COMITES PÉRIODIQUES.

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1818, parM. Pons, on remarqua bientôt que ses éléments paraboli-ques ressemblaient beau-coup à ceux d'une comèteobservée en 1 805. On enconclut que c’était la co-mète de 1 805 qu’on venaitde revoir, et que dans l’in-tervalle elle avait accompliune ou plusieurs révolu-tions autour du soleil. Eneffet, M. Encke, de Berlin,ne tarda pas à établir quecette comète ne mettaitque 1200 jours environ,ou 3' m ,3, à faire un tourentier autour du soleil ; elleavait parcouru quatre foisson orbite elliptique depuis1805 jusqu'à 1818. Cettecomète, que l'on a déjà ob-servée bien des fois depuisque sa périodicité a été re-connue par M. Encke, etque l'on désigne ordinai-rement sous le nom decomète à courte période, estvenue renverser l’idée queles astronomes s’étaientfaite sur la longueur dugrand axe des orbites ellip-tiques des comètes. Sa dis-tance au soleil, lorsqu’elleest le plus éloignée de cetastre central, dépasse àpeine quatre fois la distancede la terre au soleil, et parconséquent elle reste tou-jours comprise à l’intérieurde 1 orbite de J upiter. Lors-qu'elle est à son périhélie,sa distance au soleil est à peu près égale au tiers de la distance dela terre au soleil.

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Fig. 310.