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Et ayant apporté les correétions , on pourra être afluré qu'on 
n'aura rien négligé pour rendre ces formules aufi exactes qu'il 
eft poflible. 
SUPPLÉMENT, 
Quoique les formules que je viens de donner n'aient pas 
befoin d’une explication plus détaillée pour les appliquer à 
tous les cas pofñfibles , il ne fera pourtant pas fuperflu d'en 
faire cout le calcul numérique pour un cas déterminé. J'ima- 
ginerai donc pour cet effet une Comète à peu près femblable 
à celle dont jai parlé au commencement , qui pañlera fort 
près de la Terre, avec la feule différence que cette Comète 
ne fe mouvra pas entièrement dans le plan de l'écliprique, 
pour avoir occafon d'appliquer aufli les formules qui fervent 
à dérerminer le plan de fon orbite ; & puifqu'il ne s'agit pas 
ici des dérangemens que la Comète pourroit produire dans 
le mouvemenr de la Ferre , j'en regarderai la mañle comme 
nulle, de forte que # — 0. Donc, puifque la Terre occupe 
la place de la Planète, dont la mañe eft environ 360000 
fois plus petite que celle du Soleil, à caufe de M —0,0002959; 
ou bien / M — 6,4711984 , nous aurons /N — 0,914895$9: 
où il faut remarquer que la caraëtériftique o eft déjà trop 
grande de 10 ; ou bien on pourra repréfenter ce logarithme 
en forte Z N — 90,9148959, de forte que la caraétériftique 
90 doit être diminuée de 100. Cela remarqué, j'établirai 
jes él émens du calcul pour l'état initial où l'aëtion de la Terre 
fur la Comète peut devenir fenfible , de la manière fuivante : 
Elemens pour l’état initial. 
À —1,0000000. B—0,0000000. C— 6,0000000, 
a —1,0470833. b—0,0358333. C — 0,02$0000, 
a— À 2=0,0470833;. b—B—0,0358333. c—C—0,02$0900: 
