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29 décembre et 14 janvier, espacées donc de vingt-six jours, 
conditions qui devaient permettre d’obtenir une précision assez 
grande. Les trois positions employées appartenant à des années 
différentes, nous les avons réduites, au préalable, à l’époque 
1910,0. Elles deviennent ainsi : 
log. fact. paraît. 
1913 décembre. 
« 1910,0 
01910,0 
en a 
en S 
19,34096 
45 e 
'23' 50; 3 
- 7° 16' 48;5 
0.358 n 
0.868 
29,43190 
43 
21 25,8 
-6 11 2,6 
0.298 
0.864 
45,28389 
41 
0 22,1 
- 4 3 27,3 
0.148 n 
0.854 
Les dates sont exprimées en temps moyen de Berlin, les 
coordonnées du Soleil, rapportées à l’équinoxe de 1910,0, 
étant prises dans le Berliner Jahrbuch . 
Il nous a paru intéressant d’appliquer à ce calcul la méthode 
que M, Leuschner a mise en pratique dans les dernières années. 
Ce procédé, employé jusqu’ici surtout par les calculateurs amé¬ 
ricains, présente en effet des avantages sur les méthodes clas¬ 
siques. Il comprend en réalité deux parties : tout d’abord on 
cherche une orbite approchée; on détermine directement la 
distance de l’astre par une application de la méthode de Laplace : 
cette distance s’exprime assez simplement en fonction des 
coordonnées équatoriales de la comète à la date moyenne, de 
leurs dérivées premières et secondes, ainsi que des coordonnées 
correspondantes du Soleil et de leurs dérivées premières. La 
distance étant connue, l’orbite peut se calculer aisément; mais 
avant d’établir les éléments paraboliques ou elliptiques, on 
peut déjà voir avec quelle précision les observations extrêmes 
sont représentées à l’aide de séries très convergentes, en fonc¬ 
tion des intervalles de temps. 
Dans la seconde partie de la méthode, les écarts entre l’obser¬ 
vation et le premier calcul sont employés à corriger celui-ci, de 
façon à obtenir une représentation précise des données. Ici 
non plus il n’y a pas, comme dans la méthode usuelle de 
