là même qu’elles ont une autre origine, devront obéir à une autre loi du mouvement. De fait, non-seulement elles se meuvent tantôt dans une direction, tantôt dans la direction opposée, non-seulement elles n’ont pas de mouvement de rotation, mais la forme même de leur mouvement de révolution diffère de celle des planètes. On dira que le mouvement de la plupart d’entre elles affecte la forme elliptique. Mais, même dans cette catégorie, il y en a dont l’ellipse est tellement allongée qu’il serait difficile d’admettre que les attractions de la masse solaire puissent s’étendre à l’énorme distance où se trouve placée leur aphélie. Telles sont les comètes de 1811, et plus encore celle de 1680[1]. De toute façon, à côté de cette catégorie, il y en a dont le mouvement se fait suivant l’hyperbole. On dit de celles-ci qu’elles ne reviendront plus. Mais ce qu’il importe de savoir, c’est comment elles sont venues, c’est-à-dire comment elles sont tombées dans la sphère d’attraction du soleil, et comment, après y être tombées, elles peuvent en sortir. C’est là l’essentiel ; et l’on apercevra encore mieux l’importance de cette remarque, si l’on fait attention à la différence entre la masse du soleil et celle de la comète, qui n’est, pour ainsi dire, qu’une nuée de vapeurs. Car, si c’était la masse du soleil qui déterminât le mouve ment de la comète, on ne conçoit pas comment celle-ci
- ↑ La période de la première serait, suivant Argelander, de 3300 ans, et celle de la seconde, suivant Encke, de 8814 ans. Dans l’orbite de cette dernière, telle qu’elle a été calculée par Encke, d’après les observations du professeur Marchetti (de Pise), qui paraissent les plus exactes, la distance périhélie de la comète serait de 0.0062, et sa distance aphélie de 851.2, et, par conséquent, le rapport entre les deux distances serait de 137000.
