LIVRE VIII, C H A P. I. 5i

bpanrpiip moins grande que celle de la lune, mais que leur parallaxe annuelle ëlail très-sensible, et que par conséquent leur distance devait être à peu près égale à celle des planètes. Lorsqu'on eut commencé à calculer leurs orbites, et qu’on eut vu la même comète revenir en décrivant toujours la même orbite, on ne pouvait plus douter que les comètes, ainsi que les planètes, ne fussent des corps célestes destinés à une longue existence.

§. 334. Les comètes se distinguent au premier coup d’oeil d’avec les étoiles variables qui paraissent de lems à autre, par leur mouvement propre, sur lequel les astronomes ont eu autant d’opinions ditTérentes que sur la nature des comètes. Kepler supposa leurs orbites rectilignes, Cassini pensa que c’étaient des cercles fort excentriques. Tycho. après avoir eu la même opinion, trouva que l’hypothèse du cercle ne satislhisait pas aux observations do la comète de 1877. Hévélius fut le premier qui trouva par une construction, que l’orbite devait être parabollgue , et Ddrfel fonda le premier le calcul des comètes, pour le simplifier, sur l’hypothèse parabolique, ce qui lui a donné la réputation d’être l’inventeur de celle hypothèse. Depuis que les lois de Kepler avaient été généralement adoptées dans fastronomie, et qu’on eut aperçu que les orbites des comètes éuient des courbes, concaves vers le soleil; mais principalement, quand on eut vu des comètes qui revonaient au soleil dans la même orbite; il fallut regarder comme certain, que les comètes décrivaient, conformément aux lois de Kepler, des EUipses dont le toyer est le -centre du soleil. Les plus grands géomètres se mirent donc à calculer le mouvement des comètes suivant celle hypothèse, et Newton s’en servit pour calculer l’orbite de la comète remarquable de iCdo. Depuis ce tems plus de cent- orbites ont été calculées suiv.mt l’hypoihèse parabolique, et leurs élémens ont été déterminés de manière à satisfaire à toutes les observations. Ainsi Ihypolhèse de l’ellipse, ou celle de la parabole qui revient au même, est entièrement prouvée par les loix de la nature et par l’expérience.

S- 335. Sous ce rapport les comètes res,scmbloul donc parfailement aux planètes, et leur mouvement est soumis aux na-mes lois; mai, elles se distinguent d’une manière frappante, par les phénomène, qu’elles 'présentent à un observaleur placé sur la terre ou le soleil. Les orbites des planètes étant

5i4 ASTRONOMIE RATIONNELLE • •

k peu près circulaires, ces corps hie s'éloignent jamais assés de la (erre, pour que nous les perdions de yue. Nous les voyons dans toute l'étendue de leUrs •rbites (au peu de tems près où elles s'enfoncent dans les rayons du soleil), soit dans l’aphélie soit dans le périhélie; au Heu que les comètes ne sont visibles que dans un petit arc de leurs orbites, peu avant et après le passage par le périhélie. Au bout de quelque tems lepr grosseur apparente diminue considérabletQent , il est plus difficile de les voir, et elles finissent par dis* paraître parmi les étoiles, à cause de leur grande distance. La petitesse de leur diamètre et la faiblesse de leur lumière font que ,■ pour être visibles, elles doivent être très- près de la terre et du soleil: c'est pourquoi la plupart des comètes qu'on a aperçues , ont approché du soleil plus que la terre et même plus que Mercure ('); bientôt après, leur distance devient si grande, qu'elles sont invisibles pendant des siècles. 11 s'en suit que leurs orbites sont des ellipses très-allongées, ce qui fait la dilTérence essentielle entre les comètes et les planètes. Le calcul de leur mouvement donne le résultat, que la portion de leur orbite, dans laquelle elles sont visibles, comprend un très-petit arc autour du périhélie.

$. 336. Les comètes se distinguent encore d’avec les planètes, parceque leurs orbites ne sont pas situées à peu près dans le même plan, et que leur mouvement héliocentrique n'a pas une seule direction de droite à 'gauche. Elles coupent l'écliptique sous tous les angles depuis zéro jusqu’à go”; elles se meuvent suivant toutes les directions qui sont aussi bien rétrogrades que directes.

Leur eatérieur est aussi tres-dilTérent de celui des planètes. Qnoiqu'empruntant la lumière du soleil, elles paraissent avoir une lumière propre, et moins de solidité que les planètes, attendu que leur lumière est beaucoup plus faible, et leur disque moins rond et terminé, tandis que le côté opposé au soleil est lumineux, et qu’on ne leur a jamais vu de phases. Elles sont souvent accompagnées d'une queue très-brillante, dont la longueur apparente va quelquefois à et qui est constamment dirigée vers le côté opposé au soleil. Cette forme singulière a probablement porté les anciens k les pren-

(Ij iséi coa>«ie dt l6bo appruclM da »oUU é4 foU p(u« «pw Mercure.