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la deuxième observation. Cette distance est lune des 
racines de l'équation : on choisit celle qui représente le 
mieux le lieu moyen. 
D'ailleurs, les calculs de l’auteur ne sont qu'une exten- 
sion du mode de diseussion employé par Oppolzer, pour 
traiter ce problème des solutions multiples; ils s’appli- 
quent : 1° à la méthode d’Olbers; 2 à celle qu'Oppolzer 
lui-même a proposé de substituer, dans certains cas, à la 
méthode d’Olbers. 
La nature très spéciale du sujet oblige, pour rendre un 
rapport compréhensible, à rappeler, dans sa généralité et 
en quelques traits, la position de la question. 
2. Soient S le soleil; T la terre; C la comète; Sy un 
équinoxe; ST = R; L la longitude de la terre; SC = r; 
TC = p; À, 4 la longitude et la latitude héliocentriques 
de C; Sz, Sy, Sz trois axes rectangulaires, les Sx, Sy 
étant dans Pécliptique ST ; I langle rSx; xyz les coor- 
données de C; XYZ les coordonnées de T; x'y'z' les 
coordonnées de C par rapport à des axes Tx’, Ty’, Tz’ 
parallèles aux Sz, Sy, Sz. Nous désignerons par les 
indices 1, 2, 5 les grandeurs qui se rapportent respec- 
tivement à la première, à la deuxième et à la troisième 
observation. La condition que les trois positions (xyz) 
soient dans un même plan passant par S, fournit d’abord, 
en désignant par +. le double de laire triangulaire CSC, 
