jeanflop/post_ocr_correction2 huggingface dataset:
et 1903, mais les conditions de visibilité étant défavorables, l'astre ne fut pas retrouvé. Pour 1909, M. Sauron Castro déduisit des mêmes éléments une éphéméride de recherche qui amena la découverte photographique de la comète par M. Wolf, à Heidelberg, le 12 août. C'est actuellement la 19e comète dont on connaît plus d'une apparition. A l'époque de la découverte, elle n'était que de la 15e grandeur et n'a pu être d'abord observée que photographiquement à Heidelberg et à Greenwich, les observations visuelles commençant le 15 septembre. A cette date elle formait une tache blanchâtre d'un diamètre de 10', ayant environ l'éclat d'une étoile de 14e grandeur. L'intensité lumineuse de la nébulosité augmentait légèrement vers le centre où M. Palisa discerna un noyau stellaire. Elle resta toujours très faible; son éclat diminua graduellement, et M. Wolf ne put en trouver de traces sur des photographies de novembre 6 et 9. Mais, dans la suite, on la revit encore; la dernière observation visuelle est du 19 novembre, la dernière photographique du 20. Éléments provisoires de M. Kobold. Éq. = 1909,0; T = nov. 1,334: R = 6 ans,454; π = 49° 9' 17"; g = 242° 17' 39"; i = 15° 40' 32"; = 41° 25' 47 ; y. = 549 ",74. Comète 1909c (1910II). Comète de Halley. Ce retour de la fameuse comète de Halley a été attendu par les astronomes avec une intense curiosité; un plan embrassant les observations les plus diverses avait été élaboré, des observatoires provisoires de montagne installés exprès sur le pic de Ténérife (Madère) et sur le Sonnwendstein (Styrie). Bien que le retour au périhélie ne dût avoir lieu qu'au commencement de mai 1910, on prit déjà, pendant l'opposition de 1908, quelques photographies sans réussir à y déceler la moindre trace de l'astre. Ce n'est qu'en 1909 que M. Wolf put constater la présence de l'image encore extrêmement faible de la comète sur une photographie prise le 11 septembre, à Heidelberg, dans une position toute voisine de celle qu'indiquait l'éphéméride de MM. Cowell et Crommelin. C'est seulement à la suite de l'annonce de sa découverte qu'on
32"; = 41° 25' 47 ; y. = 549 ",74. Comète 1909c (1910II). Comète de Halley. Ce retour de la fameuse comète de Halley a été attendu par les astronomes avec une intense curiosité; un plan embrassant les observations les plus diverses avait été élaboré, des observatoires provisoires de montagne installés exprès sur le pic de Ténérife (Madère) et sur le Sonnwendstein (Styrie). Bien que le retour au périhélie ne dût avoir lieu qu'au commencement de mai 1910, on prit déjà, pendant l'opposition de 1908, quelques photographies sans réussir à y déceler la moindre trace de l'astre. Ce n'est qu'en 1909 que M. Wolf put constater la présence de l'image encore extrêmement faible de la comète sur une photographie prise le 11 septembre, à Heidelberg, dans une position toute voisine de celle qu'indiquait l'éphéméride de MM. Cowell et Crommelin. C'est seulement à la suite de l'annonce de sa découverte qu'on put constater d'abord à Greenwich une faible trace de la comète sur un cliché du 9 septembre et quelques jours plus tard la reconnaître et mesurer sa position à l'observatoire d'Heliopolis (Égypte) sur une plaque exposée le 24 août. Lors de sa découverte, le 11 septembre, la comète n'était que de la 16e grandeur, d'une étendue d'environ 10" présentant une condensation centrale. Dès le 17 septembre, elle put être suivie visuellement au puissant instrument de l'observatoire Yerkes et beaucoup plus tard aux autres observatoires. D'abord l'éclat n'augmenta que très lentement; le 12 octobre la ronde nébulosité, d'une étendue de 10" à 15", avec un noyau central, fut estimée de la grandeur 14 à 15, tandis que le 5 décembre, lors du passage du noyau devant une étoile de 12° grandeur, le noyau paraissait de 0,2 grandeur plus brillant que l'étoile. Le même jour, l'éclat total de la nébulosité dont la tête mesurait déjà 42", égalait celui d'une étoile de la grandeur 10,5. M. Holetschek, dans ses recherches sur les variations de l'éclat et des dimensions des queues des comètes, a constaté que les conditions de ces variations dans les cinq dernières apparitions de la comète étaient tellement constantes que les
de la 16e grandeur, d'une étendue d'environ 10" présentant une condensation centrale. Dès le 17 septembre, elle put être suivie visuellement au puissant instrument de l'observatoire Yerkes et beaucoup plus tard aux autres observatoires. D'abord l'éclat n'augmenta que très lentement; le 12 octobre la ronde nébulosité, d'une étendue de 10" à 15", avec un noyau central, fut estimée de la grandeur 14 à 15, tandis que le 5 décembre, lors du passage du noyau devant une étoile de 12° grandeur, le noyau paraissait de 0,2 grandeur plus brillant que l'étoile. Le même jour, l'éclat total de la nébulosité dont la tête mesurait déjà 42", égalait celui d'une étoile de la grandeur 10,5. M. Holetschek, dans ses recherches sur les variations de l'éclat et des dimensions des queues des comètes, a constaté que les conditions de ces variations dans les cinq dernières apparitions de la comète étaient tellement constantes que les prédictions, basées sur ces chiffres, pour l'apparition actuelle étaient suffisamment justifiées. En discutant ces chiffres, M. Ebell constate qu'en 1835, aussi bien qu'en 1910, une brusque augmentation de l'éclat a eu lieu environ 80 jours avant le passage au périhélie; cette augmentation montait en 1835 à 2,9 grandeurs entre 84i et 45J et à 3,7 grandeurs en 1910 entre janvier 24 et février 10 (85'! à 68i). De même la considération des longueurs de la queue que M. Holetschek déduisit de la discussion des apparitions antérieures amena les astronomes à penser que la Terre pourrait bien rencontrer l'extrémité de la queue lors de son passage par le nœud de l'orbite de la comète, passage fixé à mai 18,6, temps moyen de Paris; ces chiffres donnent pour la longueur de la queue, vers l'époque du périhélie, de 0,15 à 0,20 de la distance Terre-Soleil, tandis qu'au 18 mai la comète ne devait être qu'à la distance 0,16 de la Terre. On pouvait donc espérer que la partie extrême la plus raréfiée de la queue se mêlerait à notre atmosphère et y provoquerait de curieux phénomènes optiques, électriques et magnétiques, à la condition toutefois qu'à cette époque la queue fût tout entière
et 45J et à 3,7 grandeurs en 1910 entre janvier 24 et février 10 (85'! à 68i). De même la considération des longueurs de la queue que M. Holetschek déduisit de la discussion des apparitions antérieures amena les astronomes à penser que la Terre pourrait bien rencontrer l'extrémité de la queue lors de son passage par le nœud de l'orbite de la comète, passage fixé à mai 18,6, temps moyen de Paris; ces chiffres donnent pour la longueur de la queue, vers l'époque du périhélie, de 0,15 à 0,20 de la distance Terre-Soleil, tandis qu'au 18 mai la comète ne devait être qu'à la distance 0,16 de la Terre. On pouvait donc espérer que la partie extrême la plus raréfiée de la queue se mêlerait à notre atmosphère et y provoquerait de curieux phénomènes optiques, électriques et magnétiques, à la condition toutefois qu'à cette époque la queue fût tout entière dans le prolongement du rayon vecteur, condition qui, comme nous le verrons plus loin, n'a pas été remplie. M. Holetschek prédit qu'à cette époque la queue devra être, pour des raisons de perspective, non seulement amincie et droite, mais extrêmement longue. Il cite les curieuses observations effectuées dans la dernière apparition par De la Nux, dans l'île Bourbon, vers l'époque du passage de la Terre par le nœud du plan de la comète : la queue devint de jour en jour plus mince et plus droite jusqu'au 5 mai, date à laquelle elle s'étendait presque à 47°; le 14 mai, elle avait encore une longueur de 19°. Dès le commencement de décembre 1909 se montraient des traces d'une queue sortant d'une chevelure à contours très bien délimités, où un noyau très distinct, d'environ 9", se trouvait presque au centre. Le grand instrument de Mount Hamilton montrait, entre décembre 14 et 18, un faible halo, d'une étendue de 15', autour de la chevelure, à peu près ronde, de 1'. Sur des photographies prises vers le 29 janvier, la queue a déjà une longueur de 20'; deux mois plus tard, le 28 mars, une photographie ne montre qu'une queue de 30'; pour
apparition par De la Nux, dans l'île Bourbon, vers l'époque du passage de la Terre par le nœud du plan de la comète : la queue devint de jour en jour plus mince et plus droite jusqu'au 5 mai, date à laquelle elle s'étendait presque à 47°; le 14 mai, elle avait encore une longueur de 19°. Dès le commencement de décembre 1909 se montraient des traces d'une queue sortant d'une chevelure à contours très bien délimités, où un noyau très distinct, d'environ 9", se trouvait presque au centre. Le grand instrument de Mount Hamilton montrait, entre décembre 14 et 18, un faible halo, d'une étendue de 15', autour de la chevelure, à peu près ronde, de 1'. Sur des photographies prises vers le 29 janvier, la queue a déjà une longueur de 20'; deux mois plus tard, le 28 mars, une photographie ne montre qu'une queue de 30'; pour l'œil elle était beaucoup plus courte, mais relativement large; cette largeur a été, le 22 avril, de 4' jusqu'à une distance de 3' du noyau. Les estimations de l'éclat, faites même par des observateurs exercés, sont très discordantes, comme dans le cas de toutes les grandes comètes; le 21 avril des mesures photométriques attribuent au noyau la grandeur 6,4 et donnent l'éclat total comme égal à celui d'une étoile de la grandeur 4,5 ; presque le même jour, d'autres estimations donnent au noyau la grandeur 4, et trouvent pour l'éclat total la grandeur 2,9. L'étude photographique de la queue jette toujours plus de lumière sur les phénomènes qui y ont lieu que des observations visuelles. Le grand instrument de l'observatoire Yerkes montrait bien le 17 avril une queue de la longueur de 1°,5 et une chevelure d'une structure compliquée; mais une photographie prise la veille à l'observatoire de Johannesburg, à la vérité plus favorablement situé, fait reconnaître une queue de 3°, divisée en cinq raies, dont l'une croisait les autres, et en même temps un noyau double dont les deux parties étaient distantes d'environ 7". Les photographies de Johannesburg, entre avril 11 et 24, montrent une structure très compliquée de
des mesures photométriques attribuent au noyau la grandeur 6,4 et donnent l'éclat total comme égal à celui d'une étoile de la grandeur 4,5 ; presque le même jour, d'autres estimations donnent au noyau la grandeur 4, et trouvent pour l'éclat total la grandeur 2,9. L'étude photographique de la queue jette toujours plus de lumière sur les phénomènes qui y ont lieu que des observations visuelles. Le grand instrument de l'observatoire Yerkes montrait bien le 17 avril une queue de la longueur de 1°,5 et une chevelure d'une structure compliquée; mais une photographie prise la veille à l'observatoire de Johannesburg, à la vérité plus favorablement situé, fait reconnaître une queue de 3°, divisée en cinq raies, dont l'une croisait les autres, et en même temps un noyau double dont les deux parties étaient distantes d'environ 7". Les photographies de Johannesburg, entre avril 11 et 24, montrent une structure très compliquée de la queue; elle est formée de nombreuses raies, en particulier de deux groupes des deux côtés de l'axe de la queue, chacun contenant deux raies ondulantes parallèles; en outre, plusieurs raies latérales entre-croisées et irrégulières. Une photographie, prise à Heidelberg, dans la matinée du 27 avril, montre un cône d'émission clairement dessiné, mais seulement une courte queue. Les émissions de matières cométaires vers le Soleil qui étaient en 1835 si remarquables, et qui furent si bien étudiées par Bessel, ne semblent pas avoir été aussi intenses dans l'apparition actuelle. Tandis que Bessel constata dans les émissions de matières nébuleuses des oscillations d'une période de 41,6 et d'une amplitude de 60°, rien de pareil n'a été reconnu en 1910. Mais il faut attendre l'étude comparative de l'ensemble des photographies, qui donnera certainement des résultats importants, avant de se prononcer à ce sujet. Le spectre de la comète a été beaucoup étudié dès le moment où elle devint suffisamment brillante. Vers la fin de décembre, MM. Frost et Parkhurst, et dans la suite M. Deslandres et d'autres observateurs, reconnurent la présence de la troisième bande du gaz cyanogène. Cette constatation devait faire beaucoup de bruit dans la suite, lorsqu'on reconnut la possibilité
clairement dessiné, mais seulement une courte queue. Les émissions de matières cométaires vers le Soleil qui étaient en 1835 si remarquables, et qui furent si bien étudiées par Bessel, ne semblent pas avoir été aussi intenses dans l'apparition actuelle. Tandis que Bessel constata dans les émissions de matières nébuleuses des oscillations d'une période de 41,6 et d'une amplitude de 60°, rien de pareil n'a été reconnu en 1910. Mais il faut attendre l'étude comparative de l'ensemble des photographies, qui donnera certainement des résultats importants, avant de se prononcer à ce sujet. Le spectre de la comète a été beaucoup étudié dès le moment où elle devint suffisamment brillante. Vers la fin de décembre, MM. Frost et Parkhurst, et dans la suite M. Deslandres et d'autres observateurs, reconnurent la présence de la troisième bande du gaz cyanogène. Cette constatation devait faire beaucoup de bruit dans la suite, lorsqu'on reconnut la possibilité de la rencontre de notre atmosphère avec l'extrémité de la queue. Bien que le spectroscope ne montrât la présence de cette bande que dans le noyau et n'en décelât aucune trace, même dans les parties de la queue les plus voisines de la tête, la croyance se répandit dans le public que ce gaz irrespirable pourrait bien se mêler à notre atmosphère lors de la rencontre et provoquer une catastrophe menaçant l'humanité entière; cette croyance provoqua une véritable émotion et suscita toute une littérature sur la fin du monde. Dès le milieu d'avril 1910 le noyau présente un spectre continu avec de très faibles traces de bandes aux raies brillantes; vers la fin d'avril on reconnaît la brillante raie D du sodium, raie qu'on rencontre dans toutes les belles comètes vers l'époque de leur plus grand éclat. Le 4 mai, le noyau présente un fort spectre continu avec les bandes de l'hydrocarbure 4737, et du cyanogène X 3883; le spectre de la queue fourchue, longue de 20°, n'a pu être suivi que jusqu'à 3° du noyau, montrant surtout la bande 4737 sans aucune trace de cyanogène. Dès le commencement du mois de mai, les observations visuelles, bien que faites dans
public que ce gaz irrespirable pourrait bien se mêler à notre atmosphère lors de la rencontre et provoquer une catastrophe menaçant l'humanité entière; cette croyance provoqua une véritable émotion et suscita toute une littérature sur la fin du monde. Dès le milieu d'avril 1910 le noyau présente un spectre continu avec de très faibles traces de bandes aux raies brillantes; vers la fin d'avril on reconnaît la brillante raie D du sodium, raie qu'on rencontre dans toutes les belles comètes vers l'époque de leur plus grand éclat. Le 4 mai, le noyau présente un fort spectre continu avec les bandes de l'hydrocarbure 4737, et du cyanogène X 3883; le spectre de la queue fourchue, longue de 20°, n'a pu être suivi que jusqu'à 3° du noyau, montrant surtout la bande 4737 sans aucune trace de cyanogène. Dès le commencement du mois de mai, les observations visuelles, bien que faites dans des conditions défavorables, à cause de la faible hauteur de la comète et plus tard à cause de la lumière de la Lune qui fut fort gênante, deviennent de plus en plus nombreuses et intéressantes. Une remarque de M. Wendell mérite une mention particulière. La grandeur du noyau, mesurée photométriquement, était le 27 avril 6,0 et le 6 mai seulement 7,0, bien que dans l'intervalle l'éclat total eût beaucoup augmenté. Cela paraît indiquer une forte émission de matière nébuleuse vers le mois de mai; en effet, on a souvent constaté dans les belles comètes que de fortes émissions étaient accompagnées d'un affaiblissement momentané notable de l'intensité lumineuse du noyau. M. Franz a également constaté dans l'éclat total de l'astre une augmentation brusque de 11 grandeur du 10 au 11 mai suivie d'une diminution apparente le 13 mai. Le calcul exact indiquait un passage presque central de la comète sur le disque du Soleil à la date du 18 mai; l'entrée devait avoir lieu à 15h 38m, 5, la sortie à 16h 38m, 3, temps moyen de Paris. La comète se trouvant à une grande distance du Soleil, il aurait fallu que le noyau fût en lui-même bien sombre pour que
était le 27 avril 6,0 et le 6 mai seulement 7,0, bien que dans l'intervalle l'éclat total eût beaucoup augmenté. Cela paraît indiquer une forte émission de matière nébuleuse vers le mois de mai; en effet, on a souvent constaté dans les belles comètes que de fortes émissions étaient accompagnées d'un affaiblissement momentané notable de l'intensité lumineuse du noyau. M. Franz a également constaté dans l'éclat total de l'astre une augmentation brusque de 11 grandeur du 10 au 11 mai suivie d'une diminution apparente le 13 mai. Le calcul exact indiquait un passage presque central de la comète sur le disque du Soleil à la date du 18 mai; l'entrée devait avoir lieu à 15h 38m, 5, la sortie à 16h 38m, 3, temps moyen de Paris. La comète se trouvant à une grande distance du Soleil, il aurait fallu que le noyau fût en lui-même bien sombre pour que sa projection sur le disque solaire pût être constatée avec certitude. Tous les observateurs, particulièrement nombreux à cet instant, à l'exception d'un seul, durent avouer de n'avoir pu reconnaître la moindre trace du noyau sur le disque solaire; même l'étude polariscopique du Soleil n'a montré absolument rien de particulier. Mais à l'observatoire de Taschkent, situé à la vérité favorablement pour cette observation, on a reconnu à 21h, temps local, une trace de la comète sur une projection du Soleil. Si cette observation pouvait être confirmée, elle serait d'un haut intérêt. Une observation du passage central du noyau de la comète, le 24 mai, devant l'étoile de 8,5 grandeur, Leipzig II, n° 4615, que M. Miethe a faite à Berlin, tendrait à suggérer l'idée que le noyau formait réellement un corps opaque. M. Miethe dit, en effet, que l'étoile disparut brusquement en touchant le bord très bien défini du noyau fort brillant et y resta invisible pendant 28%. Mais ce passage a été aussi remarqué à Potsdam, sans qu'on l'ait suivi avec une attention soutenue. M. Schwarzschild peut néanmoins affirmer que le noyau s'est trouvé à environ 0",5 au nord de l'étoile, et que, s'il y a eu disparition, cette disparition
à l'observatoire de Taschkent, situé à la vérité favorablement pour cette observation, on a reconnu à 21h, temps local, une trace de la comète sur une projection du Soleil. Si cette observation pouvait être confirmée, elle serait d'un haut intérêt. Une observation du passage central du noyau de la comète, le 24 mai, devant l'étoile de 8,5 grandeur, Leipzig II, n° 4615, que M. Miethe a faite à Berlin, tendrait à suggérer l'idée que le noyau formait réellement un corps opaque. M. Miethe dit, en effet, que l'étoile disparut brusquement en touchant le bord très bien défini du noyau fort brillant et y resta invisible pendant 28%. Mais ce passage a été aussi remarqué à Potsdam, sans qu'on l'ait suivi avec une attention soutenue. M. Schwarzschild peut néanmoins affirmer que le noyau s'est trouvé à environ 0",5 au nord de l'étoile, et que, s'il y a eu disparition, cette disparition n'a pas duré un grand nombre de secondes. Il pense que M. Miethe a dû employer un grossissement trop faible. Des passages de comètes devant le disque du Soleil ne sont pas extrêmement rares; on en a constaté deux dans le XIXe siècle, mais ce n'est qu'un calcul fait longtemps après l'événement qui a mis ces passages en évidence. Le passage de la comète devant le Soleil, le 18 mai, n'aurait pu entraîner une rencontre avec la Terre que si la queue avait été droite, ou courbée d'une certaine façon; on aurait alors assisté à des phénomènes exceptionnels. Le physicien Birkeland, notamment, prévoyait une forte augmentation du nombre et de l'intensité des aurores boréales et entreprit exprès avec son assistant un voyage en Laponie pour se mettre dans les meilleures conditions d'observation. Le 18 mai et les deux ou trois jours suivants, tous les astronomes, météorologistes et bon nombre d'amateurs, furent à leur poste, explorant infatigablement la surface du Soleil, étudiant tous les changements atmosphériques, enregistrant tous les troubles magnétiques et électriques, avec des résultats très contradictoires. Les uns observaient des anneaux de Bishop excessivement intenses autour du Soleil et de la Lune, des crépuscules d'une intensité inusitée, avec apparitions
après l'événement qui a mis ces passages en évidence. Le passage de la comète devant le Soleil, le 18 mai, n'aurait pu entraîner une rencontre avec la Terre que si la queue avait été droite, ou courbée d'une certaine façon; on aurait alors assisté à des phénomènes exceptionnels. Le physicien Birkeland, notamment, prévoyait une forte augmentation du nombre et de l'intensité des aurores boréales et entreprit exprès avec son assistant un voyage en Laponie pour se mettre dans les meilleures conditions d'observation. Le 18 mai et les deux ou trois jours suivants, tous les astronomes, météorologistes et bon nombre d'amateurs, furent à leur poste, explorant infatigablement la surface du Soleil, étudiant tous les changements atmosphériques, enregistrant tous les troubles magnétiques et électriques, avec des résultats très contradictoires. Les uns observaient des anneaux de Bishop excessivement intenses autour du Soleil et de la Lune, des crépuscules d'une intensité inusitée, avec apparitions de lumière pourpre; d'autres ne purent constater rien d'anormal. M. Birkeland ne trouva aucune modification dans le régime des aurores boréales. Une autre question encore d'un grand intérêt ne trouva qu'une réponse négative. D'après Bredikhine les émissions latérales de matières caudales des grandes comètes donnent naissance à de nombreux essaims d'étoiles filantes. Cette hypothèse expliquerait le nombre extrêmement grand de points radiants, appartenant à des essaims distincts de corpuscules. Jusqu'ici, on n'a pu encore constater l'apparition de nouveaux essaims de météores à la suite de grandes comètes. La comète de Halley paraissait présenter, à ce point de vue, des conditions plus favorables; mais la fréquence des étoiles filantes n'a pas dépassé le chiffre habituel. Les observations de la queue autour de l'époque du passage sont particulièrement intéressantes. Le 12 mai, à Bamberg, M. Hartwig observe la queue dans une longueur de plus de 40°; elle est entourée d'une enveloppe en deux faisceaux, d'une magnifique couleur rouge or; la tête est de la 2e grandeur, le noyau de la grandeur 5,7. Le 16, elle mesure déjà 60°; sur le Sonnwendstein, dans des conditions très favorables, même 67°, avec une largeur de 5° à 6° à son extrémité. Le 19 au matin,