COMÈTES PÉRIODIQUES

veir «laas des hyperboles ; «aais celles q«i décriyent des ellipses se sont trouvées liombreuses. Celles-ci, par conséquent , autant du moins que les attractions des planètes ne les ont pas altérées , doivent être regardées comme des membres pernaaiiens de notre système.

481 . La plus remarquable de ces planètes est celle de Halley , ainsi appelée du nom du célèbre Edmond Halley , qui , en ayant calculé les éîémens d'après son passage au périhélie en 1 682 , époque où elle parut avec un grand éclat , avec une queue de oO" de longueur, fut ainsi amené à en conclure l'identité avec les grandes comètes de 1531 et de 1607, dont il avait aussi déterminé les éîémens. Les intervalles de ces apparitions successives étant de 75 à 76 ans, Halley fut encouragé à en prédire la réapparition vers l'année 1 759. Une prédiction si remarquable ne put manquer de fixer l'attention de tous les astronomes , et , à mesure que le temps approchait , on comprend quel vif empressement on avait de savoir si les attractions des grosses planètes ne pourraient pas influencer gravement son mouvement de translation. Le calcul de leur action , déduit de la loi newtonienne de la gravitation, un des plus difficiles et des plus compliqués, fut entrepris et effectué par Clairaut , qui trouva que Saturne retarderait son retour de 100 jours, et Jupiter de 518, feisant en tout 618 jours, temps que devait durer le retard du retour attendu sur celui que supposait une révolution libre de toutes entraves ; et qu'enfin l'époque du passage au périhélie aurait lieu vers le ,jcnilieu d'avril 1759 , à un mois près ; il arriva en effet le 12 mars de la même année. Son prochain retour au périhélie a été calculé par MM. Damoiseau et Pontécoulant , et fixé par le premier au 4- , et par le dernier au 7 novembre 1 855. Un mois ou six semaines avant ce temps , elle pourra être visible dans notre hémisphère ; et comme elle s'approchera à une très petite distance de la terre, elle aura probablement un très bel éclat, quoique, à en juger d'après les décroissemens successife de son volume apparent et de la longueur de sa queue à ses divers retours depuis les premières apparitions que l'histoire ait mentionnées (jen 1305 et 1456 , etc.) , nous ne devions nous attendre maintenant à aucun de ces prodigieux et terribles phénomènes qui ont plongé jnos aïeux du moyen-âge dans les angoisses des terreurs religieuses , et leur ont fait ordonner des prières publiques dans les églises pour conjurer la comète et sa raahgne influence.

■482. Deux comètes ont été depuis peu l'objet particulier de l'attention des savans. On s'était assuré qu'elles avaient déjà opéré plusieurs révolutions autour du soleil d'oprès les indications consignées dans les catalogues. Les éîémens en ont été si bien déterminés , que l'on a déjà prédit plusieurs de leurs retours , et jamais elles n'ont manqué au rendez-vous. La première est la comète de Encke , ainsi appelée du nom du professeur de Berlin, qui, le pr«nier, en détermina le xetour périodique. Elle se meut dans une ellipse de grande excentricité , inclinée d'environ 13°. 22'. au plan de l'écliptique, et dans la courte période de 1207 jours, ou d'environ 3 ans et 1/3. Cette découverte fut faite en 1819, à l'occasion de sa quatrième apparition observée. D'après l'ellipse que Encke avait alors calculée, il prédit le retour de la comète en 1822 ; et, invisible en Europe, elle fut observée à Paramatta , dans la nouvelle Galles méridionale , par M. Rûmker. Depuis ce moment , elle a de nouveau été prédite et observée dans tous les principaux observatoires au Nord et au Sud de l'équateur , en 1825 , 1828 et 1832. Son prochain retour aura lieu en 1835.

485. En comparant les intervalles entre les passages successifs au périhélie de cette comète , après avoir tenu compte de la manière la plus rigoureuse de toutes les perturbations dues à l'action des planètes , il s'est révélé un fait bien singulier : les périodes diminuent sans cesse, ou, ce qui revient au même, , le ^and diamètre de l'ellipse diminue lentement mais régulièrement , et par con- >é^ijent la moyenne distance ay soleil. C'est là évidesounent l'effet que produirait

la résistance d'un milieu éthéré très subtil dans les régions où se meut la comète j car une pareille résistance , en diminuant sa vitesse réelle , diminuerait aussi sa force centrifuge , et donnerait par conséquent au soleil plus de prise pour l'attirer à lui. Telle est, pour expliquer ce phénomène, la solution proposée par Encke, et généralement admise, et qui ne paraît pas susceptible d'en recevoir une autre. La comète finira donc probablement par tomber dans le soleil , à moins qu'elle ne se dissipe tout-à-fait auparavant , ce qui pourrait bien arriver, lorsqu'on considère la ténuité de sa substance , et ce qui semble justifier le fait observé qu'à chaque réapparition elle a perdu de son éclat.

484. L'autre comète de courte période récemment découverte, est celle de Biela , qu'un astronome de ce nom , de la ville de Josephstadt , a soumise le premier au calcul. Elle est identique avec les comètes qui parurent en 1789, 1796, etc., et décrit son ellipse passablement excentrique autour du soleil en 6 ans 3/4; et la dernière apparition ayant, selon la prédiction , eu lieu en 1832, c'est en 1 838 qu'on la verra reparaître. Cette petite comète est insignifiante , sans queue, et n'offre rien qui indique un noyau solide. Son orbite , par une coïncidence remarquable , coupe presque celle de la terre j et si notre globe , lorsqu'elle se montra en 1832 , avait occupé un mois plus tôt le point de son orbite où il se trouvait alors , il aurait traversé la comète ; rencontre singulière , qui n'aurait peut-être pas été sans danger.

485. Les comètes , en passant près des planètes , sont violemment détournées de leurs courses, et dans quelques cas elles changent entièrement d'orbites. Jupiter joue un grand rôle à cet égard, et par une sorte de fatalité assez étrange, il semble être constamment sur leur chemin , et les menacer de destruction. La comète remarquable de 1 770 , que Lexell trouva décrire une assez grande ellipse dans l'espace d'environ 5 ans, et dont il fixa par conséquent le retour, trahit la prédiction de cet astronome , car elle alla se fourvoyer parmi les satellites de Jupiter, qui par son attraction la précipita hors de son orbite, et lui fit décrire une ellipse beaucoup plus grande. Cette rencontre extraordinaire ne fit pas éprouver aux mouvemens des satellites le moindre dérangement appréciable , preuve suffisante de la petitesse de la masse de la comète.

486. Il reste à dire quelques mots sur les dimensions réelles des comètes. Le calcul des diamètres de leurs têtes, et des longueurs et largeurs de leurs queues, ne présente pas la moindre difficulté , dès que les élémens de leurs orbites sont connus; car par ceux-ci nous connaissons leurs distances véritables à la terre à une époque quelconque , et la véritable direction de la queue que nous ne voyons qu'en raccourci. Or les calculs basés sur ces principes , nous conduisent au fait surprenant que les comètes sont sans comparaison les corps les plus volumineux de notre système. Voici les dimensions de quelques-unes de celles qui ont fait l'objet d'une pareille recherche.

487. Newton trouva que la queue de la grande comète de 1680, immédiatement après son passage au périhélie, n'avait pas moins de 20000000 de lieues de longueur, et qu'elle n'avait employé que deux jours à sortir ainsi formée du corps de la comète ; preuve décisive qu'elle avait été lancée au dehors par quel que force active , dont le siège , à en juger par la direction de la queue , ne peut être que dans le soleil lui-même. Sa plus grande longueur alla jusqu'à 41000000 de lieues, quantité qui surpasse de beaucoup tout l'intervalle entre le soleil et la terre. La queue de la comète de 1769 s'étendait à 16000000 de lieues , et celle de la grande comète de 1811, à 36000000. La partie de la tête de cette dernière comprise dans l'enveloppe atmosphérique apparente qui la séparait de la queue était de 180000 lieues de diamètre. On a de la peine à concevoir que la matière une fois lancée à de si énormes distances, puisse jamais revenir à sa source par la faible attraction d'un corps tel qu'une comète; circonstance qui explique