G MÉMOIRE SUR L'ORBITE DE LV CO.METE PKRIODIQÜE, 



S"il s'agit de clierclier Torbite d'unc planèle> alors leur formation et la 

 (létermination de leurs poids respectil's n'offrent généralement pas de diffi- 

 culté. Les astéroides se présentent aux télescopes comme des étoiles et 

 atissitót que riiistrmiient les rend visibles, leur observation n'est pas accom- 

 ]iagn(-e de dillicultés extraordinaircs, et quoitpie les inslruments qu"on em- 

 ploie puissent généralement dilTérer en grandeur et en force, néanmoins, si 

 robscrvateur prend tbus les soins nécessaires, les observations fournies par 

 les micromètres circulaires, les cercles méridiens et rhéliomètrc peuvent con- 

 lourir égnlenienl au résultat et je nc crois pas qu'un calculatcur d"un orbile 

 dune planéte ait jamais senti la nccessité d'accorder aux observations de 

 cliaque astronome des poids diiTérents. Les erreurs dont peuvent étre aiïec- 

 lées les positions des étoiles de comparaison, dans THistoirc Geleste ou dans 

 les Zones de Bessel, sont ordinaireuïcnt les causcs principales des déviations 

 qui soul trop grandes pour ètrc soulTertes. 



Cliez les coniétcs au contraire, qui ne présentent pas de noyau, les cir- 

 constances sont tout aulres. L'astronome qui en veut déterminer une posi- 

 lion, doit prcndre un point de mire dans une masse nébuleuse souvent de 

 quebpies minutcs de diamétre. Faute de pouvoir reconnaitro son centre de 

 gravité on est obligé de déterminer la position du point Ie jilus lumineux 

 que les luneltes montreront avcc d'autant plus de précision, qu'elles sont plus 

 puissantes. Los observations faites par des télescopes plus faibles, doivent 

 donc ctre moins cxactes et en outre se rapporter a des points situés plus prés 

 du centre de la masse nébuleuse. Ainsi s"expli(|ue en partic la difl'érence 

 i'onslante (|ui se manÜ'este quebpierois entre les observations laitcs a l'aidc 

 li'instrunienls d'inégalc grandeur. A Tapparition de 1828 de la cométc d'Encke 

 11' |)oint Ie plus lumineux de la masse nébuleuse élant situé au cóté oïi TAsc. 

 Droile était plus grande, les inslruments faibles donnérent au commencemenl 

 les Asc. Ür. plus pelites el la diH'érence était surtout visible entre les obser- 

 vations de Berlin et de Dor[)af oü elle attint 40" a 50", (Enclic, iibcr den 

 ('omeli'ii voii Pons, 2" Abli. p. 25.) Outre cclte cause, vers la (in de la 

 visibililé, la faiblessc méme des coméles fait souvent qu'alors les observations 

 perdenl de précision a raison de leur dilliculté. 



Kn formant des positions normales, la mélbode la plus généralement usilée 

 esl (\';\</\r |)0ur les romètes couune pour les planétes, c"esl-a-dire d'atfribuer 

 a liiutes les observations la méme valeur, et de prendre tout siuqdemcnt la 

 moyenne arilliinétiquc de tous les niomcnts d'observation el de loules les dif- 



