512 



G. BIGOURDAN — REVUE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 



pas été suffisamment observée pour qu'il soit pos- 

 sible de calculer son orbite. 



Parmi ces comètes, celle de M. Giacobini {189G V) 

 et la dernière de M. Perrine (1890 VII) offrent un 

 intérêt spécial : 



La comète Giacobini paraît être en connexion 

 intime avec la comète de M. Paye; toutefois (à 

 cause du désaccord entre les durées de révolution 

 obtenues d'un côté par MM. Perrotin et Giacobini, 

 de l'autre par les astronomes américains), on ne 

 peut pas affirmer que ces deux astres appartiennent 

 à la même famille. 



La comète Perrine (1896 VII) a le plan de son 

 orbite en coïncidence presque parfaite avec celui 

 de l'orbite delà comète de Biéla; mais l'application 

 du critérium de Tisserand montre que les deux 

 comètes ne sont pas identiques. La coïncidence 

 des plans des orbites tient-elle au hasard? Pour 

 l'expliquer, M. Ristenpart a émis l'opinion que ces 

 deux astres proviennent d'une comète mère, divi- 

 sée par une action violente, et dont les deux frag- 

 ments seraient restés dans le plan de l'orbite de la 

 comète primitive. 



Depuis les travaux de MM. Schiaparelli, E. Weiss 

 et Le Verrier, les astronomes sont devenus fami- 

 liers avec les curieuses transformations que peuvent 

 éprouver les comètes. 



Il y a peu d'années, le regretté Tisserand publia 

 une étude très appréciée sur la capture des co- 

 mètes, et fit connaître le remarquable critérium 

 dont nous venons de parler, permettant de grou- 

 per les comètes périodiques par familles ; et, par 

 son emploi, M. Schulliof a pu mettre en lumière les 

 groupements dont nous parlons. 



M. Callandreau, de son côté, a pris une large 

 part aux travaux de ce genre, et tout récemment, 

 il a cherché à apprécier d'une manière plus nette 

 l'influence dissolvante du Soleil ou d'une grosse 

 planète sur une comète : cette désagrégation des 

 comètes, souvent invoquée, réclamait l'élude ma- 

 thématique plus précise que M. Callandreau vient 

 de faire. 



VIII. 



Transport du Système solaire 



DANS l'espace. 



Dès que l'existence des mouvements proprés de 

 certaines étoiles fut nettement établie (Cassini 11, 

 1738), on pensa que ces déplacements pouvaient 

 tenir, en partie du moins, à un mouvement du 

 Soleil entraînant tout notre système dans l'es- 

 pace. 



Cette idée, assez vague chez Fontenelle et chez 

 Cassini II, se précise chez Bradley (1748) et chez 

 Lambert (17C1). Cependant, Tobie Mayer trouva 

 que l'e.Kamen des mouvements propres stellaires 



par lui déterminés était défavorable à l'hypothèse 

 du mouvement propre du Soleil. 



Le premier essai tenté pour déterminer la direc- 

 tion de ce mouvement fut fait en 1781 par 

 P. Prévost, bien oublié aujourd'hui comme astro- 

 nome, et qui observa quelque temps à l'Ecole 

 militaire. Mais celte idée du mouvement propre 

 du Soleil ne prit dans la Science la place qu'elle 

 mérite, qu'après un travail de W. Herschel, publié 

 en 1783. 



Depuis lors, la recherche de la direction et de la 

 vitesse de ce transport a suscité des travaux très 

 nombreux ; mais il faut avouer qu'ils n'ont pas 

 beaucoup avancé nos connaissances sur ce point. 

 L'existence de ce mouvement n'est pas douteuse, 

 et il paraît bien prouvé que l'ascension droite de 

 Vapex du Soleil, c'est-à-dire du point vers lequel 

 il se transporte, diflère peu de 270°; mais pour la 

 déclinaison de cet apex, que d'ordinaire on sup- 

 pose voisine de -|- 30°, les résultats sont fort dis- 

 cordants, puisque dans un travail récent M. Kobold 

 trouve celte déclinaison égale à — 3° environ. 



Voici, du reste, les coordonnées de cet apex 

 obtenues par divers astronomes (tableau I) : 



Tableau I. — Coordonnées de l'apex du Soleil. 



Ajoutons, toutefois, que le grand écart présenté 

 en déclinaison par le résultat de M. Kobold paraît 

 tenir surtout à la méthode employée. D'ailleurs, 

 on ne pourra guère obtenir une valeur sûre que 

 lorsque l'on connaîtra en plus grand nombre les 

 mouvements propres des étoiles australes. En atten- 

 dant, il semble qu'on peut admettre, pour les 

 coordonnées de l'apex du Soleil, les valeurs sui- 

 vantes : 



Asceasion droite : 267"= 17''48': diîclinai.son : -|- 30". 



La vitesse de translation est beaucoup plus incer- 

 taine encore que la direction du mouvement. 

 D'après M. 0. Struve, l'espace parcouru par le 



1 



Soleil en un an serait ,.,,,. ,.,,,. de la distance 

 oUL). UUU 



moyenne des étoiles de première grandeur, dis- 

 tance qui correspondrait à une parallaxe à 0",083, 



