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Astronomie populaire (Arago)/XVII/08

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GIDE et J. BAUDRY (Tome 2p. 292-298).

CHAPITRE VIII

orbite de la comète de six ans trois quarts ou de gambart


Nous voici parvenus à une autre comète périodique qui a reparu, comme la précédente, en 1832, et dont le voisinage, assurait-on, devait être si fatal à la Terre et à ses habitants.

Cette comète fut aperçue à Johannisberg, le 27 février 1826, par Biela, et dix jours après, à Marseille, par Gambart. Celui-ci en calcula, sans retard, les éléments paraboliques sur ses propres observations, et il reconnut, à l’inspection de la table générale dont j’ai si souvent parlé, que la comète n’en était pas à sa première apparition, qu’on l’avait déjà observée en 1805 et en 1772.

Le lecteur ne sera pas fâché de juger par lui-même du degré de ressemblance qu’il y a entre les éléments paraboliques de l’astre chevelu pour les apparitions de ces trois années.

Année. Inclinaison. Longitude
du nœud.
Longitude
du périhélie.
Distance
périhélie.
Sens
du mouv.
1772 
18°17’ 254° 0’ 110°14’ 1,01 direct.
1805 
16 31 250 33 109 23 0,89 direct.
1826 
14 39 247 54 104 20 0,95 direct.

La comète de 1826 étant périodique, il fallait passer des éléments paraboliques aux éléments elliptiques ; il fallait découvrir la durée de la révolution que les éléments paraboliques laissent complétement indéterminée. Clausen et Gambart entreprirent ce calcul, et trouvèrent, l’un et l’autre, presque en même temps, que la nouvelle comète faisait une révolution entière autour du Soleil dans l’espace d’environ 7 ans.

Ce résultat curieux fut adopté sans contestation, car on 1826 on était complétement revenu de la vieille idée que les temps des révolutions des comètes dussent être nécessairement très-longs. Il eût été hasardeux de déterminer l’époque de la future apparition du nouvel astre, avant d’avoir étudié tous les dérangements, toutes les perturbations sensibles qu’il pourrait éprouver dans sa course par l’action des diverses planètes. Damoiseau se chargea de faire ce long et minutieux calcul.

On déduisit, des observations faites en 1820, la conséquence que la comète de six ans trois quarts viendrait dans son apparition suivante en 1832 choquer la Terre. La question ayant été examinée de plus près, il fut prouvé que les vives craintes qu’on avait conçues n’avaient rien de réel. Voici les raisonnements à l’aide desquels les astronomes arrivèrent à ce résultat.

La comète de six ans trois quarts devait traverser le plan de l’écliptique, c’est-à-dire le plan dans lequel la Terre se meut, le 29 octobre 1832, avant minuit.

La Terre, pendant sa course annuelle autour du Soleil, ne sort jamais du plan de l’écliptique. Ainsi c’est dans ce plan seulement qu’une comète pourrait venir la choquer ; ainsi, dans le cas où nous aurions eu quelque chose à redouter de la comète de 1832, c’est le 29 octobre, avant minuit, qu’aurait eu lieu le danger.

Demandons-nous maintenant si le point dans lequel la comète devait traverser le plan de l’écliptique était près d’un point de la courbe que la Terre décrit ; car, pour qu’il y eût rencontre des deux corps, cette condition n’était pas moins nécessaire que la précédente.

À cet égard le calcul nous apprenait que le passage de la comète par le plan de l’écliptique devait s’effectuer un peu en dedans de notre orbite et à une distance de cette courbe qui est égale à quatre rayons terrestres et deux tiers. Disons même que cette distance, déjà si petite, pouvait disparaître entièrement si l’on faisait subir aux éléments donnés par Damoiseau de petites variations dont il paraissait difficile de répondre.

Prenons, au surplus, la distance de 4 rayons terrestres et deux tiers comme réelle ; remarquons qu’elle se rapportait au centre de la comète, et voyons si les dimensions de cet astre sont assez grandes pour que quelques unes de ces parties eussent pu venir empiéter sur des points de notre orbite.

Dans l’apparition de 1805, des observations faites par Olbers, l’illustre astronome de Bremen, donnèrent pour la longueur du rayon de la comète 5 rayons terrestres et un tiers ; de ce nombre, comparé au précédent, il résulte avec évidence que, le 29 octobre 1832, une portion de l’orbite de la Terre s’était trouvée comprise dans la nébulosité de la comète.

Il ne nous reste plus qu’une seule question à résoudre, c’est celle-ci : au moment où la comète était tellement près de notre orbite que sa nébulosité en enveloppait quelques parties, la Terre elle-même, où se trouvait elle ?

J’ai déjà dit que le passage de la comète très-près d’un certain point de l’orbite terrestre a eu lieu le 29 octobre avant minuit ; en bien, la Terre n’arriva au même point que le 30 novembre au matin, c’est-à-dire plus d’un mois après. On n’a maintenant qu’à remarquer que la vitesse moyenne de la Terre dans son orbite est de 674 000 lieues par jour, et un calcul très-simple prouve que la comète de six ans trois quarts, du moins dans son apparition de 1832, devait toujours être à plus de 20 millions de lieues de la Terre !

Pour avoir, dans les apparitions suivantes, la moindre distance de la Terre à la comète, il faudra recommencer les mêmes calculs. Si, en 1832, au lieu de passer dans le plan de l’écliptique le 29 octobre, la comète y fût arrivée seulement le 30 novembre au matin, elle serait venue indubitablement mêler son atmosphère à la nôtre, et peut-être même nous heurter ! Mais je me hâte d’assurer qu’une erreur d’un mois sur le passage de la comète à son nœud n’était pas possible. J’ajoute enfin que, dans cette discussion, je n’ai dû m’occuper que de la nébulosité proprement dite de la comète, car aucune trace de queue n’a été vue près de cet astre pendant ses apparitions.

Les résultats qui précèdent ne diffèrent pas de ceux qu’Olbers avait consignés dans une Note, sur le sens de laquelle tant de personnes se sont méprises d’une si étrange manière. Il en est qui, tout en reconnaissant que la Terre devait être, en 1832, à l’abri de toute atteinte directe, croyaient que la comète ne rencontrerait pas notre orbite sans la déranger, comme si cette orbite était un objet matériel, comme si la forme de la route parabolique qu’une bombe va parcourir dans l’espace en sortant du mortier, pouvait dépendre du nombre et de la position des courbes que d’autres bombes auraient anciennement décrites dans les mêmes régions !

Les éléments paraboliques de la comète de Gambart, depuis l’époque de sa découverte en 1826, ont été calculés d’après les observations fournies par ses apparitions en 1832 et en 1846. Elle ne fut pas aperçue lors de son retour en 1839. Les calculs ont donné les nombres suivants :

Année. Passage
au
périhélie.
Incli-
naison.
Longitude
du
nœud.
Longitude
du
périhélie.
Distance
péri-
hélie.
Sens
du
mouv.
1832 26 nov. 13°13’ 248°16’ 110°1’ 0,88 direct.
1846 11 février 12 34 245 55 109 2 0,86 direct.

L’intervalle qui sépare les deux passages au périhélie précédent est de 4 825 jours, ce qui donne pour la durée moyenne de sa révolution 2 412j,5.

L’orbite elliptique calculée donne :

Demi grand axe 
 3,5245
Distance périhélie 
 0,8565
Distance aphélie 
 6,1926
Excentricité 
 0,7570

Durée de la révolution : 2 417 jours, ou 6ans,62.

On peut voir (fig. 184) que l’orbite de cette comète s’étend un peu au delà de celle de Jupiter.

Nous reviendrons dans un autre chapitre sur le phénomène remarquable de dédoublement que la comète de Gambart a présenté lors de son retour en 1846. Elle a reparu à la fin d’août 1852, et a été visible environ trois semaines. Le père Secchi, de l’Observatoire de Rome, a aperçu le 16 septembre une plus faible comète, qui la précédait à une distance de 30’ en ascension droite, et à 30’ plus au Sud ; cette dernière a été considérée comme étant, selon toute probabilité, la seconde partie de la comète de Gambart.

Dans la plupart des traités d’astronomie, la comète dont nous venons de nous occuper est désignée sous le nom de comète de Biela. Je n’admets pas cette désignation, pour des raisons que j’ai déduites dans la notice biographique que j’ai consacrée à Gambart[1], et dont je ne reproduirai ici que la substance.

L’usage s’est établi de désigner les comètes périodiques par des noms d’hommes. Cela peut exciter le zèle des astronomes, et dès lors il est bon de s’y tenir ; une condition cependant paraît indispensable : c’est que les noms soient constamment choisis suivant des règles invariables, et abstraction faite de tout amour-propre, de tout préjugé national. Pour chaque comète périodique, il y a lieu, dès l’origine, à distinguer : l’astronome qui l’aperçoit le premier ; l’astronome qui, le premier aussi, reconnaît, à l’aide des éléments paraboliques, qu’elle s’était précédemment montrée ; celui enfin qui, passant aux éléments elliptiques, calcule exactement la durée de la révolution. Voyons quels principes ont prévalus pour les deux comètes périodiques dont nous nous sommes occupés dans les deux chapitres précédents.

En ce qui concerne la comète de Halley, on s’est décidé à lui donner le nom de l’illustre astronome qui le premier s’est occupé des comètes périodiques, de celui qui avait, d’après les éléments paraboliques, montré qu’elle avait déjà apparu, prouvé sa périodicité, et prédit le retour prochain de la comète, retour que Clairaut a calculé avec exactitude.

Pour la comète d’Encke, on ne lui a donné ni le nom de Pons qui l’a découverte, ni le nom de Bouvard qui en a calculé les éléments paraboliques, mais bien le nom de M. Encke, qui a retrouvé ses apparitions anciennes et calculé ses retours prochains.

Pourquoi donc donner à la comète de six ans trois quarts le nom de Biela, qui n’a fait que la découvrir, lorsqu’on n’a pas donné le nom de Pons au découvreur de la comète de trois ans trois dixièmes ? Pourquoi avoir deux poids et deux mesures. Gambart a calculé les éléments paraboliques de la comète de 1818-1819, il a reconnu ses anciennes apparitions, il a prédit ses retours futurs. Tant que la comète à courte période portera le nom de M. Encke, et pour ma part je trouve cette désignation très-convenable, la comète de six ans trois quarts devra donc porter le nom de Gambart et non celui de Biela.

  1. Voir t. iii des Œuvres et des Notices biographiques, p. 452.