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LE IDEE DI LAOUANGE, LAPLACE, OAUSS E SC'UI APARELLI, ECC. 



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* parabole dans la partie que l'on observé. Cette application de l'analyae des pro- 

 ' babilités pouvant intéresser les géomètres et les astionomes, je vais l'exposer ici. 



" Les comètes sont si petites qu'elles ne deviennent visibles que si leur distance 



* périhélie est peu considérable. Jusqu'à préscnt, cette distance n'a surpas.se que 

 " deux fois le diamètre de l'orbe terrestre, et le plus souvent elle a été au-dessous 

 " du rayon de cet orbe. On concoit que pour approclier si près du Soleil, leur 



* vitesse au moment de leur entrée dans sa sphère d'activité doit avoir une grandeur 

 f et une direction comprises dans d'étroites limites. Il f'aut donc déterminer quel est, 

 " dans ces limites, le rapport des chances qui donnent une hyperbole sensible aux 



■ chances qui donnent un orbe que l'on puisse confondre avec une parabole. Il est 



■ clair que ce rapport dépend de la loi de possibilité des distances périhélies des 

 " comètes observables, et l'examen du tableau des éléments des orbes cométaires, 

 " déjà calculés, nous montre que. au delà d'une distance périhélie égale au rayon de 

 " l'orbe terrestre, les possibilités des distances périhélies diminuent avec une grande 

 " rapidité à mesure que ces distances augmentent. La loi de ces possibilités doit 

 " donc ètre assujettie à cette conditicn; mais étant, a cela près, inconnue, nous ne 

 " pouvons que déterminer la limite du rapport dont il s-'agit, ou sa valeur dans le 

 " cas plus favorable aux hyperboles sensibJes. Si l'on suppose le rayon de la sphère 



* d'activité du Soleil égale à cent mille fois sa distance à la Terre, ce qui parait 

 " ètre encore au-dessous de ce qu'indique la petitesse de la parallaxe des étoiles, 



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" l'analyse donne, dans le cas le plus favorable, pour la probabilité qu'une né- 



" buleuse qui pénètre dans la sphère d'activité solaire, de manière à pouvoir ètre 

 " observée, décrira une hyperbole dont le grand axe égalera au moins cent fois la 

 " distance du Soleil à la Terre. Une pareille hyperbole se confondra sensiblement 

 " avec une parabole ; il y a ainsi, dans le cas le plus favorable aux hyperboles sen- 

 " sibles, à fort peu près cinquante-six à parier contre l'unite que, sur cent comètes, 

 " aucune ne doit avoir un mouvement sensiblement hyperbolique ; il n'est donc pas 

 " surprenant que, jusqu' ici, l'on n'ait point observé de mouvement semblable. 



" L'attraction des planètes, et peut-ètre encore la résistance des milieux éthérés, 

 " a dù changer plusieurs orbes cométaires, dans des ellipses dont le grand axe est 



* beaucoup moindre que le rayon de la sphère d'activité du Soleil. On peut croire 

 " que ce changement a eu lieu pour l'orbe de la comète de 1682, dont le grand axe 

 " ne surpasse pas trente-cinq fois la distance du Soleil à la Terre. Un changement 



* plus grand encore est arrivé à l'orbe de la comète de 1770, dont le grand axe 

 " n'égale que six fois environ cette distance. 



" Une comète perd, à chaque retour à son périhélie, une partie de sa substance 



* que la chaleur et la lumière du Soleil élèvent en vapeurs et dispersent dans l'espace, 

 " à une distance de la comète telle que son attraction ne peut les faire retomber à 

 " sa surface. Cet astre doit donc, après plusieurs retours, se dissiper en entier ou 



* se réduir à un noyau fixe qui présentera des phases comme les planètes. La comète 

 " de 1682, la seule dans laquelle on ait jusqu'à présent observé des phases, parait 

 " approcher de cet état de fixité. Si ce noyau est trop petit pour ètre apercu, ou 

 " si les substances évaporables qui restent à sa surface sont en trop petite quantité 

 " pour former, par leur évaporation, une tète de comète sensible, l'astre disparaìtra 



