une région aussi rapprochée de ce globe immense, l’atmosphère dont il est entouré peut avoir une densité appréciable, et produire sur les corps qui la traversent des effets qu’on ne doive pas négliger. Cela sera vrai surtout à l’égard des comètes dont la vitesse au périhélie est considérable et qui ont, en général, très-peu de densité. Sur la comète de 1680, l’effet nécessaire de cette résistance atmosphérique dut être de diminuer sa vitesse tangentielle. Mais si un corps céleste se ralentit dans sa marche, quelle qu’en soit d’ailleurs la cause, la force centrifuge diminue, la force centripète qu’elle contrebalançait devient à l’instant prépondérante, et ce corps, quitte la courbe qu’il parcourait pour se rapprocher du centre d’attraction. Ainsi, la comète dont il est question dut passer plus près de la surface solaire en 1680 que dans son apparition antérieure. Cette diminution dans les dimensions de l’orbite se continuera à chaque nouveau retour au périhélie : la comète de 1680 finira donc par tomber sur le Soleil. Des raisonnements analogues seraient applicables de tout point à la comète de 1843 (n° 164 du catalogue), qui passa encore plus près du Soleil que celle de 1680 (chap. xiv, p. 325).
Ces raisonnements reposent sur des principes de mécanique incontestables ; la conséquence que nous en avons déduite n’est donc pas moins certaine. Il faut seulement reconnaître que dans notre ignorance actuelle sur la densité des diverses couches superposées de l’atmosphère solaire, sur celle des comètes de 1680 et de 1843, et sur la durée de leur révolution, il serait impossible de calculer après combien de siècles arrivera l’étrange événement
