aECHERCHES SUE L'ORBITE DE LA COMÈTE DE HOLMES, etc. i) 



un maximum d'intensité vera A 515, que M. Campbell attribuait 

 à des traces de la bande verte. Les photogrammes du spectre 

 s'étendaient de V jusqu' à II,) (la raie violette de L'hydrogène), et 

 montraient aussi un spectre continu, dans lequel il était impos- 

 sible de constater les raies (le Fraunhofer, mais on avait dû ouvrir 

 la tente du spectroscope, de sorte que ces observations ne sont 

 pas décisives pour prouver Vabscence de ces raies. Quant à l'état 

 du spectre après les changements du L6 janvier, je n'ai lu (prune 

 note de M. Kammermann à Genève, qui le trouva continu comme 

 auparavant, sans raies et sans bandes; mais cette observation est 

 faite à l'aide d'un petit instrument et n'a (pie peu de valeur. 



§ 2. La méthode pour la détermination de V orbite provisoire. 



Les méthodes, employées habituellement pour la détermination 

 des orbites elliptiques, sont celle de (Jauss, modifiée par Encke, 

 Hansen et d'autres astronomes, et celle de M. von Oppolzer.. 

 Elles sont basées sur la loi, (pie l'orbite doit être une courbe plane, 

 dont le plan passe par le centre du Soleil, et sur la deuxième loi 

 de Kepler, qui nous permet d'exprimer le rapport des triangles, 

 formés par trois rayons vecteurs, par une fonction approchée du 

 temps écoulé. La différence essentielle entre les deux méthodes 

 consiste dans le choix des inconnues. Gauss ramenait le problème 

 à la détermination de la deuxième distance géocentrique , tandis 

 que M. von Oppolzer donnait une belle solution du problème en 

 introduisant comme inconnues la première et la troisième distance, 

 ou plutôt la somme et la difference des rayons vecteurs correspon- 

 dants. Ce changement donnait de grands avantages dans la con- 

 vergence des approximations successives. Mais leurs formules n'é- 

 taient pas encore assez approchées, et après de longs et pénibles 

 calculs il fallait souvent recommencer, pour tenir compte des quan- 

 tités du quatrième ordre, que l'on avait négligées dans cette première 

 approximation. 



On sait, que les expressions pour ces rapports sont déduites en 

 développant les coordonnées rectangulaires de l'astre en séries, 

 d'après les puissances croissantes de l'intervalle de temps, en con- 

 sidérant cet intervalle comme une petite quantité du premier ordre. 

 L'approximation a pu être poussée jusqu'aux termes du troisième 

 ordre par rapport au temps, et M. von Oppolzeb donne des in- 

 dications pour calculer l'influence des ternies du quatrième ordre. 

 Mais ces calculs exigent tant de travail, qu'on peut dire, sans 

 exagération, que ces démarches ont échoué. 



Il n'y a que cinq ou six années, que rillustre Gibbs a enrichi 



