de soin que de»

puis deux siècles , il n’y en a encore que trois dont on ait reconnu avec certitude les, retours successifs au périhélie.

On voit par la figure que dans le voisinage du périhélie, la parabole et l’ellipse, qui ont même distance af du sommet de la courbe au foyer, se confondent sensiblement l’une dans l’autre ; lors donc qu’une comète se montre pour la première fois , comme il est impossible.de connaître la durée de sa révolution et par conséquent le grand axe de son orbite par les observations de cette seule apparition , on pourra supposer que pendant le peu de temps où .

nous l'apercevons , elle décrit un arc de * parabole : et en effet la comète étant alors, comme nous l’avons vu,* dans le voisinage de son périhélie , cette courbe se confondra avec la petite portion d'ellipse qu’elle a décrite pendant son apparition. On pourra de cette manière déduire des observations toutes les circonstances de son mouvement sur la parabole qu’elle est censée décrire , jusqu’à ce que le retour de la comète à son périhélie nous ait fait connaître le temps de sa révolution , et par suite le grand axe de sa véritable orbite.

Ces notions suffiront pour bien compren-

( IQ )

dre les travaux des astronomes dans toutes les parties de la théorie mathématique et astronomique du mouvement des comètes.

Nous -comptons nous occuper ici spécialement de la comète de i y 5g , la plus importante de toutes celles dont le retour périodique est actuellement cônstaté. Nous commencerons par donner un aperçu historique des diverses apparitions de cette comète , et nous entrerons ensuite dans quelques détails sur les opérations nécessaires pour en déterminer l'orbite et pour fixer l’époque de son prochain retour.