CHAPITRE IV

jipplication de la théorie précédente aux comètes périodiques de 1682 , de iSigetile iSaS.

40. Le système du monde renferme aujourd'hui trois comètes dont le retour périodique est constaté. La plus anciennement connue est la comète de 1682. Halley 9 qui avait le premier remarqué son identité avec les comètes aperçues en i55ï et 1607, par une évaluation approximative et purement conjecturale des altérations qu'elle devait éprouver dans la période suivante, en vertu de Faction de Jupiter et de Saturne, annonça son retour pour la fin de Tannée 1758 ou le commencement de 1759. Clairaut tenta de soumettre à des calculs rigoureux cette importante question ; il appliqua a la détermination des perturbations de cette comète la solution qu il avait donnée da problème des trois corps , et après un travail immense qui embrasse trois révolutions de la comète, il fixa 1 époque de son passage par le périhélie au 4 avril i ySg. On sait que la prédiction du géomètre se réalisa à quelques jours près; et encore l'écart des résultats de l'observation et de la théorie aurait-il été diminue sans doute , si Clairaut eût employé dans ses calculsla

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valenr de la masse de Saturne , telle que nous la con*^ naissons aujourd'hui , et s'il avait eu égard à Faction delà planète Cranus, dont on ignorait de son temps l'existence.

Les deux autres comètes^ à Tëgard desquelles s'est reproduit de nos jours le phénomène si remarquable de leur réapparition au périhélie après une ou plusieurs révolutions , parcourent des ellipses beaucoup moins allongées que la précédente. La première accomplit sa révolution en 1 204 jours a peu près. Ce fat en i8ig qu'elle fut reconnue , pour la première fois 9 comme comète périodique. En examinant les elémens d'une comète qu'on venait d'observer au commencement de cette année^ M. Ârago remarqua qu'ils avaient une grande analogie avec ceux d'un astre de même nature aperçu en 1 8o5. La même observation fat faîte ^ en Allemagne^ par M. Olbers^ qui reconnut en outre que cette comète avait déjà été vue précédemment en jySg et 1789. D'après cela, le temps périodique de cet astre ne pouiralt être que d'un petit nombre d'années. M. Enke, astronome de Gotha, entreprit de représenter par une orbite elliptique les observations de i8o5 et i8ig, et les élémens qu'il détermina se trouvèrent avoir entre eux plus d'analogie encore que les élémens paraboliques ; alors il ne resta plus de doute qu'ils n'appartinssent à une même comète, dont la période était de trois ans et trois mois à peu près, et qui, dans l'intervalle de i8o5 k 1819, avait accompli quatre révolutions entières pour revenir à son périhélie. D'après la rapidité de cette révolution, on aurait pu considérer cet astre comme

une nouvelle planète ; mais on a continué à lé ranges parmi les comètes , tant à raison de ses apparences physiques que parce qu il n'est pas visible pour nous dans toutes les parties de son orbite. Depuis cette importante découverte , plusieurs géomètres se sont occupés de la détermination des dérangemens que cette comète a du éprouver dans ses diverses révolutions depuis i8o5 jusqu'à 1829, époque de sa dernière apparition , et ils sont parvenus à représenter sa marche dans cet intervalle avec une précision a laquelle il paraissait difficile que la théorie pût atteindre. Mais le même succès n'a pas couronné leurs efforts lorsqu'ils ont tenté de remonter aux passages antérieurs à i8ô5^ et les orbites elliptiques résultant du calcul des perturbations n'ont pu que satisfaire imparfaitement aux observations de 1796 et 1 786. M. £nke a pensé que pour représenter la marche de la comète dans cet intervalle ^ il fallait recourir à l'hypothèse d'un milieu éthéré dont la résistance altère insensiblement les élémens de son orbite, et cette idée a donné encore à la théorie de cet astre un plus haut degré d'intérêt. Sans doute si les corps célestes étaient soumis à cette nouvelle force perturbatrice dont aucun autre phénomène ne nous a ré-; vêlé l'existence, son influence serait beaucoup plus sensible sur les comètes que sur les planètes, à cause] du peu de densité de la matière qui les compose, de même que nous voyons à la surface de la Terre la résistance de l'air altérer d'autant plus les mouvemens des corps pesans , que leur densité est plus petite, mais les résultats des calculs qu'on a faits à cet égard , et

DU SYSTÈME DU MONDE. tig

les hypothèses sur lesquelles iU^sont fondés, nous paraissent, les premiers trop pea ccmcluans, et les secondes trop arfaûtraires pour décider une pareille question, et ce n'est cp'après un grand nombre deré»volutions de la coniîète dé 18 19 jet lorsque sa théorie aura été suffisamment approfondie y quW point aussi important de la Physique célestei poqrra. être établi avec quelque certitude. ». ♦ : > «. , ...

Enfin , c'est dans ée& dçmiers temps seulement que le système du mottde s'esf enarichi d'une .^uréUe comète périodique ^ûnt la retiolut^oii est 'de six }ans trois quarts À 'peu' près. Elle. fut Aperçue d'abord Me 27 £éysier 1^36, lea Bohême > ^c M. .Biela ; lé 9>mars SQÎyafit>:à. Marseille, parrJtf.Gambart, ei)iÊ,ja>à Alfona , par M. Clausen. hep ,é}f mensf paraboliques cooclua de£^prenmresiabsenratioi]|s de est astre alliaient une re$9€pid»Un(;e.7<reiria]X[aaMe^avee.cauxi'de;.deuK comètes p^rRé^fe^eti 1 5^7:2 et i6o6* .MM. iC|aM^n.el Gambaçt^: q w f^^ga^^pt âQ jpartagfrf l'hOQUeur jd'^VQÎ9 fait ^inifilt^xiçsn^i^t i^r&ppMchemii4, . tentèrenA alors de calcul^ le japonys^iept jle .Çj8?i tP0is CQiQè:|eS| en br app)îqu^9t unp Ofb^ eliipjliqîw^> . et affres .qiB|?lques e^ai^,:ilBtt9»Mlff«l^iiÇ^a^»ft)dô l«uiîifi6té^ une ellipse. q}ii eu SfJïSWW^tflw j^b^çfll^tiofts ^§Sis^ exactement pour ne plus laisser a^çaiii ^oule r suf leur identité.

Tel est Tétai .^tu.^.4ç i-Aatros^i^e rdlativement

|>ux comètes dont la' ^eTollution est connue. Il n'est

pas douteux que lattention assidue qu'on apporte

Duintenant aux obsefryatiotils' astronomiques n'-en

augmente encore le nombre dans la suite 3 m^s iLest