partie latente devient sensible, lorsque l'on ramène par la compression, le gaz à sa densité primitive. : Il existe des corps qui ne peuvent pas devenir fluides, par les plus grandes chaleurs que nous puissions exciter. Il en est d'autres que le plus grand froid qu'ils éprouvent sur la terre, ne peut pas réduire à l'état solide tels sont les fluides qui forment notre atmosphère, et qui, malgré la pression et le froid auxquels on les a soumis, se sont jusqu'ici maintenus dans l'état de vapeurs. Mais leur analogie avec les fluides aériformes dans lesquels nous réduisons par la chaleur, un grand nombre de substances, et leur condensation par la compression et par le froid, ne permettent pas de douter que ces fluides ne soient des corps extrêmement volatils, qu'un grand froid réduirait à l'état solide. Il suffirait pour leur faire prendre cet état, d'éloigner la terre du soleil; comme il suffirait de l'en rapprocher, pour faire entrer l'eau et plusieurs autres corps, dans notre atmosphère. Ces grandes vicissitudes ont lieu sur les comètes, et principalement sur celles qui approchent très-près du soleil, dans leur périhélie. Les nébulosités qui les environnent, étant le résultat de la vaporisation des fluides à leur surface; le refroidissement qui en est la suite, doit tempérer l'excessive chaleur due à leur proximité du soleil; et la condensation des mêmes fluides vaporisés, quand elles s'en éloignent, répare en partie, la diminution de chaleur que cet éloignement doit produire; ensorte que le double effet de la vaporisation des fluides et de la condensation des vapeurs, rapproche considérablement les limites de la plus grande chaleur et du plus grand froid que les comètes éprouvent, à chacune de leurs révolutions. En observant les cométes avec de forts télescopes, et dans des circonstances où nous ne devrions apercevoir qu'une partie de leur hémisphère éclairé, on n'y découvre point de phases. Une seule comète, celle de 1682, en a présenté à Hevelius et La Hire. On verra dans la suite, que les masses des cométes sont d'une petitesse extrême; les diamètres de leurs disques doivent donc être presqu'insensibles, et ce qu'on nomme leur noyau, est selon toute apparence, formé en grande partie, des couches les plus denses de la nébulosité qui les environne: aussi Herschell, avec de très-forts télescopes, est-il parvenu à reconnaître dans le noyau de la comète de 1811, un point brillant qu'il a jugé avec raison, être le disque même de la comète. Ces couches sont encore extrêmement rares, puisque l'on a quelquefois aperçu des étoiles au travers. Les queues que les comètes traînent après elles, paraissent être composées des molécules les plus volatiles que la chaleur du soleil élève de leurs surfaces, et que l'impulsion de ses rayons en éloigne indéfiniment. Cela résulte de la direction de ces traînées de vapeurs, toujours situées au-delà de la tête des comètes relativement au soleil, et qui croissant à mesure que ces astres s'en approchent, n'atteignent leur maximum qu'après le passage au périhélie. L'extrême ténuité des molécules, augmentant le rapport des surfaces aux masses; elle peut rendre sensible, l'impulsion des rayons solaires, qui doit alors faire décrire à peu près à chaque molécule, un orbe hyperbolique, le soleil étant au foyer de l'hyperbole conjuguée correspondante. La suite des molécules mues sur ces courbes depuis la tête de la comète, forme une traînée lumineuse opposée au soleil, et un peu inclinée au côté que la comète abandonne en s'avançant dans son orbite : c'est en effet, ce que l'observation nous montre. La promptitude avec laquelle ces queues s'accroissent, peut faire juger de la rapidité d'ascension de leurs molécules. On conçoit que les différences de volatilité, de grosseur et de densité des molécules, doivent en produire de considérables dans les courbes qu'elles décrivent; ce qui apporte de grandes variétés dans la forme, la longueur et la largeur des queues des comètes. Si l'on combine ces effets avec ceux qui peuvent résulter d'un mouvement de rotation dans ces astres, et avec les illusions de la parallaxe annuelle; on pourra rendre raison des singuliers phénomènes que leurs nébulosités et leurs queues nous présentent. Quoique les dimensions des queues des comètes soient de plusieurs millions de myriamètres, cependant elles n'affaiblissent pas sensiblement la lumière des étoiles que l'on observe à travers; elles sont donc d'une rareté extrême, et leurs masses sont probablement inférieures à celles des plus petites montagnes de la térre; elles ne peuvent ainsi par leur rencontre avec elle, y produire aucun effet sensible. Il est très-probable qu'elles l'ont plusieurs fois enveloppée, sans avoir été aperçues. L'état de l'atmosphère influe considérablement sur leur longueur et leur largeur apparentes : entre les tropiques, elles paraissent beaucoup plus grandes que dans nos climats. Pingré dit avoir observé qu'une étoile qui paraissait dans la queue de la comète de 1769, s'en éloigna dans très-peu d'instans. Mais cette apparence était une illusion produite par des nuages légers de notre atmosphère, assez épais pour intercepter la faible lumière de cette queue, et cependant assez rares pour laisser apercevoir la lumière beaucoup plus vive de l'étoile. On ne peut pas attribuer aux molécules de vapeurs dont ces queues sont formées, des oscillations aussi rapides, dont l'étendue surpasserait un million de myriamètres. Les substances évaporables d'une comète, diminuant à chacun de ses retours au périhélie; elles doivent après plusieurs retours, dissiper entièrement dans l'espace, et la comète ne doit plus alors présenter qu'un noyau fixe; ce qui doit arriver plus promptement pour les comètes dont la révolution est plus courte. On peut conjecturer que celle de 1682, dont la révolution n'est que de soixante-seize ans, et la seule qui jusqu'ici ait présenté des phases, approche de cet état de fixité. Si le noyau est trop petit pour être aperçu, ou si les substances évaporables qui restent à sa surface, sont en trop petite quantité, pour former par leur évaporation, une tête de comète, sensible; l'astre deviendra pour toujours invisible. Peut-être est-ce une des causes qui rendent si rares, les réapparitions des comètes: peut-être encore cette cause a-t-elle fait disparaître pour nous, la comète de 1770, qui pendant son apparition, a décrit une ellipse dans laquelle la révolution n'est que de cinq ans et demi; et qui, si elle a continué de la décrire, est depuis cette époque, revenue sept fois au moins à son périhélie. Peut-être enfin est-ce par la même cause, que plusieurs comètes dont on pouvait suivre la trace dans le ciel au moyen des élémens de leurs orbites, ont disparu plutôt qu'on ne devait s'y attendre. CHAPITRE VI. Des lois du mouvement des satellites autour de leurs planètes. Nous avons exposé dans le sixième chapitre du premier livre, les lois du mouvement du satellite de la terre; il nous reste à considérer celles du mouvement des satellites de Jupiter, de Saturne et d'Uranus. Si l'on prend pour unité, le demi-diamètre de l'équateur de Jupiter, supposé de 56",702, à la moyenne distance de la planète au soleil; les distances moyennes des satellites à son centre, et les durées de leurs révolutions sidérales seront IV. sat... 6,04853... 15,35024... 26,99835....... 16,688769707084. Les durées des révolutions synodiques des satellites, ou les intervalles des retours de leurs conjonctions moyennes à Jupiter, sont faciles à conclure des durées de leurs révolutions sidérales, et de celle de la révolution de Jupiter. En comparant leurs moyennes distances, aux durées de leurs révolutions; on observe entre ces quantités, le beau rapport que nous avons vu exister entre les durées des révolutions des planètes et leurs moyennes distances au soleil; c'est-à-dire que les carrés des temps des révolutions sidérales des satellites, sont entre eux comme les cubes de leurs moyennes distances au centre de Jupiter. Les fréquentes éclipses des satellites ont fourni aux astronomes, le moyen de suivre leurs mouvemens, avec une précision que l'on ne peut pas attendre de l'observation de leur distance angulaire à Jupiter. Elles ont fait connaître les résultats suivans. L'ellipticité de l'orbe du premier satellite est insensible: son plan coïncide à très-peu près avec celui de l'équateur de Jupiter, dont l'inclinaison à l'orbe de cette planète est de 4,4352. L'ellipticité de l'orbe du second satellite est pareillement insensible: son inclinaison sur l'orbe de Jupiter est variable, ainsi que la position de ses noeuds. Toutes ces variations sont représentées à peu près, en supposant l'orbe du satellite, incliné d'environ 5152" à l'équateur de Jupiter, et en donnant à ses nœuds sur ce plan, un mouvement rétrograde dont la période est de trente années juliennes. On observe une petite ellipticité dans l'orbe du troisième satellite: l'extrémité de son grand axe, la plus voisine de Jupiter, et que l'on nommé périjove, a un mouvement direct, mais variable; l'excentricité de l'orbe est également assujétie à des variations très-sensibles. Vers la fin du dernier siècle, l'équation du centre était à son maximum, et s'élevait à peu près à 2458" : elle a ensuite diminué, et vers 1777, elle était à son minimum et d'environ 949". L'inclinaison de l'orbe de ce satellite sur celui de Jupiter, et la position de ses nœuds sont variables on représente à peu près toutes ces variations, en supposant l'orbe incliné d'environ 2284" sur l'équateur de Jupiter, et en donnant à ses noeuds, un mouvement rétrograde sur le plan de cet équateur, dans une période de 142 ans. Cependant, les astronomes qui ont déterminé par les éclipses de ce satellite, l'inclinaison de l'équateur de Jupiter sur le plan de son orbite, l'ont trouvée constamment de neuf ou dix minutes, plus petite que par les éclipses du premier et du second satellite, L'orbe du quatrième a une ellipticité très-sensible : son périjove a un mouvement annuel direct d'environ 7959". Cet orbe est incliné de 2o,7 environ à l'orbe de Jupiter. C'est en vertu de cette inclinaison, que le quatrième satellite passe souvent derrière la planète, relativement au soleil, sans être éclipsé. Depuis la découverte des satellites, jusqu'en 1760, l'inclinaison a paru constante, et le mouvement annuel des nœuds sur l'orbite de Jupiter, a été direct |