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BdLLETIN  PHYSICO-MATHÉMATIQ  UE 
premièrement  les  e'ie'ments  paraboliques , de'duits  des 
observations  du  12  de'cembre , du  31  décembre  et  du 
23  janvier.  Ces  éléments  représentent  déjà  si  près 
toutes  les  observations  , qu’elles  pourraient  servir  de 
base  aux  recherches  idtérieures.  Nous  avons  ensuite 
donné  une  éphéméride  pour  les  changements  des  as- 
censions droites  et  des  déclinaisons  de  la  comète,  cor- 
respondants aux  petits  changements  des  éléments  ou  des 
lieux  du  soleil  employés.  Suivent  après,  les  changements 
des  éléments  de  la  comète  et  de  ses  positions , pro- 
duits par  les  perturbations  des  planètes  durant  le  temps 
de  son  apparition.  Ces  perturbations  ne  pouvaient  pas 
être  négligées  , parce  que  nous  avions  en  vue  la  déter- 
mination des  éléments  la  plus  exacte  possible , et  que 
la  comète  dans  le  temps  des  observations  se  trouvait , 
pendant  quelques  jours  , très  près  de  Vénus.  Ensuite  , 
le  mémoire  contient  les  positions  de  la  comète  dédui- 
tes des  observations  originales  , eu  égard  à la  réfraction 
et  à la  parallaxe,  et  les  positions  moyennes,  pour  1840 
janvier  1 , des  étoiles  , auxquelles  la  comète  a été  com- 
parée , positions  déduites  des  observations  réitérées  de 
M.  Sabler  au  cercle  méridien.  Par  la  comparaison  des 
positions  de  la  comète  , ainsi  obtenues , avec  les  élé- 
ments préalables  , nous  reçûmes  30  équations  (15  pour 
l’ascension  droite  et  autant  pour  la  déclinaison) , dont 
nous  avons  déduit , d’après  la  méthode  des  moindres 
carrés  , les  éléments  suivants  les  plus  probables  : 
Temps  du  passage  au  périhélie  1840  janv.  4,552740  , 
temps  moyen  de  Poulkova,  avec  l’erreur  pro- 
bable z:i  0,000636  ; 
Distance  au  périhélie  “ 0,6184459,  avec  l’erreur  pro- 
bable =;  0,0000068  -, 
Longitude  du  noeud  ascendant  ~ 119°  57'  45",64 , 
comptés  du  moyen  équinoxe  de  janv.  1,  1840, 
avec  l'erreur  probable  zz;  4", 36  ; 
Distance  du  périhélie  au  noeud  ascendantzz;72®  14'  4", 09, 
avec  l’erreur  probable  zz  4", 10  ; 
Inclinaison  de  l’orbite  zz  53°  5'  32",41 , avec  l’erreur 
probable  ZZ  1",38  5 
L excentricité  zz  1,0002050,  avec  l’erreur  probable  zz 
0,0000531  ^ 
Mouvement  direct. 
Ces  éléments  représentent  les  observations  faites  à 
Poulkova  de  la  manière  suivante  : 
Différences 
en  M.  en  décl. 
+ 0^61 
+ 2,60 
14 
- 1,12 
— 0,69 
a 
16 
— 1,04 
+ 0,12 
17 
-h  6,06 
— 1,12 
« 
18 
— 0,92 
— 1,57 
(( 
19 
— 4,65 
— 2,51 
<( 
20 
— 0,11 
+ 3,01 
« 
21 
-f  1,88 
— 0,24 
« 
31 
+ 1,99 
+ 2,24 
1840  janv 
. 6 
-f  0,16 
- 1,46 
« 
8 
- 0,97 
-f  172 
(( 
18 
-f-  1,64 
— 6.28 
(C 
22 
+ 3,10 
+ 1,34 
(( 
23 
— 2,22 
— 0,76. 
Les  difl’érences  ajoutées  aux  observations  donnent  les 
positions  calculées. 
Les  incertitudes  des  lieux  employés  du  soleil , tirés 
des  dernières  tables  de  Carlini,  peuvent  avoir  encore 
I exercé  une  petite  influence  sur  les  éléments  trouvés. 
Nous  nous  sommes  proposés  d’examiner  cetle  influence 
de  plus  près. 
11  est  prouvé,  dans  le  mémoire,  cj[ue  les  observations 
de  cette  comète,  faites  aux  autres  observatoires,  ne  sont 
pas  assez  exactes  pour  être  admises,  avec  quelque  avan- 
tage, au  calcul  de  l’orbite. 
La  quantité  dont  l’excentricité  surpasse  1 unité , quoi- 
que très  petite , est  quatre  fois  plus  grande  que  son 
erreur  probable.  Il  n’y  a donc  aucune  raison  de  dou- 
ter que  l’orbite  de  cette  comète  ne  soit  en  effet  hyper- 
bolique. Au  moins  ne  connaît-on  aucune  comète  jusqu’à 
présent , pour  laquelle  une  orbite  hyperbolique  soit  dé- 
terminée avec  un  tel  degré  de  probabilité  que  pour 
celle  - ci. 
Enfin  le  mémoire  contient  encore  une  éphéméride  de 
la  comète  pour  le  temps  de  sa  visibilité,  calculée  de  six 
en  six  heures,  d’après  les  éléments  définitifs  et  la  compa- 
raison de  toutes  les  observations  publiées  jusqu’à  présent. 
Cette  comparaison  a prouvé  que  les  observations  de  M. 
Arge  lander  à Bonn  sont  les  plus  exactes,  quoiqu’el- 
les aient  été  faites  avec  le  micromètre  annulaire  d’une 
lunette  de  petite  dimension.  Il  paraît  qu’on  n’a  pas 
bien  pu  distinguer  le  vrai  noyau  de  la  comète  aux  ob- 
servatoires de  Greenwich  , de  Hambourg  et  de  Krems- 
münster.  Ces  observations  présentent  au  moins  une  cer- 
taine constance  dans  les  différences  à l’égard  des  posi- 
tions de  notre  éphéméride , par  exemple , des  21  as- 
censions droites  observées  à Hambourg,  20  ont  été  trop 
petites. 
1839  déc.  12  -U  2,68 
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