Comètes à courte et à longue période. — En ce

qui concerne les comètes proprement dites, nous devons ajouter que nulle cause de condensation vers la masse

Fi^. 90 montrant lu répartition rofllc des matériaux dans l'ellipsoïde nébulaire. Cette figure a été obtenue en combinant les figures 88 et 89. C'est la répartition des astéroïdes et des comètes dans l'espace (V. fig. 91 et 87).

interne ne fut plus énergique et plus féconde que Taire équatoriale de la nébuleuse, où se trouvait condensé l'ensemble des amas météoriques.

Astreints à traverser deux fois, à leurs nœuds, celte partie la plus dense de la nébuleuse, la plupart des noyaux cométaires déjà formés ne le firent pas sans préjudice : beaucoup d'entre eux furent happés par le tourbillon; ceux qui parvinrent à le traverser virent tout au moins à chaque fois diminuer l'inclinaison de leurs trajectoires, prélude d'une future incorporation (V. fîg. 92).

La chasse ne fut toutefois fructueuse que pour un temps. A mesure, en effet, que s'épurait le plancher de la nébuleuse, des vides apparurent entre les branches spirales; celles-ci même se tronçonnèrent ; la résistance du milieu diminua et nombreux sont les amas météoriques , derniers venus sans doute, qui eurent la chance d'échapper aux pièges que n'avaient pu éviter leurs devanciers.

pjrr. 91. Répartition des astéroïdes autour du Soleil à rapprocher de la figure précédente : 90 .

De ces météores, à capture relativement récente, dérivent directement nos comètes actuelles; leur incorporation n'a d'ailleurs cessé qu'avec la traversée du nuage cosmique, au moment d'une phase déjà avancée de notre système nébu-

laire.

Nous avons vu avec quelle aisance notre théorie fournit l'explication des deux circulations (directe ou rétrograde) pour les comètes ; il nous reste à justifier certaines particu-

larilés de mouvements constatés dans ces objets sing-uliers (jui ont de tout temps exercé la sagacité des cosmoj^onistes.

Fig. 92 montrant qu'un amas circulant dans un plan obliciue R'mR est dévié à chaque rencontre du plan équatorial de la nébuleuse où la densité s'accroît; les trajectoires successives tendent à rejoindre le

plan eRe'R'

(Fig. extraite du Problème solaire.)

Fig. 93 montrant que le trajet parcouru par un amas cométaire, et représenté ici par le demi-fxrand axe p de lorbite, diminue dans l'intérieur de l'ellipso'ide nébulaire à mesure qu'augmente l'inclinaison.

Considérons l'ellipsoïde de révolution très aplati représentant la forme enveloppe de notre nébuleuse, et soient quelques comètes circulant autour du Soleil avec des inclinaisons variées. Il est facile de se rendre compte, sans calcul, que la longueur du trajet parcouru au sein de ce milieu

\Q — Cosmogonie.

résistant dut diminuer très rapidement à mesure qu'augmentait l'inclinaison (fig. 93).

Notre nébuleuse ayant une épaisseur 10 fois moindre que , son diamètre, par exemple*, nous voyons immédiatement que si la longueur de la traversée est représentée par 10 sur le plan de l'écliptique, celle-ci est réduite k lunité lorsque la comète offre une inclinaison de son orbite égale à 90 degrés.

Ici, nous supposons évidemment des excentricités de même valeur; mais la cause invoquée se fait toujours plus ou moins sentir, quelle que soit la nature des trajectoires.

Dans l'exemple précédent, nous voyons que la traversée, supposée de 10 sur l'écliptique, nest diminuée que de 2 unités avec une inclinaison de 5 degrés . mais est réduite à 3 environ, si nous passons à 20 degrés; elle n'est plus que de 1,3 à 40 degrés et enfin elle dépasse à peine l'unité à 80 degrés.

Le Tableau suivant donne les valeurs exactes du vecteur p, issu de S, pour une inclinaison donnée :

INCLINAISON