16 RECHERCHES SUR L'ORBITE DE LA COMÈTE DE HOLMES, etc. 



l'équation de la lumière &f des dates, données par les observateurs. 

 On a, exprimé en jours moyens: 



A/ = [7,76128— 10] p. 



Cas B. L'orbite de la comète étant tout à fait inconnue, on 

 fera ici abstraction de cette correction, qui se confondra pins tard 

 avec' la correction de l'équation fondamentale {voir § (i). 



Soient 



A. , A À., = les longitudes/ , , 



n n n i i • i de la comète. 



r'x ' r'i ' l J s = * es latitudes \ 



L x , L 2 , Z/ 3 = les longitudes du Soleil. 



B { , B 2 , B 3 = ses latitudes, exprimées en sec. d'arc. 



Jl x , R 2 , R% = les distances de la Terre au Soleil. 



Les coordonnées doivent être corrigées pour l'effet de la parallaxe. 

 Si l'on connaît une orbite suffisamment approchée, [cas A), on 

 réduira les positions observées de la comète au centre de la Terre ; 

 dans le cas B on modifiera les coordonnées du Soleil , tirées des 

 Tables , soit en introduisant le locus Jictus de Gauss , soit en appli- 

 quant des corrections parallaetiques pour obtenir les lieux obser- 

 vés du Soleil. Les expressions nécessaires pour ces réductions se 

 trouvent dans les traités d'astronomie (p. e. von Oppolzer, I, p. 

 22—40). 



En outre il faut réduire les positions au même équinoxe (du 

 commencement de l'année); on a pour la comète: 



a moy. = u a pp. — [ƒ -j- g sin {G -\- a) tç/è -4- // sin (H - a) sec J] 

 S moy. = S app. - [i cos J -(- g' cos {G -\- a) -f- // cos {Il -\- a) sin S\ 



Remarque. 11 faut omettre ici les termes en // et i, si l'on a 

 déjà tenu compte de l'aberration {cas A). 



Le Berliner Jahrbuch donne les positions du Soleil rapportées à 

 l'équinoxe moyen du comm. de l'année; si les coordonnées des 

 Tables renferment les réductions à l'équinoxe de la date, il faut 

 retrancher la, précession , la nutation et l'aberration. Les observations 

 tombant dans deux aimées consécutives, il faut encore tenir compte 

 de la précession. Toutes les quantités nécessaires se trouvent dans 

 les éphémérides astronomiques. 



Ensuite on va calculer: 



r 1 =H/,--f 2 ); r 2 ,= /.(/ 3 --/ 1 ) ; r 3 ==/-(/ 2 — /,) 



% h = y, 235 5814 414 - - 10 (1) 



