des Comètes. 299raison, que si la différence entre d S Sc b S est sort petite,on peut en conclure avec assurance que les distances duSoleil à la Comète & à la Terre diffèrent peu; maisonne peut déterminer avec la même confiance laquelle des deuxdistances est la plus grande, de légères erreurs dans lesobservations pouvant taire paraître plus grande celle quiréellement étoit la plus petite. Nous lavons éprouvé nous-mêmes fur l’observation faite le 8 Septembre, de la mêmeComète de 1769 ; íà distance au Soleil étoit alors à peu-près égale à celle du Soleil à la Terre. Combinant cette obser-vation avec celles des 5 & 1 1 Septembre, nous avons trouvéd S plus grand que b S de 10' 15”, & la combinant avecles observations du 6 & du 10, nous avons trouvé aucontraire b S plus grand que d S de z' 19". De légèresimperfections dans les observations suffisent pour occasionnerde telles différences.

Cette méthode de Lambert est sondée sur les principessuivans. Soit ABC, fig. /9 & 20, une petite partie F!

de l’orbite terrestre, & M Q N une partie de 1 orbite de la 2

Comète, parcourue par la Comète dans le même tempsque la Terre parcourait ABC, de manière que la Comètesoit en M, Q, N, lorsque la Terre est en A, B Sc C. Tirezdu Soleil S les rayons SB, S Q aux lieux intermédiairesde la Terre Sc de la Comète, joignez les extrêmes par lescordes AB, M N. Puisqu’on suppose les intervalles entreles observations courts Sc presque égaux, la corde M N feracoupée par le rayon vecteur S Q en deux parties à peu-prèsproportionnelles aux temps. Si la Terre &. la Comète, aulieu de parcourir les arcs ABC, M Q N de leurs orbites »en parcouraient les cordes A b C, MqN, il est clair que,quelle que fût ì’inclinaison de l’orbite de la Comète surì’Ecliptique, la Comète paraîtrait décrire une ligne droite,ou un grand cercle dans le ciel; la Terre parvenue en bverrait la Comète en q par le rayon visuel b q R. Maisla Terre est en B Sc non pas en b, la Comète est en Q Scnon pas en q\ de la Terre on verra donc la Comète par

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