toires seront done des hyperboles. De là résulte aussitôt que tout météorite qui, en vertu de sa position et de sa vitesse initiales, ne se rapproche pas actuellement de la terre, s'en éloignera, et indéfiniment; échappera par conséquent à la capture. Le lecteur verra aisément que la moitié des météorites de l'espace, ceux qui sont situés d'un même côté du plan normal à la trajectoire de la terre et passant par le centre de la terre, sont dans ce cas. Ensuite, la vitesse initiale étant notablement supérieure à la vitesse parabolique, les trajectoires hyperboliques seront généralement très tendues. Pour peu donc que la position initiale du météorite se trouve éloignée de la trajectoire terrestre, la distance du périgée, conclusion confirmée d'ailleurs par le calcul, sera plus grande que le rayon terrestre, et le météorite échappera. Dans ces conditions, on obtient donc une approximation admissible du nombre de météorites captés en négligeant l'influence de l'attraction et en ne tenant compte que de l'action de « balayage ». Il est plus difficile, sans recourir au calcul, de se faire une idée de l'influence introduite par la vitesse la vitesse propre des météorites; mais on arriverait à la conclusion que le nombre de météorites captés en raison de cette nouvelle condition est petit, relativement à celui des météorites recueillis par suite de la translation. Nous pouvons donc tenir la concentration calculée de 42 météorites par mille kilomètres cubes pour une limite supérieure très approchée de la concentration réelle.

Mais une interprétation physique ultérieure de ce résultat est encore nécessaire. Nous avons donc obtenu le nombre de météorites recueillis, à l'intérieur du

vitesse. Pour chaque distance de l'astre attirant, il existe une vitesse critique déterminée, appelée vitesse parabolique. Si l'astre attiré possède une vitesse moindre, il décrit une ellipse; s'il possède une vitesse plus grande, il décrit une hyperbole ; à la vitesse parabolique, il décrirait une parabole.

système solaire, par un astre qui participe à la circulation d'ensemble du système. Si nous avons égard au fait que les météorites faisant partie du même système sont, en général, entraînés dans la même circulation (orbites peu excentriques et mouvements directs) et qu'il faut un concours exceptionnel de circonstances pour les conduire dans notre atmosphère (1), nous devrons conclure que, parmi tous les météorites qui nous atteignent, la grande majorité sont de nature cosmique et que le nombre obtenu plus haut représente une moyenne de la concentration en météorites de l'espace interastral en dehors du système solaire, quoique au voisinage de ce dernier. Quant à la population météorique du système solaire lui-même, elle serait beaucoup plus dense. Il est établi en tous cas qu'elle n'est pas uniforme, mais qu'elle est répartie suivant des zones annulaires. C'est ainsi, par exemple, que la terre rencontre un plus grand nombre de météorites à l'aphélie qu'au périhélie. Signalons à ce sujet une étude intéressante de M. Fessenkopf (2), sur la distribution des courants de matière cosmique dans le système solaire. L'auteur suppose que des millions de comètes captées par le système terrestre depuis son origine ont pu se réduire en fragments météoriques très petits, qui se sont dispersés sur leurs orbites primitives. En supposant arbitrairement distribués dans tous les sens les éléments de ces orbites, il calcule la densité météorique relative à l'intérieur du système solaire. En prenant pour unité de densité, la densité à la distance moyenne de la terre au soleil, prise ellemême pour unité de distance, il trouve les résultats

suivants :

(1) Voir J. Carbonelle, S. J. Étoiles filantes et météorites. REV. DES QUEST. SCIENT., t. XXIV (1888), p. 419; t. XXV (1889), p. 182.

(2) C. R., 6 avril 1914.

Ces résultats

faut-il l'ajouter ? -sont purement hypothétiques; ils n'ont encore rencontré dans l'observation aucune confirmation.

Il nous faudrait encore être fixés sur l'ordre de grandeur des météorites. En réalité, parmi les 700 échantillons qu'on a retrouvés à la surface de la terre, il en est de tailles et de poids très différents. Tandis que les plus petits n'atteignent que quelques centigrammes, d'autres pèsent plusieurs tonnes, comme le Willamette, qui en pèse 16 et le Anighito qui en pèse 36 1/2. II faut ajouter d'ailleurs que les météorites de nos musées ne sont en général que le noyau résiduel des corps captés dans l'atmosphère, car l'échauffement dû au frottement volatilise la surface du météorite. La portion volatilisée est d'ailleurs relativement plus considérable pour les petits que pour les grands météorites. Aussi la plupart des météorites engagés dans l'atmosphère, surtout ceux d'origine cosmique, plus petits en général que les autres, sont-ils complètement volatilisés bien avant qu'ils n'aient pu atteindre le sol. Il peut se faire même que la lumière émise par les plus petits d'entre eux soit trop faible pour que nous puissions en percevoir l'éclat. M. Humphreys a proposé récemment (1) une explication de la « lumière de terre >>

(1) ASTROPHYSICAL JOURNAL, t. XXXVI, 1912, p. 286. III SÉRIE. T. XXVI.

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fondée sur cette considération. On sait que par les nuits sans nuages « l'obscure clarté qui descend des étoiles » est supérieure à la somme des éclairements dus à toutes les étoiles qui brillent au-dessus de l'horison; en d'autres termes, que le fond du ciel n'est pas absolument obscur, mais qu'il nous envoie une certaine quantité de lumière diffuse.

Celle-ci ne serait-elle pas produite, se demande M. Humphreys, par des myriades d'étoiles filantes minuscules, individuellement imperceptibles, et qui seraient dues à des nuées de poussières météoriques envahissant continuellement l'atmosphère? L'hypothèse est plausible et l'explication élégante. Il faut avouer pourtant qu'on ne manque pas d'autres interprétations. Les conditions et la répartition de l'éclat de minuit dans les différentes zones du firmament n'ont pas encore fait l'objet d'une étude systématique suffisante; celle-ci limiterait vraisemblablement le choix entre les explications proposées. De l'hypothèse de Humphreys résulte, par exemple, que l'éclat de minuit doit être plus grand du côté de l'apex relatif que du côté opposé. Si l'on admet que les poussières météoriques font partie du système solaire, l'apex relatif correspondant sera situé sur l'écliptique à 90° du soleil dans le sens rétrograde; si les poussières sont d'origine intersidérale, la direction de l'apex relatif résultera de la composition de la vitesse de révolution de la terre avec la vitesse du système solaire. Si l'on peut regarder comme suffisamment délicates et décisives, les dernières expériences d'Angstrom sur la radiation tellurique, elles seraient de nature à écarter l'hypothèse de Humphreys (1). Angstrom trouve, en effet, une radiation nocturne, distribuée symétriquement autour du zénith

(1) The nocturnal radiation to space, ASTROPHYSICAL JOUR., vol. XXXIX, 1, p. 95 (1914).

et non autour de l'apex. Mais il faut remarquer qu'il enregistrait surtout la radiation calorifique de grande longueur d'onde et non la radiation lumineuse. Une étude bolométrique du rayonnement nocturne, qui permettrait d'isoler la déperdition propre de chaque radiation en différentes zones de la voûte céleste, pourrait fournir ici un experimentum crucis.

Tout imparfaites et tout imprécises qu'elles soient, nos connaissances sur les météorites distribués dans l'espace interastral nous permettent cependant de conclure que les masses célestes un peu importantes n'ont guère à se soucier de la présence de ce milieu météorique et que leur course n'en est pas troublée d'une manière appréciable.

Il faut pourtant mentionner ici une élégante étude de MM. Tomasetti et Zarlatti, publiée dans le BULLETIN ASTRONOMIQUE (avril 1914, p. 150), et qui résout le problème astronomique des deux corps lorsque leurs masses sont variables. Les auteurs traitent en particulier le cas du système terre-soleil en supposant que les deux astres voient leur masse augmenter par l'apport des météorites. En admettant pour l'accroissement de masse de la terre 20000 tonnes par an estimation d'Arrhenius et pour le soleil un accroissement annuel de 300 milliards de tonnes, ils arrivent à cette conclusion que l'année se raccourcit de 32/100 de seconde en 8000 ans. Les auteurs n'ont pas tenu compte dans cette évaluation de la variation d'énergie cinétique qu'entraîne la capture des météorites. Un calcul sommaire, fait en tenant compte de ce facteur, nous montre que la variation de l'année qui en résulterait ne serait que de 10 milliardièmes de seconde pour la même période de 8000 ans.

Puisqu'il est un fait que des essaims météoriques peuvent posséder la masse et l'énergie cinétique de la comète dont ils sont issus, on peut s'attendre de leur part à des effets sérieux, tant physiques que méca