TROISIÈME PARTIE, CHAPITRE NEUVIÈME. 3V

très cas. Aucun d eux n’est, à cet égard , aussi défavorable que celui de notre satellite, puisque son déplacementangulairc est un peu moins de treize fois plus grand que celui de la terre, dont

il n’est donc presque jamais permis de négliger le mouvement simultané. Ces diverses disproportions ne règlent pas seulement l'efficacité et la durée d’une première approximation dans les théories respectives des différents satellites. Elles constituent aussi la principale source naturelle des difficultés plusou moins grandes qu offrent ensuite les calculs délinitifs , oit les approximations deviennent ainsi plusou moins pénibles. . '

(Quelle que soit la complication supérieure du problème des satellites , elle est pourtant beaucoup moindre que celle que présente, d’après les mêmes lois fondamentales, le problème des comètes , quand on y veut obtenir des résultats équivalents. 11 nous reste donc à caractériser ici ce cas extrême de la géométrie céleste, tjù l’imperfection des études se trouve heureusement compensée par leur moindre importance.

Les comètes ne s© distinguent essentiellement des planètes que par la grandeur des excontricites et des inclinaisons de leurs orbites : ces deux caractères géométriques, et surtout le premier, sont seuls k la fois fixes et importants ; Us constituent d’ailleurs, comme on le reconnaîtra , la source naturelle des principaux attributs qui attirent l’attention vulgaire. Pendant longtemps les astronomes ont cru pouvoir aussi définir ces astres par la longue durée de leurs révolutions ; mais cetle différence a désormais radicalement disparu : car, d’un côté, Uranus a offert l’exemple d’une planète dont le temps périodique surpasse celui de Ion les les comètes déjà bien connues; et, d’une autre part , la comète de M. Enckc a présenté une période d’environ douze cents jours, inférieure à celle de la plupart des planètes. On doit également écarter la distinction d’abord fondée sur la petitesse des masses cométaires, irrécusablement indiquée par la méca-

aw ASTRONOMIE POPULAIRE.

nique céleste , puisque tous les satellites , et même les quatre planètes télescopiques , tombent pareillement jusqu ici audessous des poids appréciables , comme je l’indiquerai spécialement en son lieu. 11 serait d'ailleurs superflu de discuter les attributs qui ont fourni le nom spécial usité envers ces astres, et qui ne conviennent réellement qu’à une faible partie de leur cours. Ainsi, on nedoit finalement distinguer les comètes que comme des planètes dont l’ellipse est très-allongée et fortement inclinée à l’écliplique.

D’après les explications relatives au cas fondamental, on conçoit que ce double caractère astronomique suffit pour expliquer la complication supérieure que doit présenter l'étude géométrique de ces astres, par l’extrême difficulté qu’on éprouve alors dans les approximations réglées sur les excentricités et les inclinaisons. Mais , en outre , le principal obstacle au perfectionnement de la théorie des comètes résulte de ce que , par une suite nécessaire de ces deux attributs essentiels, les six éléments du mouvement elliptique, dont les variations sont , en tout autre cas , lentes et simples, se.lrouvent ici assujettis à d’énormes et nombreuses altérations , comme nous le reconnaîtrons plus lard, en expliquant le principe général de ces diverses perturbations. Aussi , parmi 150 ou 200 comètes peut-être qu’on a observées jusqu’ici, il n’y en a pas dix dont le mouvement elliptique ait élé convenablement apprécié. »

Quelque allongées que soient réellement les orbites corné- „ taires, cela n’empéche point d’y étendre encore , à- titre de première approximation, l’hypothèse ordinaire du mouvement circulaire et uniforme ; car, il n’y a pas de courbe qui , dans uneétenduc assez petite , ne puisse être sensiblement assimilée au cercle. On pourrait même, si on le jugeait utile, regarder d’abord le mouvement comme rectiligne : mais il n’en résulterait guère plus de simplification dans les calculs astronomiques.