SÉANCE DU 2S !UI.\ tuOg. I739 



Comme d'ailleurs les queues n'apparaissent généralement que dans le voisinage du 

 périhélie, parfois même après celui-ci, le Soleil semble bien avoir sur la luminosité de 

 l'astre une influence directe. De quelle nature est cette influence, ravons cathodiques, 

 fluorescence proprement dite, émission de ravons a (théorie de Boys), nous l'ignorons 

 encore; ce qui est certain, c'est qu'elle varie en apparence mystérieusement. 



M. Deslandres ( ') s'est demandé en i8g8 s'il n'y avait pas corrélation entre les taches 

 du Soleil et ces changements d'éclat qui coïncideraient peut-être avec le passage vis- 

 à-vis de la comète d'une tache importante. A un point de vue plus général, il nous a 

 paru intéressant d'étudier l'éclat de la comète d'Encke à chacune de ses apparitions. 



La période de cette comète (3 ans 3 mois) est de beaucoup la plus courte, et en raison 

 de sa faible distance-périhélie au Soleil ainsi que du soin avec lequel elle est suivie 

 depuis 1 siècle, elle parait tout indiquée pour un travail de ce genre. 



Il y a une vingtaine d'années M. Berberich (-) s'était déjà occupé de la comète 

 d'Encke, et, à la suite d'une étude, qualitative en quelque sorte, des éclats observés, 

 étude allant jusqu'à l'apparition de iS8J, était arri\é a conclure que la comète semble 

 plus brillante lors des maxima des taches solaires. Mais M. Berberich ne donnait sa 

 conclusion qu'avec de grandes réserves : un examen plus détaillé de la question tend 

 selon nous à la confirmer. 



Nous admettons avec la plupart des astronomes que la variation d'éclat 

 des comètes doit être, en l'absence de causes exlérieiu'es, causes que nous 



nous proposons justement d'étudier, inversement proportionnelle à —r-yr 



(/• distance au Soleil, A distance à la Terrej. Cette hypothèse en est, 

 croyons-nous, à peine une, tant elle parait s'imposer en l'absence de résul- 

 tats nettement contraires. 



Une moyenne des grandeurs attribuées à la comète nous permet d'avoir 

 sa grandeur moyenne correspondant à peu près à la valeur moyenne de -y—, • 



En comparant avec chacun des facteurs -^^, et en appliquant la formule de 

 Pogson il est alors aisé de savoir si la grandeur observée à une époque 

 donnée a été au-dessus ou au-dessous de celle calculée. Les excès en plus ou 

 en moins sont portés sur la courbe ci-après ('). 



Un astronome allemand, M. DeichmuUer (*), a affirmé en \Sçy> que les 



(') Comptes re/uliis. i. CWM, 1898. p. i3-36. 



{■') Astr.Nachr., n°* :i8:j(j-i837, 1888, et n" :M2o, 1893. 



(^) A plusieurs reprises la comète a été notée comme restant II es faible, e.i'cessii-e- 

 ment faible alors que la grandeur calculée était de 5 ou 6; une seule fois 6,5; nous la 

 supposons dans ce cas-là inférieure i^ la grandeur 8,5 ou 9; il suffit d'examiner le 

 Talileau pour se convaincre que celte estimation n'a rien d'exagéré; les observations 

 correspondantes sont marquées d'une flèche descendante sur noire courbe. 



(•') Astr. Nach.. n" 3123, 1893. 



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