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REVUE DES QUESTIONS SCIENTIFIQUES. 
Quand il s’agit de calculer les orbites des planètes, bien qu’il n'observe 
pas ces corps du centre de leur mouvement, l’astronome peut, au 
moyen de leurs oppositions ou de leurs conjonctions, obtenir leur lon- 
gitude telle qu'il l’observerait du centre même du soleil. La petite excen- 
tricité et la faible inclinaison des plans de leurs orbites sur l'écliptique, 
rendent très simple le calcul de leurs éléments. De plus, les variations 
des distances des planètes à la terre ne sont jamais assez grandes pour les 
dérober à notre observation ; on peut donc les suivre sans cesse et rec- 
tifier, par la comparaison d’un grand nombre d’observations, les erreurs 
que l’on aurait pu commettre. Mais il n’en est pas ainsi des astres 
errants étrangersà notre système planétaire. 
L’astronome doit, pour ainsi dire, saisir les comètes au passage; il ne 
les voit que vers leur périhélie, le reste de leur trajectoire se perd dans 
l’immensité de l’espace. Il faut donc qu’il calcule leurs orbites par quel- 
ques observations très rapprochées ; qu'il détermine la nature de ces 
courbes par l’étude d'un arc relativement très court, celui précisément 
dont la courbure est la plus prononcée. La solution rigoureuse de ce 
problème dépasse les ressources de l’analyse ; et force est de recourir 
aux méthodes d’approximation. Mais ces méthodes sont dangereuses dans 
une question où de légers écarts peuvent transformer une trajectoire 
elliptique en une trajectoire parabolique ou hyperbolique, ou changer 
une ellipse de faible excentricité en une ellipse de très grande excentri- 
cité. 
Ce n’est pts tout. Le disque nébuleux des o nètes rend difficile la 
précision des observations; les grandes excentricités de leurs orbites et 
leurs inclinaisons considérables ne permettent pas de renfermer les 
perturbations que ces astres éprouvent, dans des formules analytiques 
qui embrassent, comme celles des planètes, un nombre indéfini de révo- 
lutions. 
Et cependant ces perturbations peuvent être considérables. Il peut 
arriver qu’une comète s’approche assez d’une planète pour que son 
orbite en soit totalement ch ingée ; pour que d’elliptique qu’elle était elle 
devienne parabolique ou hyperbolique. De là vraisemblablement la perte 
de certaines comètes. 
Parmi les comètes perdues, il en est une dont l'histoire est célèbre et 
de nature peut-être à atténuer la mauvaise impression que ne manquera 
pas de produire sur le public la prétendue méprise de Bessel ; c'est celle 
de 1770. 
Lexell avait reconnu que, pendant son apparition, elle avait décrit un 
arc d'ellipse correspondant à une révolution de 5 ans et 6 dixièmes. 
Burckhardt confirma ce résultat. Cette comète aurait donc dù reparaître 
bien des fois; et cependant, on ne l’avait pas vue avant 1770, et on 
ne la vit plus après. 
