D'après les estimations de Schmidt la distance du 

 sommet de l'enveloppe parabolique au noyau était, égale 

 à 270"; d'où, avec la distance du noyau à la Terre 

 p=0.4427, on a c=0.0005795, Avec lgr=9.98368 on 

 obtient pour la queue plus claire du I type, où 1 — ц= 

 17.5, la vitesse initiale $fe0.1|8. Cette vitesse est un 

 peu au dessous de sa valeur moyenne pour le premier 

 type probablement à cause de la réaction des particules 

 du III type et de la résistance de l'atmosphère *); Cette 

 résistance doit être beaucoup plus grande pour le l type 

 que pour le type III. Ayant en vue la réaction des 

 particules du I type, admettons pour la vitesse des par- 

 ticules du III type une valeur un peu plus grande de 

 sa valeur moyenne (0.01), et posons que ce #=0.018. 

 Pour le rayon de Penveloppe parabolique à son sommet, 

 avec ce g et 1 — u.=0.3 on obtieut pour le Ш type 

 £=0.0005183 ou 230". Cette enveloppe est ainsi très 

 près de l'enveloppe du I type. 



Imaginons nous maintenant qu'on observe la comète 

 à trois époques cardinales: 1) quand ta direction initiale 

 de l'émission coïncide avec l'axe de \ (6r=0) en arri- 

 vant de l'angle— 50°; 2) cette direction fait I'angle-+-50° 

 avec le rayon vecteur, et 3) la direction initiale fait 

 l'angle den- 30° avec le rayon vecteur, en arrivant ici 

 de l'angle-*-50°. Calculons les coordonnées des 



*) N'oublions pas que cette comète est intéressante encore par ce 

 qu'elle conservait toujours son atmosphère ordinaire de la forme 

 sphérique qu'on voit parfaitement dans les dessins de Schmidt et 

 dont le rayon était égal к 15' ou, en unités linéaires, к 0.0019. Les 

 cinq premiers dessins de Schmidt nous montrent dans l'intérieur 

 de la queue formée par les émissions (queue paraboloïdale) un 

 appendice к l'opposite du Soleil rappelant les constructions thé- 

 oriques de M. Roche. 



