CHAPITRE XII.

DES COMETES.

Souvent on aperçoit des astres qui, d'abord très peu visibles, augmentent de grandeur et de vitesse, ensuite diminuent, et enfin disparaissent. Ces astres, que l'on nomme comètes, sont presque toujours accompagnés d'une nébulosité, qui, en croissant, se termine quelquefois dans une queue d'une grande étendue, et qui doit être d'une rareté extrême, puisque l'on voit les étoiles à travers son immense profondeur. L'apparition des comètes suivies de ces longues traînées de lumière a, pendant longtemps, effrayé les hommes, toujours frappés des événements extraordinaires dont les causes leur sont inconnues. La lumière des Sciences a dissipé ces vaines terreurs, que les comètes, les éclipses et beaucoup d'autres phénomènes inspiraient dans les siècles. d'ignorance.

Les comètes participent, comme tous les astres, au mouvement diurne du ciel, et cela, joint à la petitesse de leur parallaxe, fait voir que ce ne sont point des météores engendrés dans notre atmosphère. Leurs mouvements propres sont très compliqués; ils ont lieu dans tous les sens, et ils n'affectent point, comme ceux des planètes, la direction d'occident en orient, et des plans peu inclinés à l'écliptique.

OEuvres de L.

VI.

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CHAPITRE XIII.

DES ÉTOILES ET DE LEURS MOUVEMENTS.

La parallaxe des étoiles est insensible; leurs disques, vus dans les plus forts télescopes, se réduisent à des points lumineux en cela, ces astres different des planètes, dont les télescopes augmentent la grandeur apparente. La petitesse du diamètre apparent des étoiles est prouvée, surtout par le peu de temps qu'elles mettent à disparaître dans leurs occultations par la Lune, et qui, n'étant pas d'une seconde, indique que ce diamètre est au-dessous de cinq secondes de degré. La vivacité de la lumière des plus brillantes étoiles, comparée à leur petitesse apparente, nous porte à croire qu'elles sont beaucoup plus éloignées de nous que les planètes, et qu'elles n'empruntent point comme elles leur clarté du Soleil, mais qu'elles sont lumineuses par ellesmêmes; et comme les étoiles les plus petites sont assujetties aux mêmes mouvements que les plus brillantes et conservent entre elles une position constante, il est très vraisemblable que tous ces astres sont de la même nature, et que ce sont autant de corps lumineux, plus ou moins gros, et placés plus ou moins loin au delà des limites du système solaire.

On observe des variations périodiques dans l'intensité de la lumière de plusieurs étoiles, que l'on nomme pour cela changeantes. Quelquefois on a vu des étoiles se montrer presque tout à coup, et disparaitre après avoir brillé du plus vif éclat. Telle fut la fameuse étoile observée en 1572, dans la constellation de Cassiopée. En peu de temps, elle surpassa la clarté des plus belles étoiles et de Jupiter même; sa lumière s'affaiblit ensuite, et elle disparut seize mois après sa découverte, sans

avoir changé de place dans le ciel. Sa couleur éprouva des variations considérables: elle fut d'abord d'un blanc éclatant, ensuite d'un jaune rougeâtre, et enfin d'un blanc plombé. Quelle est la cause de ces phénomènes? Des taches très étendues que les étoiles nous présentent périodiquement, en tournant sur elles-mêmes, à peu près comme le dernier satellite de Saturne, et peut-être l'interposition de grands corps opaques qui circulent autour d'elles expliquent les variations périodiques des étoiles changeantes. Quant aux étoiles qui se sont montrées presque subitement avec une très vive lumière pour disparaître ensuite, on peut soupçonner avec vraisemblance que de grands incendies, occasionnés par des causes extraordinaires, ont eu lieu à leur surface, et ce soupçon se confirme par le changement de leur couleur, analogue à celui que nous offrent, sur la Terre, les corps que nous voyons s'enflammer et s'éteindre.

Une lumière blanche, de figure irrégulière, et à laquelle on a donné le nom de voie lactée, entoure le ciel en forme de ceinture. On y découvre, au moyen du télescope, un nombre prodigieux de petites étoiles, qui nous paraissent assez rapprochées pour que leur réunion forme une lumière continue. On observe encore, dans diverses parties du ciel, de petites blancheurs que l'on nomme nebuleuses, et dont plusieurs semblent être de la même nature que la voie lactée. Vues dans le télescope, elles offrent également la réunion d'un grand nombre d'étoiles; d'autres ne présentent qu'une lumière blanche et continue; il est très probable qu'elles sont formées d'une matière lumineuse très rare, répandue en amas divers dans l'espace céleste, et dont la condensation successive a produit les étoiles et toutes les variétés qu'elles présentent. Les changements remarquables que l'on a observés dans quelques nébuleuses, et particulièrement dans la belle nébuleuse d'Orion, s'expliquent d'une manière heureuse dans cette hypothèse, et lui donnent une grande vraisemblance.

L'immobilité respective des étoiles a déterminé les astronomes à leur rapporter, comme à autant de points fixes, les mouvements propres des autres corps célestes; mais pour cela il était nécessaire de les

classer, afin de les reconnaître, et c'est dans cette vue que l'on a partagé le ciel en divers groupes d'étoiles, nommés constellations. Il fallait encore avoir avec précision la position des étoiles sur la sphère céleste, et voici comment on y est parvenu.

On a imaginé, par les deux pôles du monde et par le centre d'un astre quelconque, un grand cercle, que l'on a nommé cercle de déclinaison, et qui coupe perpendiculairement l'équateur. L'arc de ce cercle compris entre l'équateur et le centre de l'astre mesure sa déclinaison, qui est boréale ou australe, suivant la dénomination du pôle dont il est le plus près.

Tous les astres situés sur le même parallèle ayant la même déclinaison, il faut, pour déterminer leur position, un nouvel élément. On a choisi pour cela l'arc de l'équateur compris entre le cercle de déclinaison et l'équinoxe du printemps. Cet arc, compté de cet équinoxe dans le sens du mouvement propre du Soleil, c'est-à-dire d'occident en orient, est ce que l'on nomme ascension droite: ainsi, la position des astres est déterminée par leur ascension droite et par leur déclinaison. La hauteur méridienne d'un astre, comparée à la hauteur du pôle, donne sa distance à l'équateur ou sa déclinaison. La détermination de son ascension droite offrait plus de difficultés aux anciens astronomes, à cause de l'impossibilité où ils étaient de comparer directement les étoiles au Soleil. La Lune pouvant être comparée, le jour, au Soleil, et la nuit, aux étoiles, ils s'en servirent comme d'un intermédiaire pour mesurer la différence d'ascension droite du Soleil et des étoiles, en ayant égard aux mouvements propres de la Lune et du Soleil dans l'intervalle des observations. La théorie du Soleil donnant ensuite son ascension droite, ils en conclurent celle de quelques étoiles principales, auxquelles ils rapportèrent les autres. C'est par ce moyen qu'Hipparque forma le premier catalogue d'étoiles dont nous ayons connaissance. Longtemps après, on donna plus de précision à cette méthode, en employant, au lieu de la Lune, la planète Vénus, que l'on peut quelquefois apercevoir en plein jour et dont le mouvement, pendant un court intervalle de temps, est plus lent et moins inégal que le mou

vement lunaire. Maintenant que l'application du pendule aux horloges fournit une mesure du temps très précise, nous pouvons déterminer directement, et avec une exactitude bien supérieure à celle des anciens astronomes, la différence d'ascension droite d'un astre et du Soleil par le temps écoulé entre leurs passages au méridien.

On peut, d'une manière semblable, rapporter la position des astres à l'écliptique, ce qui est principalement utile dans la théorie de la Lune et des planètes. Par le centre de l'astre, on imagine un grand cercle perpendiculaire au plan de l'écliptique, et que l'on nomme cercle de latitude. L'arc de ce cercle, compris entre l'écliptique et l'astre, mesure sa latitude, qui est boréale ou australe, suivant la dénomination du pôle situé du même côté de l'écliptique. L'arc de l'écliptique, compris entre le cercle de latitude et l'équinoxe du printemps, et compté de cet équinoxe, d'occident en orient, est ce que l'on nomme longitude de l'astre, dont la position est ainsi déterminée par sa longitude et par sa latitude. On conçoit facilement que, l'inclinaison de l'équateur à l'écliptique étant connue, la longitude et la latitude d'un astre peuvent se déduire de son ascension droite et de sa déclinaison observées.

Il ne fallut que peu d'années pour reconnaître la variation des étoiles en ascension droite et en déclinaison. Bientôt on remarqua qu'en changeant de position relativement à l'équateur, elles conservaient la même latitude, et l'on en conclut que leurs variations en ascension droite et en déclinaison ne sont dues qu'à un mouvement commun de ces astres autour des pôles de l'écliptique. On peut encore représenter ces variations en supposant les étoiles immobiles, et en faisant mouvoir autour de ces pôles ceux de l'équateur. Dans ce mouvement, l'inclinaison de l'équateur à l'écliptique reste la mêre, et ses noeuds ou les équinoxes rétrogradent uniformément de 154′′,63 par année. On a vu précédemment que cette rétrogradation des équinoxes rend l'année tropique un peu plus courte que l'année sidérale; ainsi la différence des deux années, sidérale et tropique, et les variations des étoiles en ascension droite et en déclinaison dépendent de ce mouvement, par