millions

Cela fait uil nombre déjà beaucoup plus grand que celui qui est conclu de l’observation directe des étoiles filantes; et, comme il y a au moins 100 volcans lunaires qui regardent notrè globe, et sans doute tout autant de l'autre côté, on aurait un nombre incalculable de pierres déjà lancées par la Lune. Ainsi projetée, une pierre emploie peut-être 3 ans à Taire une première révolution autour du Soleil , et ce n’est qu’au bout de ce temps qu’elle peut être vue dans le voisinage de la Terre. Après cela, il y a de petites étoiles filantes très-voisines de la Terre, à 1 ou 2 milles , et d’autres qui paraissent aller de bas en haut, que l’on doit nécessairement considérer comme appartenant à notre globe , c’est-à-dire comme sorties de ses volcans.

Ce système , auquel Benzenberg a travaillé pendant deux ans, qu’il a communiqué dans l’intervalle à plusieurs savants, et qui enfin a vu le jour en 1839 dans son Traité des Étoiles filantes f était une ( conséquence des calculs faits par les plus grands astronomes sur la probabilité de l’bypotbèse séléniqiie , et il semble que Benzenberg . ait plutôt voulu en faire ressortir l’absurdké. Sans abandonner la supposition de Laplace , il avait favantage d’y associer l'opinion des astronomes , qui alors considéraient les étoiles filantes comme de petites planètes. Quand il a fini d’édifier ce singulier monument , Benzenberg s’écrie que Lichtenberg avait bien raison de considérer la Lune comme un voisin malhonnête qui nous jette des pierres !

Et, pourraient ajouter les partisans de la théorie de Fourier, la-Terre

«iO ■ , INTRODUCTION mSTOMQl'E.

méritait d'étre ainsi lapidée, pour avoir fait périr la Lune par la spectacle de nos désordres antédiluviens.

L'apparition extraordinaire du 10 août se renouvela encore en 1838, mais le temps contraria les oljservaleurs, tant en Europe qu'aux Etats-l'nis. Des observations parai.sseut avoir été faites à Paris, mais elles n’ont point été publiées. A Hruxclles et à Parme, la direction des météores était {généralement du N. E. au S. O. Dans cette dernière ville , MM. Colla et Ne{jri en virent d’heure en heure et â partir de 9 heures, 53, 41, 24, 29, 18, 22, la Lune dans son 20" jour se levant entre 9 et 10 heures. Du reste, on ne vit aucun point rayonnant, ni à Bruxelles, ni à Parme, ni même à Genève, où l’observation fut favorisée par une nuit sereine.

Ici, il y avait G oh.servaleurs, M. AVartmann et ses deux fils, M. Cooper, astronome irlandais, et MM. Millier et Borel. De 8 heures et demie du soir à 4 heures du matin , on compta 381 étoiles filantes, dont 372 purent être notéps convenablement, c’est-à-dire par les positions initiale et finale, la durée, la grandeur, l’cxistenoa. qu l’absence de traînées. M. Wai taiaim les a tracées sur^une carte céleste,, de grandes dimensions, qui permet de voir d’un coup d’œil l’ensembie du phénomène. Ainsi l’on voit immédiatement que ces étoiles filantes ne parlaient pas d’un foyer unique, mais s’échappaient de tous les points du Ciel, et dans toutes les directions. Seu> lemeut il est remarquable que le plus grand nombre allaient à peu près du N. E. au S. O., et qu’aucune ne se dirigea de l’ouest à l'est. La durée dos apparitions a varié d’un dixième de seconde à dis secondes; et les trajectoires, de 8 à 70 degrés, la plupart des mé> léores ayant une vitesse de 25 degrés par seconde. De 8 heures et demie à 9 heures, on avait compté 31 étoiles; puis, d’heure en heure , 69, 54, 58, 45, 49, 42 et 24 : ici la variation horaire est masquée par }a présence de la Lune, de même qu’à Parme. .

Pendant que ces observations se faisaient à Genève, sur la terr rasse de l’observatoire, M. Reynier, pasteur aux Planchettes, canton de , Neuchâtel , 2 ^ lieues N. E. de Genève, en faisait de correspondantes, sur un observatoire élevé par cet astronome amateur. M. Reyqier vit aussi les étoiles partir de points très-divers, et non d’un .foyer central. Malgré le xèle et l'habileté des observa'* teurs aux deux stations, ils n’obtinrent que 3 étoiles simultanées, d’où l’on conclut que la hauteur de ces météores surpasserait 1{()0 lieues. Mais comme on ne fait connaître aucun nombre et qu’on n^ précisa rien, on peitt hardiment supposer que ces observations

n'ont point donné de résullRta satisfaisants. Mais M. Wartmann 's’a|ipu^ant surce fait, queM. Olmsted aurait trouvé plus de 800 lieues pour la hauteur du centre d'émanation des météores du 13 noveni' brc 1833, se croit autorisé à prendre 200 lieues pour hauteur véritable minimum; puis, admettant que le chemin parcouru soit de 25 degrés par seconde, il en conclut que In vitc.sse initiale appa» rente de ccs météores est de 87 lieues, que leur vitesse absolue est de 80 lieues environ, c'est-à-dire plus de 1 1 fois celle de la Terre. Dès lors on ne peut pas admettre qu'ils tournent autour du Soleil, ni les considérer comme des astéroïdes; on ne doit pas non plus les confondre avec les aérolithes, mais on peut croire qu’ils ont la meme origine que les aurores boréales, puisque ccs deux phéno» mènes se présentent d’ordinaire ensemble, et cela d'une façon remarquable, au 10 août, au 13 novembre, au 18 octobre, aux 6 et 7 décembre, au 2 janvier, etc. Puisque les étoiles filantes brillent déjà à des hauteurs où il n’y a point d'air qui puisse alimenter leur combustion , il faut admettre qu’elles brillent d’une lumière propre; et, comme leur apparition est soudaine et variée, qu’elles ont avec la matière électrique une. analogie de couleur, de vitesse et d’éclat, la conclusion la plus rationnelle que l'on puisse tirer de l'ensemble de tous ces faits, est que leur origine est un dégagement d'électricité ou de matière analogue, qui a lieu dans les régions çélestes, chaque fois (|ue se renouvellent les coiu^itions nécessaires à la production du phénomène, ^

Depuis novembre 1837, M. Littrow , à Vienne, avait fait par intei'valles des observations, les 1" décembre, 22 avril 1838, 22 mai, 18 et 21 juin, et 18 juillet. Durant le mois d'aoùl, il observa, par un ciel plus ou moins nuagemt, les ?, 8, 0, 1 U, 11, 12, 18, et 20. 11 compta 1 85 étoiles j)cndant toute la nuit du 1 ü au 1 1 , et 225 étoiles dans la nuit entière du 1 2 au 1 3, Ixs météores avaient été à peu près également dispersés dans le ciel , depuis décembre jus(|u'au 9 août ; mais pendant les trois nuits des 10, 1 1 et 12 août, ils affectèrent - certaines positions, ceux du 10 étant compris entre 230 et 330 degrés de longitude et 10 à CO de latitude, ceux du 11 entre 130 et 290 de longitude et 20 à CO de latitude, cçux du 12 entre 240 el 30 de longitude et 0 à 70 de latitude. Dans les nuits suivantes, les étoiles montraient de nouveau une tendance à la dispersion, car il en paraissait dt^à entre 30 et 24(| degrés de longitude. Les météores des 10, 11 et 12 août se mouvaient parallèlement dans un ou deua pçtaus, de manière à converger ver| un certain point situé par

240' de longitude, cl — 10' de latitude pour le 10 août, par 240' de longitude et 0“ de latitude j)our le 11 août, enfin par 240' de longitude et — 10° de latitude pour le 12 août. M. Liltrow conclut de là (|ue les étoiles filantes de ces trois nuits marchaient vers un point du ciel placé à l'opjiosé du point où se dirigeait la Terre. Dans toutes ces ol)servalions, qui paraissent avoir été faites avec soin, l'astronome de Vienne fut aidé par MM. Heider, Reisinger, Scliaub et Wullestorf.

Parmi les olrservations faites aux États-Unis vers le 10 août 1838, nous citerons celles de Buffalo, oii l’on vit un point rayonnant à 55° d’ascens. dr. et 60' de décl. ; celles de Barren-Hill, par M. ScliœfTer, qui vit le point rayonnant, entre 1 1 heures et minuit du 8 au 9 août , à un degré et demi de e Cassiopée du côté de la {wlaire, tandis qu’à 3 heures il se trouvait à un degré et demi à deux degrés de l’autre côté de la môme étoile, c’est-à-dire très-loin de la position qu’il àvait trouvée l'année précédente. A Norfolck , la radiation , difficile à déterminer, venait de Cassiopée. Près de Savannha, ce point rayonnant était par 35' d'ascens. dr. et 69 de déclin.

M. Herrick, avec plusieurs aides, avait fait l'iiiver et le printemps • précédent des observations sur le nombre des étoiles filantes , qu’il pense pouvoir appliquer sans beaucoup d’erreur à la saison d’été. Il en conclut que, de 6 à 10 heures du soir, on voit 25 étoiles filantes par heure , tandis qu’on en voit 50 dans le même temps de 3 à 6 heures du matin. Il suppose ensuite qu’un observateur n’en peut voir que le quart, ^el que la Lune en efface la moitié. Son calcul lui donne 440 étoiles filantes par heure vers le 10 août 1838. Quant au point rayonnant , il avoue qu’on n’en connaît pas encore bien la position. Son calcul nous semble erroné, car les observations faites eh Amérique ne donnent effectivement que 45 étoiles filantes pour le nombre horaire à minuit , c’est-à-dire dix fois moins que celui de .M. Merrick.

M. Litlrow voulut utiliser son théodolithe on bois, qu’il nomme météoroscoiie , en faisant sur la hauteur des étoiles filantes des observations plus exactes qu’on n’en avait pu faire avant lui. I-.es deux stations furent l’observatoire de Vienne ( longitude 34' 2* 30" de l’Ile de Fer, latitude 48' 12' 36"), et le mont Calvaire, près de Baden (longitude 33° 53' 30", latitude 48°0'53"). La seconde station est au sud-sud-ouest de la première, à 3,215 milles de 15 au degré; de telle manière que razimuth du Mont-Calvaire, prise de l’olrservatoire de Vienne, est de 27°, les azimutlis étant comptés de la ligne

sud dans le sens ouest-nord-est. Les observations se firent simultanément dans la nuit du 29 au 30 août 1838; à Vienne, on put déterminer les positions de 49 étoiles filantes, depuis 8^ 54'” jusqu’à 2'" 2“’; et au Mont-Calvaire, celles de 39 étoiles, depuis 8'" 49'” jusqu'à 1 heure. D’après M. Littrow, il y eut 11 coïncidences, savoir :

4xîînnth. Él^tratioTi.

N* Vieone. Calvaire. Vienae. Calvaire. CD inillei.

fin.

comm.

I très-belle. Calv.

fin.

coxnm.

AS

fin.

comm.

13,7 incertain. Calv.

fin.

15,1 très-sûre. Vien.

comro.

fin.

comm.

très-lente. Calv.

fin.

comm.

fin.

^ g ! très-rapide. Calv.

comm.

fin.

g jl j très-rapide. Calv.

comm.

fin.

jj g Jtres-rap.,sûre.C.

comm.

4,0 très-précis. Calv.

fin.

comm.

fin.

es

Pour calculer les précédentes observations, M. Littrow suit une méthode analogue à celle des arpenteurs. Soient A la station de Vienne, ficelle du Mont-Calvaire, C la position d’une étoile filante simultanément observée, enfin C' la projection orthogonale de C sur le plan sensiblement horizontal passant par les deu.x stations , où l’on a pris l’azimulh et la hauteur de l'étoile. On connaît ainsi les angles BAC' = « , CAC' = A, CBC' = A', d’où l’on pourra conclure l’angle BAC = x , par la formule trigonométriquc

cos X — cos a cos h.

En désignant par j- l’angle parallactique- ACB et par c la distance AB) on aura ensuite' . ,

m INTRODUCTION HISTORIQUB.

et enfin la hauteur de l’étoile , \ue de B, savoir

CC = Asiii/y. •

l'n tenant compte de la rondeur de la Terre, dont le rayon = r, on aurait un second terme — , (pii ne donne que des centièmes de

mille dans les observations ci-dessus , et qui peut ainsi être négligé, bien que M. Littrow en tienne compte.

Cette méthode serait expéditive et asses précise pour des observations de ce genre ; mais M. Littrow parait oublier que si l'intersection mutuelle des deux plans azimuthaux fait connaître la verticale sur laquelle doit se trouver l’étoile filante, les rayons visuels menés à celle-ci par les deux observateurs viennent rencontrer cette verticale en deux points différenta et d’autant plus écartés l’un de Tantre, (jue le» observations sont plus erronées. Or toute la dilïicullé consiste à savoir corriger ces erreurs inévitables'; et , dans ce but, il a été admis, depuis Brandes, que la position la plus probable de l'étoile était le piilieu de la plus courte distance entre les deux rayons visuels. L’angle parallactique introditit dans les formules de M. Littrow n'éloigne pas la diflioulté en question, car on obtient encore deux valeurs pour CC', en permutant dans ces formules les nombres relatifs aux deux stations.

En second Heu, M. Littrow s’est étrangement trompé dans le choix des parallaxes. .\près avoir manqué, sur un globe céleste, les deux lieux apparents d’mic étoile filante, observée simultanément, il a pris graphiquement la distance de ces deux lieux apparents pour l'angle parallacti([uc. Cela est vrai en astronomie , quand les deux observateurs pointent un astre, toujours facile à distinguer de ceux qui l’environnent; mais quand il s’agit d’étoiles filantes, il pourrait se ftiire qu’au lieu d’observer identiquement la même, on en observât deux dilférentes, aiupiel cas les rayons visuels ne s’entrecroiseraient pas nécessairement, ni en toute rigueur, ni à peu près, mais iraient divergeant vers deux point.sde la sphère étoilée; et^il serait absurde de prendre l’écartement de ces points pour une parallaxe. Or e’est précisément ce que fait l’astronome de Vienne ; et, pour y croire, il a fallii que nous relissious le calcul de toutes ces parallaxes, en partant des azimutlis et des hauteurs. Sur ces

ISTHODUCTION HISTOmOUE. 115

21 parallaxes, il y en a 9 tout à fait illusoires, puisque les plans azimutliaux qui les (loiincraiènt vont s’écartant l ut) de l’autre, cq sorte que les rayons ■visuels divergent à partir même des station». Après cela, il est peu intéressant de savoir que les parallaxes ainsi calculées difTèrent plus ou moins de celles de M. Liltrow, qui ont été prises d’une manière graphique, et dont 3 ont reçu de violents coups de pouce.

En ti-oisième lieu , les longitudes des deux stations différant de 9 minutes d'arc, il devrait y avoir 36 secondes de temps pour la différence des instants d’observation simultanée; et néanmoins cette différence varie de 3 à 28 secondes, ce qui n’est pas un argument favorable à la méthode de déterminer les longitudes géographiques par les étoiles filantes, bien que M. Littrow attribue ces irrégularités au chronomètre du Mont-Calvaire. 11 est plus probable qu’elles viennent de la non-identité des étoiles filantes. Quand on est astronome impérial et royal, il faut savoir recommencer de pareilles observations, en se servant d’instruments convenables; et surtout ne point abandonner les méthodes employées "avec succès par les astronomes du nord de l'Allemagne, lorsqu'on n'a rien de bon à y substituer, et que l’on arrive aux résultats suivants :

Hauteur» caîculcfcs par loi aaimutht

Prdicodne parallaïc. Hauteurs etliauteun, QualiUl

temp». Graphique. Calculée, parai, graph. Calvaire. VicDDC. robaervatlon.

1 flo..

divergence l*.

8 com. 1» ,28

improbable.

fin.

improbable.

3 com.

divergence 3^«

, fm,

bonne

4 com. 1 1 ,4!i

mauvaise.

Ba. ' 9 ,14

très-bonne.

tt com.

bonne. "

Ün.

bonnet

6 com. 10 ,37

cUvergenee il^.

fin.

trùs-bonne.

7 com. 24 ,40

divergence 5*.

fin.

divergence 9*.

B com. 13 ,83

divergence 6*,

tin.

divergence 7*4

St

0 com*

Hauteur» calculé par le» atimulh»

DîDcr.

Prctemlue

p.irallase.

Hauteurs et hautrors.

Qualitil

drs

temps.

Graphique. Calculée. i»aral. grapb. Calvaire.

Vieone.

de

robscrvalion.

£ilî.

mauvaise^

très-bonne.

fin.

bonne.

com.

divergence 15*.

fin.

divergence 19*.

I^s nombres de la 1 '• colonne de ce tableau devraient être égaux entre eux , dans le cas d’observations réellement simultanées. Ceux de la 3*’ colonne indiquent les prétendues parallaxes, obtenues graphiquement par M. I.ittrow, et qui diiïèrent plus ou moins des nombres de la colonne suivante , que nous avons calcules par le moyen des azimutbs et des hauteurs. La 5' colonne renferme les distances en milles , calculées par M. Liltrow, en parlant de ses propres parallaxes et pour la station du Mont-Calvaire. La 6' et la 7" colonne donnent ces distances, calculées directement par les azimutbs et les hauteurs, d’abord pour le Mont-Calvaire, puis pour Vienne, la différence des deux résultats étant d’autant plus forte qu’il y a plus d'erreur dans les positions observées. Enfin les divergences inscrites dans la dernière colonne expriment l’angle que font les deux plans azimutbaux , dans le cas où les rayons visuels vont en divergeant. On voit ainsi qu’il y a seulement 3 positions finales bien observées , et 2 étoiles dont le commencement et la fin ont été soigneusempnt notés ; en tout 7 positions bien prises , et 1 4 qui sont à rejeter. L’emploi du météoroscope de M. Liltrow, dans la mesure des hauteurs des étoiles filantes, n’a donc point conduit à des résultats satisfaisants.

Ces critiques, faites uniquement dans l’intérêt de la 'science, n’empêchent pas qu’on ne reconnaisse à M. Littrow un grand zèle pour tout ce qui se rattache à cette nouvelle branche de l’astronomie. 11 se plaint de l’indifférence des astronomes, qui ne l’auraient point secondé dans ses recherches, qu’il a continuées h toutes les époques de nouvelle lune , et principalement durant les retours périodiques d'août et de novembre. Ses observations les plus remarquables sont, sans contredit, celles de la nuit du 13 au 14'novembre 1838, durant laquelle on aurait compté un millier d’étoiles filantes, ainsi réparties : de 1 1 " 40“ , époque à laquelle le ciel s’éclair-

cit, jusqu’à 3" 34“ , 277 ëloilfis; jusqu’à A*", 112 étoiles; jusqu’à 5“, 456; jusqu’à 5" 53“, 162 : total 993 étoiles filantes, en 6 heures et quart. Beaucoup de ces météores étaient très - brillants , et l’on compta 6 globes enflammés, c'est-à-dire environ le même nombre qu’aux États-Unis dans la nuit du 12 au 13 novembre 1833; en sorte (|iic le phénomène , à ces deux époques , aurait eu à peu de chose près le même développement. Quant à la variation horaire, clic se trouve très-mar(]uée dans les observations de \ ienne; car le noral)re de météores fut, d’heure en heure, et d’après les calculs de M. Littrow, 32-52-70-157-381-310 : total 1002 étoiles filantes.

Toutes les observations de M. Littrow, jusqu’au 12 novembre 1839, avec celles du mois d’août de celte dernière année, faites à KremsmunslerparM. Koller, et à Trieste par M. de Call, ont été insérées dans les Annales Je t observatoire de l ienne pour 1 838. M. Lit- Irow en a tiré les'consé(|uences suivantes : « 1“ Le phénomène des H étoiles filantes est assez coipiium pour qu’il ne se passe pas une « heure, par un ciel serein, sans qu’on n’aperçoive quelques-uns de « ces météores; 2° ils sont probablement d’origine cosmique, ce qui « est indiqué par leur retour annuel, et par leur position parlicu- « lièredans le ciel, deux circonstances qui semblent aussi dépendre « du mouvement de la Terre; 3° le 1 0 août et le 12 novembre doivent . « être considérés comme des époques de retours périodiques, eu U égard au grand nombre d'étoiles filantes qui apparaissent alors;

H 4' les phénomènes de ces deux dates diffèrent de ceux des nuits « ordinaires. Tandis que les premiers offrent une certaine régularité K dans les apparences et les directions, les autres semblent se pré- « senler sans règle dans toutes les parties du ciel; 5° les étoiles « filantes d’août et de novembre sont aussi de différentes natures,

« en ce qu’elles se montrent dans des parties tout à fait opposées du « ciel , les premières paraissant aller vers cette partie de la sphère • « céleste d’où la Terre vient, tandis que les secondes semblent venir « d’une partie du ciel vers laquelle la Terre marche; 6' parconsé- « quent, riinivers doit être considéré comme rempli de corps d’es- M pèces semblables, tournant autour du Soleil. En certains lieux, il « y a tendance à la formation de systèmes de ces corps. Deux de K ces systèmes semblent décrire autour du Soleil des orbites qui se « rapprochent d’une certaine partie de l’orbite terrestre en août et K novembre. Ces caractères d’août et de noventbre doivent peiit- « être s’ex|)liquer en supposant l’orbite des premiers à peu près per- « pendiculaire, et l’orbite des seconds à peu près parallèle à l’orbite

Dk : "V Coogit

il8 IffTnODÜCÏlON mSTORlQl'K.

i< (le la Terrei « Toutefoia, M. Liltrow ne croit pas (jue les obser* Valions soient encore asse* nombreuses pour pcrinellre d’éilUier un système qui ait cbancc de durée.

I.C retour périodique de novembre 18.'18 est assez. dilTicilcà estimer; c.ir on vil peu d’étoiles filantes en beatieoup de lieux d’Ku- 1 ‘opc et d'Amériipie; tandis qu’on en apciçiit en grand nombre dans d’autres stations assez voisines des premières. Ainsi il y eut disette de météores a (Jenève, à Bru.xelles, a l’aris, ii Dusseldorf, à Londres et à Newllavcn; il yen eut passablement aux l’iancliettes ( jirès de Neuchâtel ), à Itrème, à htenisberg, à (lambridge des Étatsi'nis, et sur mer pre-s des côtes ouest d’Afritpie; enfin il V en eut considérablement à Vienne en Autriclie, ainsi qu’on vient do Voir, à Hiebmond près de Londres, et a (’.anton en Cbine. Nous n’aurons plus qu’à citer les observations faites à ces deux dernières stations.

Dans la nuit du 12 au 13 novembre, M. (iair-Woods , memlrre de la Société météorologique de Londres, était allé à Hiebmond, 9 milles ouest de Londres , avec un aide , pour observer en rase (Uimpagiie. Jusqu’à 3'’ 28“* du matin, il n’aper<;ut que 9 météores; mais 10 minutes après, a]>parut dans l’K. N. E. et le N. comme une grêle de météores, qui atteignit son maximum vers 3'“ 3/4 et se continua jusqu’au jour. 11 estime ce nombre d’étoiles filantes de 400 à 500 (assez peu pour une grêle qui aurait duré 2 à 3 heures). Du reste, M. Woods décrit ce phénomène d’une manière trop vague pour qu’on en puisse rien conclure. Son correspondant de Cbelteiiham lui apprit qu’une belle aurore boréale avait apparu de 2 à 4" du matin; elle avait aussi été vue par M. Hcrscbel à Londres, (|ui avait observé, par intervalles de quelcpies minutes, durant toute la nuit, et qui n’avait compté qu’un très-petit nombre d’étoiles filantes. Un des amis de M. Woods, qui se rendait do Norwicli à Ijoudres, apeiçut vers 3'' 1/2 du matin une pluie ou grêle de météores tomber vers la Terre. Le domestique de M. Woods, resté à Londres pour y observer de son côté, avait aussi vu la pluie météorique en question. Enfin M. Woods, affirme (|ue c’étaient bien déci- ■ dément des étoiles filantes , et non pas l’aurore boréale aperçue ailleurs. D’un autre côté, M. Birt, qui avait observé à Londres, depuis le soir jusqu’au matin , n’avait aperçu que 58 étoiles filantes. Nous ne ferons pas do choix entre tons ces témoignages contradictoires,^ les uns venant d’observateurs inexpérimentés, et les autres d’observateurs trop délicats ou mal placés.

A Canton en Chine, le docteur l’arker, durant la nuit du 1 3 iio-

. HTTRODUCTION rÎSTOIIIQUB. 119

vembrs, vit dtfs étoiles filantes qui se succédaient paf intervalles de demi-minute ou de minute , ce qui serait beaucoup ) Si ces obseï' vations, les premières que l’on ait faites'dans les parages de la Chine, l'avaient été d’une manière sulTisamment préciseï

Nous citerons encore les observations faites aux régions polaires parM. bravais, durant l'hiver de 1838 à 183‘J. I^s apparitions des 12 novembre, 7 décembre et 2 janvier furent les plus reman|uables. Le 1 2 novembre, on ne put observer que dans des éclaircies, comprenant en moyenne à peu près le quart du ciel. A bossekop (lat. l>9° 58') une seule personne compta ainsi 13 étoiles filantes en 11'' 1/2) et la nuit suivante, 5 étoiles en 7 heures, l'ne autre |)ersonne, placée à Diqivig (lat. 70° 8'), conqita 31 étoiles filantes, durant 11"* 1/2 de celte seconde nuit, mais sans obtenir de correspondances avec l'observateur de Bossekop. Sur ces 49 météores, vus en 30 heures dans le ipiart du ciel, il y en eut 4 venant du N., 7 du N. E., 1 de l'E., 1 1 du S. E., 1 1 du sud, 8 du S, U., 4 do I O. et 3 du N. O., le plus grand nombre venant ainsi de la partie méridionale du ciel. ■ — Le 7 décembre, par un Icitips serein, en 4" 1/2, un seul observateur, ipii se tournait constamment nu Nord, coiupla 52 étoiles filantes, ainsi réparties t 1 du N. E., 14 de i'E., 19 du S. E., 10 du S., 3 du S. O., 4 do l'ü. et 1 du N. O.

Quant BU point rayonnant, il ne parait pas qu'on en ait remarqué nulle part, excepté 11 Vienne. L’attention d'Olbers avait surtout été éveillé sur ce fuit capital ; et il avoue (|ue les étoiles filantes vues à brème, dans la nuit du 12 au 13 novembre 1838, au nombre de 180, ne venaient nttllement dit Lion, et que même il n'y en eut i|uc 4 dans cette constellation, et autant dans le petit Lion. iM. plmsled, qui avait ol>servé durant cette nuit, ne mentionne pas cette circonstance, cl il avoue ipie celle apparition n'a point été extraordinaire, le retour s’afTaiblissant ainsi chaque année.

Aux États-Unis comme en Europe, on comprenait enfin la nécessité d'établir quelques généralités sur les étoiles filantes, principalement sur le nombre de météores qui np|>araissent aux différentes rpotpies de l'année. On a vu plus haut que M. Ilerrick aVail fait dés recherches de ce genre durant les 6 premiers mois de 1838. M. Lo- VCring, qui en lit également dans le cours de celle année, fut conduit à ces résidtals, (pie les étoiles filantes sont chaque nuit beaucoup plus nombreuses qu'on ne le croyait) qu'il n'y a pas de saison spéciale pour leur apparition ) que le meme nombre de ces météores, ou à |nni près , peut être vu chaque nuit ) (pi'il en vient très-peu

avant minuit , le plus grand nombre paraissant 2 heures avant le lever du Soleil ; qu'enfin de nouvelles observations sont nécessaires, surtout pour les points de radiation.

On se rappelle que le 6 décembre 1 798, Brandes avait vu un grand nombre d'étoiles filantes. M. Herrick fit en conséquence des observations depuis le G jusqu’au 15 décembre 1838; et bien que le nombre , d’étoiles qu’il vit elTectivement soit très-ordinaire , il le multiplia tellement , en vertu des principes qu’il avait posés plus haut, qu’il parvint à le rendre 6 fois plus fort que son nombre ordinaire , et 9 fois plus que celui qui avait été donné par M. Quetelet. 11 reçut plus tard une lettre du docteur Parker, lui annonçant que le 5 décembre 1838, deux observateurs avaient vu à Canton 1 GO étoiles filantes, de 8 heures et demie à 9 heures et demie du soir. Le G décembre de la même année, M. Paul Flaugucrgues, àToulon, compta, de 8" ôG*" à O** 1 5"*, 42 étoiles filantes, qui toutes paraissaient s'échapper du zénith. Quant à M. Herrick, le 7 décembre, de 8‘ à 10", il les vit rayonner, au moins pour les trois quarts, d’un point situé près de la Chaise de Cassiopée.

M. Herrick chercha aussi à revoir, dans la nuit du 19 au 20 avril 1839, le retour de la pluie météorique du 20 avril 1803. Avec un aide, il compta 18 étoiles filantes de minuit à 1", 17 de 1 à 2", et 23 de 2 à 3". Elles paraissaient radier d’un point placé entre a de la Lyre et y du Dragon ( Asc. dr. 273”, déclin. 45*). La nuit suivante, 4 observateurs comptèrent 19 étoiles de minuit à 1 heure.

A la même époque, M. Herrick à New-Haven s’était entendu avec d’autres personnes placées à Midieburg , Williamstown , Cambridge, etc., pour faire des observations correspondantes sur la hauteur des météores; mais on n’obtint aucune coïncidence.

L’abondance des météores aux environs du 10 août 1839, fut remarquée en beaucoup de lieux ; et ce qu’il y eut de plus remarquable, suivant nous, c’est l’accroissement du nombre horaire pour minuit, en allant du Nord au Sud de l'Europe. Ainsi ce nombre moyen horaire pour la Belgique et le Nord de l’Allemagne ( Bruxelles, Gand, Brême, Koenisberg, Berlin) fut de 65; pour la France (Metz, Troyes, Paris), de 90 ; pour la Suisse et le sud de l’Allemagne (Genève, Vienne, Kremsmunster), de 120; pour le nord de l’Italie (Milan, Florence), de 130; enfin pour l’Ilalie méridionale (Naples), de 160. Aux États-Unis, ce nombre fut de 78. A Canton en Chine, les observations faites par deux personnes sous la direction du docteur Parker, dans la nuit du 1 1 au 1 2 août et à partir de 8 heures.

INTRODÜCnON HISTORIQUE. IJl

donnèrent les résultats suivants, d’heure en heure : t6-20-32-39-46- 67-70-93, 31 de 4“ à 4“ 1/2, total 41 4. Le plus grand nombre de ces étoiles filantes parut sortir de Cassiopée ou des environs; et il est remarquable que la variation horaire s'y manifesta comme en Europe. Dans la nuit précédente , on n’avait pu compter que 30 étoiles de 1 0 à 1 1 et 34 de 1 1 " à minuit.

Quant au point de rayonnement pour les étoiles filantes du mois d'août 1839, les observateurs de New-Haven, qui comptèrent G91 étoiles filantes de 9 à 2'' dans la nuit du 9 au 10, et 491 de 10 à l' dans la nuit suivante, le placèrent près de 0 de Persée. A Middielown, le rayonnement parut aussi provenir de cette constellation. Les observations furent faites d’une manière plus précise à Berlin et à Kœnisberg; mais nous en parlerons d’une manière plus spéciale, à propos des théories que l’on a basées sur ce fait.

On a vu que .M. Haikin n’avait pu réussir à faire des observations à la lunette, sur les étoiles filantes du 13 novembre 1833. Au retour périodique du mois d’août 1839, l’astronome anglais, James South, essaya aussi de diriger un télescope portatif sur les plus brillants météores; mais il ne put rien voir, malgré la promptitude qu’il mettait à diriger son instrument. L’astronome américain Mason , riin des coopérateui's à la mesure du degré de Pensylvanie , fut plus heureux. Au lieu de diriger son télescope sur les étoiles filantes, il le laissa immobile, et, l'œil à l’oculaire, il attendit patiemment que le hasard amenât des étoiles filantes dans le champ de sa vision. Comme ces observations ont une grande importance, nous laisserons parler le vénérable astronome, en prévenant tout de suite nos lecteurs que le réflecteur qu’il employait avait 14 pieds de long et un grossissement de 80 fois.

« Durant 4 ou 5 des soirées qui ont précédé le 9 août 1839, dit U Mason, il a passé dans le champ de mon télescope, de 20 à « 30 météores. Une vingtaine environ se sont présentés les 9 « et 10 août, et durant ces deux nuits j’ai observé continuellement « jusqu’à 3 ou 4 heures du malin. Leur éclat et leur vitesse appa- « renie, ainsi agrandis par toute la puissance de mon télescope, « étaient, en somme, à peu près les mêmes, ou peut-être moindres « que la vitesse et l’éclat des étoiles filantes que l’on voit à l’œil nu. Il Ces météores offraient des dimensions très-sensibles, et parais- « saient plus grands que ceux qui sont vus directement. Au total, K ils avaient un diamètre d’environ la moitié ou le tiers du diamètre « de Jupiter;- mais aucun ne parut aussi gros que celte planète.

it l.eur contour cependant était quelque peu incertain ^ eomme •' M celui d'une étoile qui ne serait pas au foyer. Je ne puis mieuk M les comparer (|u'aux nébuleuses planétaires II. IV, 16 et 18 (que « j'avais observées qucl(|ues nuits auparavant), si ces nébuleuses « avaient traversé le champ du télescü])c de 3ü à 40 degrés de dia> K mètre apparent, en 2 ou 3 dixièmes de seconde, temps employé Il par ces météores à faire le même trajet. Un seul de ceux-ci, M nettement terminé, parut comme une étoile fixe d« 12’ gran- M deur. » ’’

Mason pense que ces observations ne sont pas seulement curieuses, mais qu'elles peuvent encore servir à nous donner des idées nouvelles sur le nombre et la distance des météores. 11 est probable qu'aucune des étoiles fdantes que l'on voyait à l'œil nu, n’a i)assé dans le champ si rétréci de son télescope, et que celles qu’il a vues en si grand nombre n'auraient point été aperçues directement. Si , nonobstant le grossissement (pii devait rendre les diamètres et les vitesses 80 fois plus considérables , les météores vus dans le télescope ont paru conserver les dimensions et ta rapidité de Ceux que l'on voyait it l’œil nu j il faut en concluré que les premiers , •ou télescopiifUcs , cHaienl environ 80 fois plus éloignés que les atitres , ipii sont de premières grandeurs. Si l'on admet avec Urandes et Cciir.enberg qilc les météores visibles s'allument l'i 1 2 ou 15 mille» géograpbi(|ues de la Terre , les météores tclescopupies seront à 1000 ou 1200 milles (1800 lieues de 25 au degré). En supposant que notre atmosphère s’étende jusque .là, elle doit y avoir une ténuité extraordinaire, pareille à celle du milieu itfsittaiil, imaginé par M. Enke, pour expliquer certaines anomalies comélaires. Quoi qu’il en soit, on aurait ainsi quelques renseignements sur cette élévation de l’atmosphère, sur ce milieu insistant, sur cette cause encore inconnue de riiiflammation des météores. Si Viiliam llerschel a pu jauger les profondeui'S de notre système étoilé, par le .nombre associé à la petitesse des points qui brillent au firmament, l'observation attentive des météores télescopiques , dont le nombre augmente et dont la vitesse diminue a mesure que leur éclat s'affaiblit, conduirait à des cxrnséquonccs analogues sur la profondeur des couches météoriques, it Que l’on pousse ces dernières n observations avec vigueur, dit Mason en terminant, et beaucoup •( de ces théories gnissières sur la nature des météores seront sans n doute mises de côté, et nous aurons au moins l'avantage de voir H les savants se mettre. en nouveaux frais d’invention, üi l’on suit

INTRODUCTION HISTORIQUE. 13t

H celte yoie tout expérimentale, on arrivera probablement à cette n conclusion tpie les météores ont une constitution nébuleuse ou « gazeuxe. »

• En faisant insérer ses observations dans le mémoire que M, Walker rédigeait sur les retours périodùpies des mois d'aoiil et de novembre (mémoire lu le 15 janvier 18'fl , publié dans les Transactions de ta Socidtd philos, de Philadelphie , pour 1 8/i3 , et tpie nous analyserons bientôt), Mason espérait (pi'elles attireraient raltention des astronomes d'Europe, (|ui s'occupaient activement de la (pieslion des étoiles lllantes. Mais il mourut avant que cette publication ii'cût lieu, et nous serons probablement les pi^uniers it tirer de l'oubli ces lrès-remar(|uables observations. D'après l'astronoine américain , les consécpiences (|u'il en a déduites seraient à modilier si quel(|ue cause changeait les vitesses absolues des météorcs.suivaut qu'ils sont à de plus ou moins grandes liauleurs. Pour savoir jusqu'à (piel point le nombre des météores téIescopi(|Ues s'accorilc avec celui des météores visibles à l'reil nu , nous avons fait le calcul suivaïU. Le champ réel du télesco|>e de blason étant siqiposé il'cnviron un cinquième de degré carré, le champ de la vision comprenait à peu près la 8 000* partie de riiémis|ihèrc céleste; et comme 20 météores télescopiques ont paru dans ce champ en 2 nuits ou -1 2 hciu'cs , cela donne GO 000 pour tout riiémisphère et 5 000 poulie nombre horaire, l^s météores visibles à ru-il nu étant , suivant les idées de Mason , 80 fois moins nombreuse , seront donc à raison de 02 ou 03 par heure. Or, d’après les observations faites à la même é|) 0 (|ue aux États-rnis, le nombre horaire, suivant notre calcul, a été de 180 à Mew-llaven, de Gü à Middle-Tovi-n , <le 05 à iNew- Vork, de 70 à Niagara, do 40 à Philadel[)lne, et de 50 .à Colombia, la moyenne étant très-rapprochée du nombre calculé parles étoiles télescopiques; en sorte que le fait admis par Mason s’en trouverait corrolioré , savoir, que l'épaisseur de la couche des étoiles lilantes télescopiques, justpi’au grossissement de 80, serait pareil nombre de fuis plus grande que la couche la {dus rapprochée de nous, qui contient les étoiles visibles à la simple vue.

Déjà en 1 837 , dans ses Recherches sur Ut probabilité des jugements, Poisson avait pro{)osé l'hypothèse suivante, pour exjiliquer l'inllammation des météores à des hauteurs si grandes que la densité de ratmosphère y {leul être considérée comme nulle, a II est Il diflicile , dit-il , d’attribuer, comme on le fait , leur incandescence Il à un frottemeiU contre les molécules de l'air. Ne [)Ourrait-ou pas

124 INTRODOCTION HISTORIQUE.

« supposer que le fluide électrique à l’état neutre forme une sorte n d’atmosphère, qui s’étend beaucoup au delà de la masse d’air, cr qui est soumise à l’attraction de la Terre, quoique physiquement « impondérable , et qui suit en conséquence notre globe dans sA U mouvements? Dans cette bypolhcse, les corps dont il s’agit, en « général les aérolithes, en entrant dans cette atmosphère impon- « dérable, décomposeraient le fluide neutre, par leur action in- K égale sur les deux électricités, et ce serait en s’électrisant qu’ils « s’échaufTeraient et deviendraient incandescents, u

Il ne faudrait pas donner à celte explication plus d'importance que Poisson n’y en attachait lui-même ; car on le voit pins loin revenir à l’opinion commune de la résistance et du frottement de l’air sur les aérolithes. « La direction de leur mouvement , ajonie-t-il , modifiée n par celte résistance, les précipite souvent sur la surface de la i( Terre; et telle est l’origine la plus probable des aérolithes. Telle est (( aussi l’explication la plus naturelle d’un phénomène très-remar- K quable... les étoiles filantes. On peut supposer que ces corps ap- « parliennent à un groupe encore bien plus nombreux , qui circule « autour du Soleil , et vient rencontrer le plan de l’écliptique en un M lieu dont la distance au Soleil est égale à celle de la Terre à cet « astre , à l’époque où la Terre se trouve en ce même lieu : notre K atmosphère traversant ce groupe de corps à cette époque, agira « sur une partie d’entre eux, comme sur les ai'rolithes ; ce qui pro- K duira le phénomène dont il s’agit. Si ce groupe n’occtjpe pas une « étendue très-considérable sur la longueur de son orbite... il sera < nécessaire , pour que le phénomène ait toujours lieu à la même » époque de chaque année, que la vitesse de oetle sorte de planète (I brisée s’écarte peu de celle de la Terre; ce qui n’empêcbe pas le « grand axe et l’excentricité de son orbite de différer beaucoup du n grand axe et de l’excentricité de notre orbite; et alors les perturnjiations du mouvement elliptique ont pu rendre la rencontre du « groupe et de la Terre possible depuis quelque temps, et pourront a la rendre impossible par la suite. Si, au contraire, le groupe que U nous supposons forme un anneau continu autour du Soleil^ sa « vitesse de circulation pourra être Irès-différenle de celle de la « Terre ; et ses déplacements dans le ciel , par suite des actions pla- « nélaires, pourront encore rendre possible ou impossible, à dif- « férenlcs époques, le phénomène dont nous parlons. »

Poisson ne faisait ici que répéter ce qu’avait déjà dit Olbers dans son article de l’Annuaire de 1837. Mais c’est M. Erman qui eut le

premier l'idée de calculer la marche des météores, non pas individuellement, comme le faisait M. Boguslawski pour ceux de 1837 , mais dans leur ensemble , en déterminant avec soin le point de convergence de toutes les étoiles que l’on pouvait supposer se mouvoir dans la même orbite. Jusqu'à présent on ne s'était occupé que du point de nuliation, d’où paraissaient diverger les étoiles dont le retour était suppo.sé périodique. Il est évident que le point de convergence de .M. Erman est diamétralement opposé au point de radiation ou de divergence des observateurs américains. A la rigueur le point de divergence a une existence plus réelle que le point de convergence; car il est positif qu’on voit, dans certaines circonstances, un grand nombre d'étoiles filantes partir d'une même région du ciel, pour diverger ensuite dans toutes les directions; mais de fait, comme ces étoiles s’éteignent ou s’anéanlisseilt par leur introduction dans l’air, et qu'il n'en reste rien qui puisse cfTcctuer le mouvement de sortie de l'almospbère, la convergence qui en résulterait n’existe donc pas et ne peut pas exister. En d'autres termes, de ce qu’on n'a jamais vu nulle |>art, et à aucune époque, des étoiles converger vers un même point, et qu’on n’en verra probablement jamais, en aucune contrée du globe, malgré l’assertion eontraire de M. Quételet, il en résulte que les étoiles filantes ont une marche descendante dans l’atmosjibêre qui n’est pas suivie d’une marche ascendante. Quoi qu’il en soit, on peut toujours considérer avec M. Erman le point idéal de convergence comme indiquant la direction ipie suivent les étoiles filantes d’un même groupe. Ainsi, des étoiles filantes qui rayonneraient, par exemple, d’un point dont la longitude serait de §3° et la latitude de 33° N., seraient censées converger vers le point diamétralement opposé, ayant 233* pour longitude et 33° S. pour latitude. I.a Terre elle-même, dans son mouvement orbital, à la longitude béliocentrique de 180°, par exemple, possède une vitesse tangentielle à l’orbite, qui la fait diverger d’un point placé à 90° de longitude sur la s|>bère céleste, et converger vers le point diamétralement opposé, dont la longitude est de 270°. Le mouvement de la Teriy sur son axe produit en outre une vitesse tangentielle qui fait diverger et converger les différents points de l’équateur et des parallèles terrestres, par rapport à des points placés à 90° en arrière et 90° eu avant de ce mouvement de rotation.

Le point de divergence et le point de convergence des étoiles filantes dépendent des mouvements absolus de ces étoiles et de la

186 lîlTnODDeTlON BISTOBIQUE.

Terre; en d'antes ternies, ce sont des points de divergence et de convergence apfmrents ; car les points de divergence et de convergence réels ont nécessairement d’antres positions, et ne pourraient s’observer que dans le cas où la Terre serait complètement en repos. On connail à chatpie instant les directions tangcntielles vraies de la Terre , dans ses mouvements de translation et de rotation ; mais on ne peut observer que les points apjuireuts de divergence et de convergence des étoiles filantes, qui doivent faire connaître , par un calcul , les points réels de divergence et de convergence , et par suite les cléments de l’orbite des étoiles filantes.

Cela posé, M. Erman cberche donc ù préciser les points de convergence apparents des étoiles qui sont censées appartenir au mémo- groupe, et qui décrivent simultanément la même orbite autour du Soleil; et alors il peut remplacer tontes les étoiles par celle dont le mouvement a]>parent serait précisément dirigé vers ce point de convergence, avec la vitesse moyenne relative de toutes ces étoiles. Et alors les éléments de l’oébite parcourue par cette étoile Idéale, représenteront le mieux qu’il est possible les éléments moyens de l’anneau d’étoiles filantes, interrompu ou con» tinu, tournant autour du Soleil, anneau que la Terre rencontrera aniuielleinent à chaque passage par le nœud. Soient donc à cet instant,

e la vitesse absolue de l'étoile autour du Soleil , d sa vitesse relative à }a Terre, e la vitesse tangenticlle de translation de la Terre, a la vitesse tangentielle de rotation de l’équateur terrestre,

L e\. li la longitude et la latitude du point de convergence vraie ^ V et J/ la longitude et la latitude du point de convergence apparent,

X et 0 la longitude et la latitude du point de convergence de la Terre ,

f la latitude géographique de l’observateur,

P le temps sidéral réduit en arc , à l’époque des observations , U l’inclinaison de l’équateur sur l’écliptique ;

on décomposera tous les mouvements : l" Suivant la ligne menée à l’équinoxe du printemps; 2° suivant la ligne menée au solstice d’été; 3° suivant l’axe de l’écliptique^ de manière à former les trois

itrrnoDüCTiON niSToniQUE. H7

composantes reetangulaii'es dps vitesses. Pour chacuné de ces composantes , la vitesse réelle de l’étoile , diminuée la vitesse réelle de la Terre, donnera la vitesse apparente l'étoile, savoir ;

vppsicos^— (ccos>,cosfl-(-BcosŸCO»(|i-|-tl0) j =5 / posi'cas.jB'

(1) — • [ «wiiXcos^-f »cosi^coaw8in((i-l-00) j ss f'iiuZ'ees.ï’

KMO.fi — [ esioP — scasf MOMilii{|t'f'90) J c=(i‘iiinfi'.

Comme le point vers- le([uel la Terre marche est sensiblement dans l’écliptique, onaj3 = o, et si l’on prend pour unité la vitesse e, les composantes ci-dessus deviendront ,

KCOsZcosfi — ^"(cosX — ^ « cos ^ sin |x ) = K* cos cos fi'

(I) K sinZcosfi — ( tinX -|- 01 cos.f cots> oosfi) =3 i/sinZ'cosfi'

Ksiqfi -f>«eosi)isinucoS|x;B=i''sinfi'. •. c

Dans la seconde des formules (2), M. Erman 8 fait , par erreur, lè terme en a négatif; mais ces termes en « sont ti ès-petits et pour’ ràient être négligés sans erreur sensible , à cause que la vitesse tan»geniielle produite par la rotation de la Terre est très-petite relativement à la vitesse tangentielle dans l’orbite..

Avant d’aller plus loin, .M. Erman détermine la wiriot/on du point a[)parent de convergence, entre les limites des observations qu’il a faites à Berlin avec la coopération de jMM. Herter, Pakendorf et Petersen , et qui peuvent se résumer de la manière suivante :

'* Nnmbro dVlnilcl

Nuits du Teiaps des obicrTstioDi. Obocrvdcs. Détci-uiinées.

9 au 10 août 1839.,. . 10'' 23“- à 2^30'»..,. 00 * 6Q

lûaull irf. 9 40—1130 114 S4 t.,

11 au 12 i(l 10 08 — 12 12..,,, 78 48

12 au 13 irf 10 11 —11 11 3 3

14aul5 (./ 10 50 —12 00...,. 16 9

1.68 étoiles filantes de la dernière colonne Oi-dessus , étaient tracées, au fur et mesure de leur apparition, sur une carte céleste de Bode. Faisant varier u de c/f», Ü et ^ varieront de dL' en dlf, 'ci X de dl ; mais M. Erman considère LeiB comme constantes durant le même iiviervalle de temps, ce qui n’est pas permis puisque la variation api^renledu point de convergence résulte des- mouvements réels de la Terre et des étoiles filantes. Ainsi ^ à mesure que la Terre avance dans son orbite, sa vitesse tangentielle charge de direction;

et, en même temps les étoiles filantes qu’elle vient rencontrer n’ont plus la direction qu’avaient les précédentes, précisément parce (|ue toutes ces étoiles sont censées mai'clier sur la même orbite. 11 en résulte que cette partie des recherches de M. Erman est tout à fait inexacte, ce qu’on avait déjà pressenti sans indiquer positivement l’erreur. Mous ne parlons pas ici des fautes de calcul commises par l’auteur, qui, dans son hypothèse même, affectent les résultats auxquels il parvient, résultats en vertu desquels le point apparent de convergence, pour les 9, 1 0, et 1 1 août 1 839, auraient rétrogradé par heure de 1 1 à 1 2 centièmes de degré en longitude et d’un centième de degré en latitude.

M. Erman cherche ensuite à préciser la position du point apparent de convergence pour les nuits des 9, 10 et 11 août 1839. Sa méthode , calquée sur celle de M. Argelauder, pour la détermination du point vers lequel se dirige le système solaire, consiste à déterminer ' d'ahord celte position approximativement, pour la corriger par la formule des moindres carrés. Tout calcul fait, et en admettant 210° d’ascension droite et 45° S.- de déclinaison ponr cette position approximative , il obtient les résultats suivants , auxquels il réunit plus lard les observations de 1 837 pour Berlin et Breslau , et celles de • 1 839 pour Koeuigsherg

Époques. Stations.

Asc. droite.

Ddclioaison.

Erreur

inoy.

Nomb. de> observât.

1837 aoât 10 Berlin.

57SÏ6S±2%5

1837 août 10 Breslau.

1839 août 9 Berlin.

1839 août 10 Berlin.

1839 août 11 Berlin.

1839 août 10 Ktrnigsb.

1839 août 11 K.œnigsb.

Ici, les erreurs probables ajoutées aux ascensions droites et aux déclinaisons, sont relaliyes à la position du point de convergence; et les erreurs moyennes de l’avant-dernière colonne, erreurs désignées par e , indiquent de combien les étoiles rdantes se sont écartées , terme moyen , de ce point de convergence. Cet écart moyen , d’environ 17°, suppose des écarts individuels allant jusqu’à 30 ou 40 degrés; et encore faut-il se rappeler qu’on a choisi les étoiles dont les directions semblaient converger, mettant de côté toutes celles dont les directions étaient par trop inclinées. Ainsi, par

exemple, le 10 août 1839, les 114 étoiles, observée^ à Berlin ont d’abord été réduites à 54 sur les cartes de Bode , puis à 48 pour le calcul, ce qui, finalement, réduisait à peu près au. tiers le nombre des étoiles primitivement observées. Cette manipulation -revient à peu près à ceci : Ayanf observé des étoiles filantes qui divergeaient ' de tous les points du ciel, on veut néanmoins déterminer un point de convergence; et pour cela faire, on négligera d’àbord de tracer la marche des étoiles issues de la zone de 30° qui borde fliori-zbn; puis, arrivant au calcul, on mettra de côté les étoiles engendrées dans la zone de 30° situées au-dessus dç la première, ce quiréduira l’émission des étoiles filantes au cercle de 3.0° dont le zénith est le centre : alors on obtiendra, de toute nécessité, un point convergent placé tout près du nadir, avec des èrreurs moyennes de -20 degrés. Mainténant, au lieu de ce triage d’étoiles fait '-par zones , on peut le faire par directions, de là nianicre suivante : on omettra cf’abord de tracer les étoiles dont là.direction s’écartera de 90 à 60 degrés du point de convergence'; puis, on négligera dans le calcul les directions ayant des écarts de 60 à 30 degrés , ce qui conduira forcénlbnt à un point de convergence avec des erreurs moyennes de 20 degrés seulement. ’ ' ,

Après'la détermination du'point de convergence, M. Ermancherche les limites de la vitesse des météores, ii’ayant point observé la durée de leur apparition ni leur hauteur, dont il aurait'pu conclure là vitesse. Dans cette recherche , on suppose généralement que la vitesse des météores convergents est la 'même pour tons , puisqu’ils doivent parcourir la méme’orbite à très-peu près. Les équations (1 ) dans lesquelles e sera toute la vitesse effective de la Terre , X' et ji' les longitude et latitude du point vers lequel elle marche, deviendront :

V cos L cos B = e cos V cos (5' -j- V cos B cos B'

(4) (/ sin Z cos B = e sin )! cos (3' -j- i/ sin Z' cos B'

v sin jB =ï= « sin P' -f- i/' sin Z'

Faisant les carrés de chaque membre, ajoutant, réduisant, et ' rant la valeur de il viendra

(5) — — «cos«± y/ i^«*sin*'«,‘

où l’on a fait * - '

(6) cos B' cbs ^ cos ( V — )!) sin B' sin (i' — cos « ,

Digilizc" Cictiyle

lîO INTRODUCTION HISTORIQUE.

U étant l'angle compris entre la direction du mouvement de la Terre et la direction des inéléorcs vers leur point apparent de convergence. Comme cet angle, pour les météores d’aoùt, est compris dans le second quadrant , son cusinus est négatif, ce qui rend positif le premier terme de l’expression de (5) ; par conséquent les deux signes du radical sont possibles, bieu que M. Crman ait cru devoir se borner au signe /jIiw. Mais comme le minimum de e, pour rendre e’ réel , lorsque le radical est pris soit positivement , soit négativer ment , est toujours , /

M. Erman a pu considérer cette valeur de e comme le minimum al>so/u de la vitesse vraie des étoiles lilanles. Adoptant é,' = 237'’ 29' et 7/ = — 32°3G' pour les longitude et latiUnle du point apparent de convergence, comme on a d'ailleurs au 10,5 août T=A8”3I',6, p' = 0°,1, log e = 0,0003 r( la vitesse moyenne de la Terre dans son orbite étant pi ise pour unité) , M. Erman en tire , pour ce minimum, ‘e= 0,55720. ' . '

Quant an maximum dé i’ dans le voisinage de la Terre, on l’obtient par les formules ordinaires de l'attraction d’un corps central. Soit g cbtte attraction à l'unité de distance, a le demi-grand axe de l’ellipse, rie rayon vecteur, on a ,

dont le maximum arrive quand l’ellipse se change en parabole , en rendant a inlini , d’où . ' .

Pour la Terre, on posera « = 1, e = 1, d’où la vitesse maximum des météores ' . . . ' •

»=væ;- •

Comme au 10,5 août, on a log r = 0,00571, M. Erman obtient

W pour la vitesse maximum des étoilgs fdantes.

' I Enfin M. Erman rappelant les formules connues qui donnent l’inclinaison de l'orbite, ie demi-grand axe de l'ellipse, le temps 'de la

INTIIODUCTION HISTORIQDE. I3i

révolution, le paramètre, ^excentricité, la vitesse périhélie, et la distance au Soleil lorsque les météores sont à leur nœud ascendant (l'autre nœud se rapportant au mois d'août), il calcule tous ces éléments pour 5 vitesses, saivoir,: minimum, maximum, moyenne, et. les deux intermédiaires , ce qui lui donne le tableau suivant : r '

c= vitesse absolue au 10,5 août:

= vitesse relative :

Vitesse absolue au périhélie ;

Distance au Soleil , au

périhélie :

r = distance au Soleil, au nœud ascendant : , .

0,07202 0,381 tO 0,8S078 2,18310 —

' <Bsintervalle entre le 4 0,5 août et le nœud ascendant , en années : 0,13330 0,23173 0,07282 0,82799 —

7’= temps de la révolution , en années :

« 3= indinaison de l’orbite : ,

On verra par les nombres de ce tableau quelles sont les limites des éléments de l’orbite parcourue par les météores du mois dVoût. Cette orbite doit former un anneau continu d’astéroïdes , probablement avec quelques interruptions des plus gros météores , les plus petits invisibles pour nous, pouvant encore remplir ces intervalles. M. Erman pense que la largeur de eet anneau doit équivalo'u' a enviroih 7 fois le diamètre du Soleil. Alors quand les métépres, qia vers le 10 août sont à leur' nœud descendant, arriveront à leur nœud ascendant, entre le 5 1/2 et le 7 1 /2 février, si leur distance au Soleil est plus grande que celle de la Terre, nous ne pourrons les apercevoir; mais si leur distance au Soleil est alors moindre^ que

Digiiized by Cît)Ogle

cellc'de la Terre , ils s’interposeront entre nous et cet astre , dont ils

diminueront la lumière et la chaleur.

. Poursuivant cette idée , M. Erman réclietcha si de pareilles qffus-, caliofts avaient déjà été observées, et s’il n’en résultait pas un affaiblissement dans les températures terrestres. Celte question forma l’objet d’un nouveau mémoire , que l’on trouve aux Comptes-rendus de l’Académie des sciences de Paris (janvier 1840), et avec plus d’étendue dans les Nouvelles astronomiques de Schumacher (n° 390). Voici les exemples d’offuscations que cite M. Erman.

1 * « Le 28 février 1 206 , d’après la Chronique de Villalbâ , ou le « 28 février 1 208, d’après celle de Krusius, le Soleil s’obscurcit com- « plétement ; et comme le phénomène dura 6 héures , on ne saurait «l’attribuer à un passage de la Lune devant le Soleil. » (Voir Schnurrer, t. I, p. 265.) Chladni attribuait déjà cet événement au passage d’un grand nombre d’aérolithes ou d’étoiles tombantes devant le Soleil.

2° » Le 1 " des Ides de février (12 février ) an 1106, près de Bari « en Italie, on vit dans le ciel et pendant le jour, les étoiles courant « en sens divers et çomme si elles tombaient. » {Schnurrer, t. I, p. 230.) . '

3” « L’an 1706, le <12 mai, vers 10 heures du matin,' le Soleil « s’obscurcit à tel point que les chauves-souris se mirent à voler , et «qu'on fut obligé d’allumer des chandelles. » (Chronique de la Souabe, citée par Schnurrer, 1. 11, p. 233. )

4°'« L’année 1 545 est encore remarquable p>ar un obsciircissehlent M du Soleil, qui dura du 23 au 25 avril. On rapporte qu’en Alle- « magne, en France et en Angleterre, le Soleil parut durant ces H jours également terni, et n'olfrant qu’upe lumière mate et rou- « geâtre, tellement affaiblie qu’on vit briller les étoiles à midi. « Képler expliquait ce phénomène par la conjonction du Soleil avec «quelque corps opaque qu'il ' croyait semblable aux comètes.’» {Schnurrer, t. Il, p. 93.) '

M. Erman altribüe les deux premiers événements ci-dessusà l’interposition des astéroïdes du 10 août, et les deux derniers à l’interposition des astéroïdes du 1 3 novembre ; et , pour le prouver, U a fait les calculs suivants :

Digiflzed by Coogle

INTRODDCnON HISTORIOCE.

Piuage de la Terre par le nœud ascendant ) des astéroïdes dû 1 0 août. ) '

.Id. au 28 février 1 Î08

Id. au 28 février 1206 \

id, au 1 2 février 1106,.,

Passa^;e de la Terre par le nœud ascendant ) des astéroïdes du 13 novembre. ; ‘

Id. du 12 mai 1 706

Id. du23au2Savril ISéS

Longitude du Soleil pour 1800.

Passant aux efTets thermiques de ces conjonctions , M. Erman a pris dans l'ouvrage de Brandes sur la Météorologie les températures moyennes de 5 en 5 jours pour Stockholm, Karlsruhe, Kœnigsberg, Paris, Londres, Zwapenbourg, Vienne et le Saint-Gothard , d'apr^ les nombreuses observations faites en ces diverses stations; et il a obtenu les résultats suivants , qui se rapportent à l’année moyenne 1799: . •

Teinp^nttircs*

AccroÎMenienU. *

13 janvier.'.

18 id

23 id

28 id

2 février. ......

t- 0 d'tS

12 id

17 id

22 id. .. . .

27 id.'

4 mars

M. Erman en tire celte conséquence , déjà indiquée par Brandes , qu’il V a un ralentissement dans le progrès de la température durant la première moitié de févriec, ralentissement qu’il attribue à l’interposition des astéroïdes du 1 0 août. ,

Quant au ralentissement de température produit en mai par les astéroïdes du 13 novemtire, M. Erman le conclut des moyennes suivantes pour les mêmes stations que ci-dessus, en y ajoutant Francfort et Pétersbourg (moyenne année 1 797 ) : • *

ISTIIODUCTION HISTORIQUE.

Températures.

Accrotsst'meult.

18 avril. .

23 id

3 mai. . .

8 id....

13 id....

18 id....

23 id

28 id

juin. . .

7 id. . . .

Ici le ralentissement serait, d'après M. Erman, du 8 au 13 mai, et , pour mieux établir ce résultat , il cite les températures observées à Berlin pendant 86 années , et insérées dans les Mémoirex de -la Société horticulturale, 1834, t. X, p. 377. Ces observations indi- ,queraient même qu’au 1 3 mai , à midi , la température serait de 2°,4 Béaumur au-dessous du point qu'elle aurait dû atteindre! Enrm, M. Erraan cite les observations faites au delà du cercle polaire durant les voyages' du capitaine Parry, en 1821, 1823 et 1825, qui donnent les températures suivantes en degrés de Fahrenheit, et de jour en jour, du 8 au 1 5 mai :

les accroissement étant

-l-2",74. —7', 8. —3', 17. — 1',86.- -fO',21.- -i-4',86. -|-S',26

M. Erman termine par cette remarque que l’interposition des astéroïdes du 1 3 novembre , à la 6n du xviii* siècle et au commencement du xix', avait lieu encore plus exactement en des points diamétralement opposés sur l’écliptique ; tandis que l’interposition des astéroïdes du 1 0 août ne peut bien se préciser, et se trouve comprise entre les 5 et 17 février. Peut-être faudra-t-il en attribuer les inégalités à un mouvement de la ligne des absides , d’où résulterait un mouvement des nœuds d’environ 4°,2 par siècle, dans lé sens direct. 11 resterait cependant des différences que M. Erman attribuerait plutût à une distribution discontinue de ces astéroïdes dn 40 août.

M. Erman avait l’espoir que l'on chercherait à vérifier ces ofTuscatioiis à l’aide de photomètres. Il ne parait pas que de telles obser-

'Oigilized liV Coogle

tNTRODCCTlON BISTOlUQÜE.

ÎS5

valions aient ^té entreprises, ou du moins on n’en connaît p*as les résultats si elles ont ^té faites dans les six années qui se sont écoulées depuis cette publication. Enadmettilnt comme sufftsammcnt exactes et. comparatives les moyennes températures citées par M. Erman , il resterait à en rechercher l'origine réelle, qui pourrait être dans une oITuscation du Soleil , mais qui pourrait aussi dépendre d’autres causes encore inconnues. Et sans aller plus loin que le travail de Fauteur, nous trouvons, par exemple, du 23 au 28 mai, un affaililissement dans le progrès de la température encore plus grand que celui du 8 au 13 mai. Il y a aussi, vers la fin de février et au commencement de mars,' un ralentissement dont il n’est pas tenu compte. Sans doute il y en a encore d’autres dans le cours de l'année ; et il semblerait convenable de les citer tans , et non pas seule- • ment ceux qui paraissent favoriser certaines hypothèses 'en particulier..

M. Bogusiawski (A’ouc. a$t. de Schum., n“ 41 2) assigne à ce mouvement des noeuds une marche moins rapide, mais dans le même sens, de 1 ',428 par année ou de 2",38 par siècle , en se fondant sur les observations du 16 octobre 855 (Pertz, Monum. (1ermanitr, 1, 369), du 12 novembre 1799(deHumboldt, àCumana), et des 12 et 13 novembre des années 1832 et suivantes. Mais l’observatibn du 24 octobre 1366 (Script, rer. Bo/icrn., II, 389) devrait être alors ramenée au 21 octobre dans l’hypothèse de M. Bogusiawski. ' • ■

~ Les anciennes observations sur lesquelles s’appuient MM. Erman et Bogusiawski, pour établir le mouvement des nœuds des orbites d’astéroïdes, n’étaient pas encore asSez nombreuses ni assez concordantes. Il était donc à désirer que'de nouvelles recherches fussent faites dans les chroniqueurs. MM. Quételet, Ilerrick, Cliasles et Perrey s’en sont occupés effectivement, ainsi queM. Édouard Biol ^ ‘

pour les observations chinoises. Nous allons donner un aperçu de ces recherches historiques.

On a vu qu’en 1837 l’idée'était venue à M. Quételet de faire un catalogue des apparitions météoriques lês plus remarquables. Après plusieurs communications sur l’hisloire de ces météores, il publia à part un Catalogue en 1839, dont il donna une seconde édition en 1841/ avec de nombreuses additions, puisées surtout dans les Catalogues qu'avaient jnibliés, durant cet intervalle de temps, N M. Hcrrick et M. Chasles. . .."

Le Catalogne de M. Hertick , qui fut présenté à la Société de Pbi-

ISO INTKODÜCnON HISTORIQDE. ' ' .

ladelphie le 28 avril 1 840, comprend 39 chutes d’étoiles fdantes , depuis les temps les plus anciens jusqu'à nos jouis. Toutes ces apparitions sont textuellement transcrites dans le second Catalogue de M. Quételet avec l'initiale H. l>’original se trouve dans \ American Journal of science de Silliman, t. 40, p. 349.

Le Catalogue de M. Chasles fut présenté à la séance del'Âcadémie des scierices de Paris, du 15 mars 1841, et se trouve en totalité dans les Comptes-rendus „t. XII, p. 499. Il se compose de 89 apparitions, puisées dans les anciennes chroniques, depuis l'an 538 après J. C. jusqu’à l’année 1233. PariAi ces apparitions il y en a 67 d’étoiles filantes en masse, et 20 d’étoiles filantes isolées. Sur les premières j on en compte 10 en février, 9 en mars, 7 en avril, 4 en mai, 1 en juin, 1 eii août, 1 en septembre, 6 en octobre, 2 eil novembre, et , 5 en décembre, total 46, les autres, au nombre de 21, étant sans date de mois. Voici les conclusions de M. Clidsles : « On remarque ,

K dit-il, dans le Catalogue ci-dessus, l'absence presque totale d’àp- « paritions en novembre, époque où elles sont actuellement pério- <( diques annuellement, On est induit à conclure de là que le plan de U forbite de ces astéroïdes que nous voyons vers le 13 novembre,

« a éprouvé un déplacement considérable, et que c'est par suite de « cette perturbation que, de nos jours, ils sont devenus visibles en « novembre. — Le* 46 apparitions notées avec dates de mois appar- K tiennent sans doute à plusieurs systèmes dilTérents d’astéroïdes se ' « mouvant en masse ; mais il semble qu'il en est un qui se distingue « par une périodicité annuelle assez bien indiquée. C’est celui qui,

« au vm' siècle , apparaissait en février, qu‘on trouve d’abord « en 741 , et qui pendant un. siècle réparait daps ce même mois de « février. H est à croire que c’est ce même système qui parait en- « suite en mars, pui^ en avril. Peut-<‘lre est-ce celui que nous K voyons actuellement ^en novembre. S'il en est ainsi, il aurait K paru à peu près pendant 1.25 ans dans chaque mois , en suppo- « sant que le déplacement du plàn de son orbite ait été régulier, n et le phénomène du 1 3 uoveipbre devra être transporté , dans H peu d’années, au 14 novembre, puis au 15, au 16, ete,' — On H remarquera que quelquefois les chroniqueurs disent que les K étoiles hlantes paraissaient plusieurs ntiits de suite, ce qui semble i( indiquer que ces astéroïdes forraeot upe espèce d’anneau con- « tinu. — Il est dit encore, à plusieurs dates, que le phénomène a « paru les années précédentes. Cela dénote la périodicité qui s’obn serve depuis quelques années dans ce phénomène singulier. »

à ' • *Di<^itiz0d i

mTRODDCnON HISTORIQUE. 1S7

Par suite de cette lecture, une discussion s’engagea entre M. Chas-' les et M. Libri, discussion que l’on trouvera aux pages 523, 527, 587 et 591 du môme volume ; elle a roulé sur des corrections de calendrier, sur les aurores boréales, sur l’expression i^nœ des. chroniqueurs, et sur raimcau de Saturne qui, d'après M. tdiasles, pourrait être uii composé d’étoiles filantes. Nous croyons, mais sans nous appuyer sur les motifs de M. l.ibri, que M. Chasles s’est trompé dans les conséquences mises à la suite de son catalogue. L’erreur de M. Chasles vient de ce qu’il n’a pas tenu compte des apparitions périodiques du mois d'aoùt. Car s’il avait comparé les deux maximums de son résumé, (jui tombent en février et octobre, avec les maximums d’aujourd’hui, en août et novembre, il aurait vu une rétrogradation de 2 à 3 mois dans les époques de ces maximums, et non par une marche dans le sens direct. Cette rétrogradation est en effet généralement admise.

M. Édouard Biot présenta à l’.\cadémie des sciences, dans les séances des 31 mai et 26 juillet 1841 , son Catalogue gdne'ral des dtoiles filantes ^et des autres mdtdotes observes en Chine pendant 24 siècles, depuis le vu' siècle avant J. C. jusqu'au milieu du xvii' de notre ère , dressé tt après les documents chinois. Pour le rédiger il avait d’abord consulté les livres 291 et 292 du grand recueil de Ma-touan-lin, célèbre auteur chinois de la lin du xin" siècle. Cet historien a réimi dans ces deux livres un grand nombre de documents, relatifs aux étoiles filantc-s et aux pierres tombées du Ciel , <|u’il a trouvés dans la .section a.stronomique des annales olïicielles. Les observations depuis le vu' siècle avant notre ère jusqu’à l’an 960 , époque de l’avénement de la dynastie des Soung, formant la 1 ” partie du catalogue de M. Biot, sont extraites totalement du livre 291 de Ma-touan-lin ; mais les observations suivantes, de la dynastie Soung, qui forment la seconde partie du meme catalogue, ont été recueillies, non pas dans Ma-touan-lin, mais bien aux annales mérties de la dynastie Soung, (|ui font partie de la grande collection des 24 historiens de la Chine. .M. Biot ‘à relevé dans la section astronomique de ces annales, depuis 960 jusqu’en 1275, plus de 1,300 oltservations qu’il a traduites entièrement. Vour les siècles suivants, M.^ Biot a consulté la continuation de Ma-touan-lin par des auteurs modernes, et la section astronomique des annales des dynasties Youen et Mhig, dans la collection des 24 historiens, qui s’étend jusqu’à l'an 1 047.5 ol>servations forment la 3' partie’ du Catalogue^Les annales de la dynastie actuelle des Mantchoux n’ayant pas encore été

438 INTRODÜCTION HISTORIQUE.

publiées, M. Blot n’a pu faire connaître les dernières observations jusqu’à ce jour.

Après la traduction de toutes ces observations individuelles , dans le détail desquelles il nous est impossible d'entrer, mais qu’on devra consulter pour en faire ressortir des généralités, M. Biot les résume par trois tableaux correspondant aux trois péi-iodes. Le second tableau, de la dynastie Souhg, étant le plus important et le plus nombreux, M. Biot l’a récapitulé par mois, ramenés au calendrier grégorien , en donnant les nombres de jours signalés par des apparitions météorïques entre les années 9G0 et 1275, comme il suit :

Janvier

Mai

Septembre

lîî

Février

Juin

Octobre

Mars

Juillei

Novembre

Avril

CO

Août

Décembre

Enfin, M. Biot a dressé une table particulière des apparitions dans lesquelles les textes citent nn nombre considérable d'étoiles filantes, les observations ci-dessus se rapportant principalement aux étoiles filantes remarquables, aux bolides et aux uérolitlies. Voici ces apparitions en masse que nous réunissons par mois :

Janvier

Mai

Septembre

Février *

Juin

Octobre

Mars '

Juillet

Novembre

Avril

Août .

Décembre

Ce dernier tableau'fnontre à quel petit nombre d'apparitions extraordinaires d'étoiles filantes (50) se réduisent toutes les observations chinoises des trois époques du Catalogue , et c’était précisément la question la plus intéressante à résoudre. Ensuite, de même que Àbel Rémusat , dans son Catalogue extrait de l’ouvrage de Ma-louanlin, avait considéré beaucoup de .simples bolides comme des aérolitlies, qui alors fixaient toute l’attention des savants; de même M. Biot, à une époque où l'on ne s’occupe plus que des étoiles filantes, a ainsi désigné tous les bolides ou globes enflammés, caractérisés d’ailleurs par leurs diamètres appareirts et par l’illumination qu’ils produisent sur la Terre , deux circonstances toujours énoncées par les textes chinois, et qui ne permettent pas de les confondre avec les étoiles filantes proprement dites. Au reste, nous n’entrerons pas à ce sujet dans plus de détails, nous réservant d’y revenir dans le cours de ces recherches.

M. Quételet présenta, à la séance de l’Académie de Bruxelles du 6 novembre 1841 , son Noiu’enu Catalogue des principales apparitions itdioiles filantes. Il y avait inséré toutes les apparitions citées dans les catalogues de M. Heixick et dèM. Cliasles, sans pouvoir utiliser celui de M. Biot, qui n’était pas encore publié. Après avoir dit un mot sur d'anciennes expressions par lesquelles on indiquait les dilTérents météores , M. Quételet considère comme bien établies - le.s périodicités d’août et de novembre, et regarde celles d’avril èl de décemlue comme douteuses. Puis il recherche les rapports qui paraissent exister entre les étoiles filantes, les aurores boréales et les tremblements de terre. Sans s’occuper de l’origine probable des étoiles filantes , il résume ainsi les notions que nous possédons sur ces météores ;

. H 1” On les voit généralement à toutes les épbques de l’année,

, (( dans toutes les régions du Ciel , marc-hant dans toutes les dirèc-

« tions et au nombre moyen de 1 6 environ par heure. Leur vitesse « moyenne est de 6 à 7 lieues par seconde, c’est-à-dire à peu près « égale à la viteàe de la Terre dans son orbite. I^ur hauteur ft moyenne est de 1 G à 20 lieues , comme celle des couches siipé- ’ K rieures de notre atmosphère, mais la hauteur peut varier dans « des limites assez larges. Leur éclat n'est point l’elTet d’une lumière « réfléchie.

« 2° Parnni les étoiles filantes , il en est de périodiques , qui re- « viennent à des époques déterminées de l’année , telles que le « 10 août et le 12 novembre, et qui constituent des apparitions ex- « traordinaires , non-seulement par, leur nombre, mais encore par « leur direction particulière. Cette direction est telle que les étoiles « filantes semblent, pour tous les beux de la terre, partir d’un « point commun du ciel, centre d’émanation et de divergence, et « se diriger ensuite de préférence du N. E. au S. O. Le point de^ U divergence pour les météores du 12 novembre est vers y du Lion,- « et, pour ceux du 10 août, il est vers B de la Girafe, c’est-à-dire n dans la direction que la Terre suit à ces époques, en conséquence (c dè son mouvement annuel dans l’écliptique, et tous deux, sont « au-dessus de ce' plan. ^ ; •

Vient ensuite le Catalogue proprement dit, 'qui se compose de 1 92 apparitions. Il est suivi d’un tableau, résumé de ces apparitions d’étoiles filantes, avec accompagnement, 1“ de bolide? ou d’aérolithes, 2” d’aui-ores boréales , 3° de tremblements de terre. Des notes, mises à la fin du Catalogue, contiennent la chronique de Lycos-

Digilized by Googh

140 INTHODDCnON HISTORIQUE,

thène, publiée à Bâle en 1 557, sur les prodiges vus dans le ciel, depuis 1857 avant J. C. jusqu'à l’époque de cette publication. Puis, un extrait du Recueil des historiens des Gaules; un extrait de l’Histoire des antiquités de Paris, par Sauvai; l’annonce du catalogue de M. Biot; le catalogue de M. Perrey , dont nous allons parler; enfin les principaux phénomènes observés en 1 839, 1 840 et 1 841 , concernant les étoiles filantes, les aurores boréales, les tremblements de terre , les aérolithes , les globes de feu , et les perturbations magnétiques.

Le dernier catalogue d’étoiles filantes, publié à notre connaissance, est celui que M. Perrey, professeur de physique à Dijon, a présenté à la séance de l’Académie des sciences du 1 0 janvier 1 842, et que l’on trouve dans les Comptes-rendus , tom. XIV, p. 69. L’auteur n’admet pas l’interprétation de M. Chasles sur les mots actes ignse. C’est à l’occasion du Catalogue de ce dernier, que M. Perrey a recherché dans les auteurs anciens les citations qui peuvent se rapporter à des étoiles filantes, citations qu’il transcrit textuellement en latin , et qui sont au nombre de 36 , depuis l’année 533 apres J. C. jusqu’en 1169. Il y en a 11 avec l'indication du mois et du jour.

En donnant ces courts extraits de tous les catalogues précédents, nous n'avons d’autre but que de signaler leur existence. Plus tard nous en discuterons le contenu en prenant pour terme de comparaison nos propres observations et les lois qui en ont été déduites. Nous sommes persuadés qu’il est impossible d’apprécier les observations anciennes quand on n’en a pas fait soi-même un très-grand nombre et qu’on ne les a pas discutées avec soin. C’est ainsi que l’on' peut redresser les fausses interprétations des auteurs de ces catalogues. Cependant on leur doit rendre ici justice pour la peine qu'ils se sont donnée en compulsant les vieilles chroniques et les annales des peuples étrangers. 11 serait à désirer que de semblables recherches fussent faites dans les auteurs arabes. Ceux-ci n'ont pu cultiver l’astronomie sans observer les grands météores et les apparitions extraordinaires d’étoiles filantes. On en a déj.à donné quelques citations curieuses; mais il reste là-dessus un travail spécial à entreprendre. 11 est assez extraordinaire que les livres hébreux ne contiennent rien à ce sujet, non plus sans doute que les livres indiens. Enfin il serait peut-être bon de consulter les anciens livres à\tstrologie , puisqu’il est assez vraisemblable que ceux qui cherchaient des signes dans le Ciel, comme les (’hinois, pour prédire l'avenir, ont

INTRODUCTION HISTORIQUE. iUi

dû tenir compte des météores qui apparaissaient durant leurs observations. '

Aussitôt après la publication du Catalogue de M. Chasles, M. Er^ man y vit une confirmation de ses idées sur le mouvement des nœuds, les apparitions de février n’étant pour lui que le passage des astéroïdes à leur' nœud ascendant (^Comptes-rendus de l’ Acad., du 17 mai 1841 ). Il redresse d’abord l’erreur de M. Chasles, qui se trouve déjà signalée plus haut ; puis il donne les résultats de M. Boguslawski, dont nous avons déjà parlé; une récapitulation de son mémoire sur les offuscations du Soleil ; enfin une table des observations anciennes , déjà citées par lui , par M. Boguslawski et par M. Chasles , des oppositions et conjonctions des astéroïdes d’août et de novembre, d’ôù l’on pourra conclure le mouvement des nœuds avec plus d'exactitude, calcul que M. Erman a laissé à faire, et qu’on ne devra pas entreprendre sans tenir compte des observations chinoises, traduites depuis par M. Biot.

Le mémoire de M. Erman sur les courants d’astéroïdes fut publié au commencement de 1 840 ; mais les résultats auxquels il était parvenu ne purent recevoir le contrôle d’Olbers, qui mourut quelque temps après, le 2 mars 1840. Ce patriarche des astronomes allemands était arrivé à l’âge de 82 ans, et, dans un âge aussi avancé, il s'était montré l’un des plus ardents promoteurs de la théorie cosmique des étoiles filantes. C’était lui qui encourageait les observateurs, qui préparait les formules, qui mettait en avant les idées les plus neuves sur ce sujet aussi intéressant que nouveau. Avec lui s’éteignit cette ardeur pour les recherches de ce genre; le mouvement, arrivé à son apogée, s’affaiblit ensuite chaque année, jusqu’à ce qu’enfin il ne resta plus sur la scène que deux ou trois des observateurs les plus tenaces.

Le travail de M. Erman venait donc au moment où l’on s’occupait le plus d’étoiles filantes. Il ne pouvait manquer d’attirer l'attention des savants; les Américains s’en occupèrent particulièrement. Dans la séance du 21 août de la même année, M. Walker faisait à la Société philosophique américaine une communication sur ce sujet; tout en résumant le mémoire de M. Erman, il annonçait que des observations venaient d’étre faites à Philadelphie, dans le but de déterminer l’élément qui avait manqué à M. Erman , savoir la vitesse relative des météores des 9 èt 1 0 août. On avait noté avec beaucoup de soin les instants des apparitions et des disparitions, et toutes les particularité^ qui pouvaient faire reconnaître des

correspondances entre ces observations et celles que l’on faisait h la même époque en d’autres stations des Ktats-l nis. Mallicureuscment il n'y eut aucune coinciilence, eu sorte qu’on ne peut calculer la hauteur des météores, ni par conséquent leur course apparente , qui, avec la durée observée à l’biladelpbie , eût fait connaître la vitesse apparente. Cependant M. Walker a entrepris de calculer les éléments les plus probables de l’orbite dont M. Krman n’avait pu donner que les limites , en adoptant pour la vitesse relative des météores d’août une moyenne entre les vitesses observées par firandes en 179& «t 1 823, par M. Quételet en 1 824, et par M. Twining en 1 833, moyenne que M. Walker trouve de 18,3 milles de 60 au degré, avec une erreur probable de 1,4. Et, comme la vitesse de la Terre est de 16,4589 milles, en prenant celle-ci pour unité, celle des météores devient 1,112.

M. Walker s’occupe ensuite de la direction apparente des étoiles filantes et de leur point de convergence. Comme il expose cette théorie plus nettement et plus complètement qu'on ne l’avait fait avant lui, nous allons le suivre dans les dévelo|>pements qu’il en donne. Si, dit-il, les étoiles filantes marchaient effectivement dans tous les sens, il ne resterait plus que le mouvement de la Terre pour représenter leur marche moyenne; et alors celle-ci serait précisément opposéej^ celle de la Terre , tellement qu’elle serait dirigée vers un point de l’écliptique en arrière de 90° par rapport à la Terre , et en avant de 90° par rapport au Soleil. Telle serait en effet la direction indiquée depuis août jusqu’en décembre, parM. Fitcbde New-Ilaven, et en avril 1839 par M. llerrick. Suivant M. l'orshey et M. littrow, il existerait un point de convergence particulier aux dates des 9, 10 et 1 1 août, et des 11 et 1 2 novembre. Quoi qu’il en soit, les météores des nuits ordinaires, qui ont une vitesse faible, doivent paraître aller en sens contraire de la Terre vers un certain ]>oint de convergence ; tandis que les étoiles animées de vitesses beaucoup plus grandes que celle de la Terre, ne paraîtront pas sensiblement affectées ]>ar le mouvement de celle-ci, et alors on pourra leur donner le nom de radiques, conséquence déjà déduite par M. Dutton. Par conséquent, les étoiles qui ont un mouvement absolu faible, ou qui sont convergentes, doivent avoir leur périliéUe près du Soleil et leur aphélie, près de la Terre, tandis que les étoiles sporadiques, c’est-à-dir« non convergentes, auraient leur périliélie près du Soleil et leur aphélie trèa-supériour à la Terre, ou bien leur périhélie un peu inférieur à 1a Terre. Mais Timpossibilité de bien caractériser les élémenls d’une

INTRODDCTION HISTORIQUE. lûî

étoile filante en particulier, ne permettra peut-être jamais, suivant la remarque de Bessel , de calculer leurs orbites séparément , ce qu’on ne peut faire avec quelque probabilité que sur la moyenne des nombreuses étoiles (|ui arrivent en certaines nuits.

Quant aux météores de ces nuits extraordinaires, ils ne vont plus concourir à l'antijiode de la direction de l’observateur, mais vere un point qui en est plus ou moins éloigné. Alors les météores qui ne convergent jjas vers ce point , sont les convergents et les sporadiques des nuits ordinaires. D’après cela, une apparition extraordinaire serait moins caractérisée par le nombre des étoiles filantes que par la position de leur point de convergence. Ainsi le point de convergence du 9 au 11 août s’éloigne d’environ 39° de cet antipode, tandis que le point de convergence du 11 au 13 novembre n’en dévie que de 8°, en sorte rpi’il est bien moins caractérisé que le premier. L’observation du 7 décembre 1838, par M. Ilerrick, donnerait une déviation de 1 04" pour le point de convergence.

Nous avons déjà donné le tableau des résultats obtenus à Berlin , à Breslau et à Kœnigsberg , pour la détermination du point de convergence des météores d’août. 11 suffira, pour la compléter, d’y ajouter les résultats suivants trouvés à Philadelphie , pour le 9 août 1840 :

Aie, droite du

Oeclinaiioo appii*

Erreur

Erreur du

point de

rente du point de

Nomhro

•ur cliaque

réiultat

Heures.

convergence.

convergence.

d’obserT.

observ.

moyen.

IS

zt 1 ,05