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ces limitcs poiir y placer pluCeurs Planetes. Quelquc 

 difficile que foit la decouverte de ces corps celefles , qui 

 par la foiblefTe de kur Jumiere & la lenteur de leur mou- 

 vement, 6chapperont peut-etre longtemps aux recher- 

 ches des Aftronomes ; cette tache laborieufe & pcnible 

 iie manquera pas pourtant de nous procurer des connois- 

 fances plus complettes & phis etcndues fur la vraie confli- 

 tution du Syfleme Solaire. 



Supplcment aux rcchcrches fur la nouvelle 



Planete. 



I. Afin de delniire tous les doutes, qui pour- 

 roient fe prefentcr par rapport aux calcuis par les quels 

 j'ai prouve qu'une orbite Parabolique ne (auroit fatisfaire 

 aux obfervations faites depuis le 17 de Mars i78i» jus- 

 qu'au 23 de Janvier 1782, fi par hazard la premiere de 

 ces obfervations, qui efl: celle du 17 de Mars ne fe trouvoit 

 pas affez exacfle ; j'ai cru qu'il valoit bien la peine de 

 faire le calcul de l'orbite Parabolique en employant des 

 obfervations plus eloignees entre elles. Pour cet efFet a- 

 yant cherch6 des orbites ParaboHques, qui fatisfont aux 

 obfervations du 9 d'Avril 1781 & du 21 d'Odobre 1782 

 (dont la derniere a ete faite a Stockholm par Mr. War- 

 genti») 6c fuppofant les difiances Perihelies de ces lignes 

 Paraboliques, fuccefTivement 5, 8 & 10 fois phis grandes, 

 que la diftance moyenne du Soleil a la terre, j'ai trouv6 

 les Elemens de ces orbites detcrmincs de la maniere 

 qui luit : 



S s & Diflance 



