390  M.  HOEK.  SUR  LES  COMETES  1860  III,  1863  I ET  1863  IV. 
les  comètes  puissent  venir  si  près  de  la  Terre.  ^ ) En  conséquence, 
la  distance  angulaire  du  point  d’intersection  au  point  focal  est 
à peu  près  égale  à l’angle  sous  lequel  nous  voyons,  du  Soleil, 
la  perpendiculaire  menée  du  foyer  sur  l’asymptote,  perpendiculaire 
lie,  e l’excentricité  numérique. 
Pour  fixer  les  idées,  nous  supposerons  que  l’hyperbole  se  rap- 
proche de  la  parabole  par  sa  forme , ce  qui  constitue  un  cas  très 
désavantageux.  Nous  ferons  e n:  1,001 , ç = 10  rayons  de  l’orbite 
terrestre,  la  parallaxe  de  l’étoile  focale  = La  perpendiculaire 
a alors  une  valeur  de  447  unités,  correspondant  à 7°, 5 de  distance 
angulaire. 
5.  Nous  pourrions  être  portés , par  l’argumentation  ci  dessus , à 
chercher  l’étoile  focale  au  voisinage  du  point  d’intersection;  mais, 
il  ne  faut  pas  oublier  qu’il  y a une  circonstance  qui  peut  avoir 
modifié  considérablement  la  position  de  ce  point.  Cette  circonstance, 
c’est  le  mouvement  de  notre  Soleil. 
Dans  le  paragraphe  précédent,  le  point  P,  appartenant  à un 
système  cométaire,  a été  identifié  avec  le  centre  de  l’orbite  hy- 
perbolique, proposition  qui,  en  général,  cesse  d’être  vraie  lorsque 
le  Soleil  se  meut.  D’après  les  principes  de  la  mécanique,  nous 
devons  attribuer  au  système  cométaire,  qui  commence  à subir 
l’attraction  solaire,  un  mouvement  égal  à celui  du  Soleil,  mais 
de  direction  opposée.  Le  plan  de  l’orbite  change  alors  sa  situation 
dans  l’espace,  et  le  point  P ne  se  trouve  plus  dans  ce  plan. 
Quant  à la  proposition  concernant  le  point  d’intersection  com- 
mun des  orbites,  elle  reste  vraie.  Le  point  P est  remplacé  par 
quelque  autre  point  P',  mais  celui-ci  jouit  également  de  la  pro- 
priété d’être  commun  à tous  les  membres  du  système.' 
6.  Nous  ne  savons  rien  avec  certitude  de  la  vitesse  du  mou- 
* ) Le  cas  de  nos  comètes  est  en  accord  avec  ces  considérations , par  la  faible 
distance  angulaire  entre  le  point  d’intersection  et  la  position  moyenne  des  aphé- 
lies. Pour  l’un  on  a A = 316o  36' , ^ = — 76»  57',  pour  l’autre  X = 310°, 1 . 
^ — 7éo,5.  La  distance  est  par  suite  2<>55'. 
dont  la  valeur 
si  q représente  la  distance  périhé- 
