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partie hachurée correspond à la zone de solution multiple; 
lorsque la comète se trouve dans la zone non hachurée, la solu¬ 
tion est simple au contraire. Menons la tangente TT' par le 
point T qui figure la Terre, S étant le Soleil. La rotation de 
la tangente TT' autour de ST engendre un cône dont la partie 
intérieure est tout à fait située dans la zone de solution simple. 
Si, par conséquent, un astre se trouve à l’intérieur de ce cône, 
c’est-à-dire si sa distance angulaire au Soleil est plus grande 
que l’angle 9 = T'TS, on sait immédiatement qu’on se trouve 
dans le cas d’une solution unique. Un calcul simple conduit à 
la relation 
1 
cos 9 =-— 
r Vs 
comme équation qui détermine l’angle 9. On obtient 
9 = 116-34'. 
r • 
Lorsqu’on veut calculer une orbite d’une comète ou d’une 
petite planète qui se présente à une distance angulaire du Soleil 
supérieure à l’angle 9 ci-dessus défini, on peut donc dire 
à priori, avant tout calcul, qu’il y aura une solution unique. 
C’est une condition suffisante pour qu’il en soit ainsi, sans 
que, toutefois, elle soit indispensable. 
Dans le cas qui nous occupe, l’incertitude des orbites 
obtenues ne provenait donc pas des méthodes de calcul, mais 
du fait que les observations employées étaient trop rapprochées, 
autrement dit que l’arc héliocentrique parcouru était trop 
minime. 
Entretemps l’astre fut de nouveau observé à Uccle le 29 décem¬ 
bre, puis le clair de lune vint encore interrompre les mesures. 
Ce n’est que le 14 janvier dernier que les observations 
purent être reprises, mais à partir d’alors l’astre a été suivi 
presque journellement. Sa position s’écartant rapidement des 
diverses éphémérides, nous avons repris le calcul de l’orbite, en 
employant cette fois nos trois observations des 19 décembre, 
