— 518 — 
п мы видимъ, что этой величиной можно пренебречь и въ вычисленяхъ по- 
ложить ее равной нулю во вс$хъ тБхъ случаяхъ, когда дуга, описанная об- 
лачной массой хвоста, настолько мала, что площадь, описанную рад1усомъ 
векторомъ частицы можно принять равной площади треугольника, ограни- 
ченнаго хордой, соединяющей два крайшя положеня частицы, и двумя край- | 
ними положешями радтуса, векгора. 
Формулы, которыя мы предлагаемъ, требуютъ вычислений всего лишь 
съ тремя знаками, что вполнЪ соотвЪтствуетъ точности наблюдешй. Не- 
смотря на это, нашъ способъ даетъ, вообще говоря, болЪе надежный резуль- 
тать, чБмъ Формулы Р. Егермана, такъ какъ посл5дея на практик$ часто 
0 
обращаются въ неопредЪленность о 
Мы предполагаемъ, что наблюдаемое движене частицы кометнаго 
хвоста происходитъ въ плоскости орбиты кометы, при чемъ для перехода отъ 
прямого восхожденя и склоненя частицы къ гемоцентрическимъ координа- 
тамъ удобно пользоваться т$ми Формулами, которыя мы дали годъ тому 
назадъ («ИзвЪстя Имп. Академи Наукъ» № 4, марть 1909 г.). 
Мы не предполагаемъ здЪсь, что сила солнца, отталкивательная, а вы- 
водимъ это изъ самыхъ наблюдений. 
$ 2. Пусть А и УТ суть гемоцентрическия координаты частицы комет- 
наго хвоста, движущейся подъ ваяшемъ силы солнца, обратно пропорцо- 
нальной квадрату разстоявя, и р есть постоянная этой силы. 
Въ этомь случа$ должны имфть м$ето таюя равенства: 
а 
2 се 
В; = с. 
в. о’ 
ай № В?’ 
гдЪ с есть постоянная площадей. Чтобы опред$лить си [, мы предлагаемъ 
такой путь: по даннымъ наблюдешя вычислимъь А, Г и ихь производныя 
АТ _ а?Е Е 
ет И че) полученныя значеня этихъ величинъ подставимъ Въ только что 
написанныя уравненя и вычислимьъ с и [. 
ЗдЪсь представляется, такимъ образомъ, задача, совершенно аналогичная 
той, которая встрЪчается въ способ$ Лапласа для опред$лен1я кометныхъ 
орбитъ, гдЪ приходится вычислять первыя и вторыя производныя 
отъ “и 5. Нужно, однако, замБтить, что въ нашемъ случа вторыя произ- 
водныя вычисляются надежнЪе, ч$мъ въ случа$ Лапласа, такъ какъ от- 
талкивательная сила солнца для хвостовъ Г типа во много разъ больше силы 
ньютонова притяженя. 
