title: Note sur la Comète IV de 1873
text: # Note sur la Comète IV de 1873
  
  ### NOTE SUR LA COMÈTE IV DE 1873
  
  La comète IV de 1873, découverte le 23 août, à l’Observatoire de Paris, s’est distinguée des autres comètes télescopiques par ses changements de forme, l’accroissement rapide de sa queue et aussi par son éclat, qui l’a rendue visible à l’œil nu quelque temps avant son passage au périhélie.
  
  Grâce à ce concours favorable de circonstances, les observations du nouvel astre pourront jeter quelque lumière sur la constitution jusqu’ici peu connue des comètes.
  
  Le jour de sa découverte, la comète se présentait dans le télescope comme une nébulosité ronde, fortement condensée au centre et sans trace sensible de queue ; son diamètre apparent était de 4′ environ. On la voyait, dans une lunette de 1 centimètre d’ouverture, comme une étoile de 7ᵉ grandeur.
  
  Cet aspect a peu varié jusqu’au 26 août. À cette date, on commença à apercevoir un rudiment de queue ; la tête devenait légèrement elliptique et son diamètre atteignait 6′.
  
  Le 29 août, la queue, directement opposée au soleil, avait déjà 20′ de longueur ; elle formait avec le méridien passant par son noyau un angle de 41°. A partir de cette époque, sa longueur n’a pas cessé de s’accroître : le 2 septembre, elle avait atteint 2°. Quant au noyau, ses dimensions restaient à peu près constantes, bien que son éclat augmentât rapidement ; il était comparable, le 10 septembre, à une étoile de 4ᵉ grandeur.
  
  La tête de la comète, examinée avec un grossissement de 200 fois, paraît composée de 3 enveloppes et d’un noyau. Le noyau n’est pas au centre ; il est situé un peu vers le sommet. De la masse de lumière qui l’entoure s’échappe un filet lumineux très-étroit et qui paraît donner naissance à la queue. Ce filet très-brillant à son origine, s’affaiblit graduellement à mesure qu’il s’éloigne de son point de départ.
  
  On se rendra facilement compte des changements qu’a éprouvés la comète en jetant les yeux sur les figures ci-jointes.
  
  La comète a pu être encore aperçue le 15 septembre, vers 4 h. du matin, mais sa hauteur trop faible s’opposait à des observations, qu’auraient gênées d’ailleurs les premières lueurs du jour. On a cependant pu constater que la forme du noyau était sensiblement la même que le 12 et que son éclat était considérablement augmenté. En effet, il était encore possible de distinguer la comète, alors que les étoiles de 4ᵉ grandeur n’étaient déjà plus visibles.
  
  On a fait différentes études spectroscopiques de cet astre pendant la période de son plus grand éclat.
  
  Il résulte des observations de MM. André et Rayet, astronomes à l’Observatoire de Paris, et celles de M. Plummer (de l’Observatoire de Durham), que le spectre de la comète était composé de 3 bandes brillantes bien distinctes. La première, dans le jaune, à peu près entre D et E ; la deuxième, dans le vert, coïncidait presque avec la ligne b ; la troisième, dans le bleu, au delà de F. On a constaté qu’il n’y avait pas traces de spectre continu dans l’intervalle des lignes lumineuses.
  
  La bande du vert était beaucoup plus lumineuse que les deux autres. Les lignes du jaune et du bleu étaient de longueur et d’intensité à peu près égales.
  
  Ces bandes étaient nettement définies, du côté le moins réfrangible du spectre et semblaient décroître par degrés insensibles du côté opposé.
  
  De la comparaison des observations précédentes avec celles de M. Huggins, sur la comète I de 1868 (Winnecke), M. Plummer a cru pouvoir conclure que le spectre de ces deux astres est identique et que la lumière de la comète IV 1873 doit être attribuée à du carbone incandescent.
  
  D’après cette conclusion, la comète serait lumineuse par elle-même. Mais ce fait s’accorde peu avec celui de la variation d’éclat des comètes qui deviennent toujours plus brillantes, à mesure qu’elles s’approchent du soleil.
  
  On conçoit d’ailleurs difficilement un corps d’une masse aussi faible que celle qu’on assigne généralement aux comètes, se maintenant si longtemps à une température aussi élevée que celle que nécessite la volatilisation du carbone.
  
  Il serait peut-être plus admissible de supposer que la comète, éclairée par le soleil, et un composé gazeux, froid, dans lequel il entre du carbone, sous forme, par exemple, d’acide carbonique ou d’oxyde de carbone. Ce composé gazeux ne pourrait évidemment réfléchir que les rayons qu’il a arrêtés ; or cet arrêt ne portant que sur quelques ligues du spectre, ces lignes, parmi lesquelles se trouvaient celles du carbone, seraient seules réfléchies.
  
  Le polariscope pourrait fournir d’utiles renseignements sur ce point ; malheureusement cet instrument a été un peu délaissé dans les recherches d’astronomie physique, depuis l’emploi journalier du spectroscope. Il est probable qu’en continuant les indications fournies par ces deux instruments, on arrivera à savoir d’une façon positive si les comètes ont ou non une lumière propre.
  
  