ASTRONOMIQUES. Z29» que les teins écoulés entre les trois premieres Ob*« servations. Ensuite on prolongera A C en G , de manie-« re que AG soit à AB comme le tems qui s’est écoulé« entre la premiere ôc la derniere , est au tems écoulé« entre la premiere ôc la seconde observation : on tirera-> austi ^ G , ensorte que s’il étoit vrai que la Corne-« te eût eu un mouvement égal ôc uniforme ôc que la«Terre pendant le même tems fût demeurée immobile ou« qu’elleeût parcouru uniformément une ligne droite, on« pourroit assurer que l’angle T Q^G í'eroit la longitude« de la Comete au tems de la derniere observation : mais« puisqu’il se trouve une différence en longitude repré-«sentée par l’angle F QG > elle sera donc causée parles« inégalités du mouvement tant de la Comete que de la«Terre. Or cet angle F^G doit être ajouté à l’an-« gle yÌ?G, s’il arrive que la Terre ôc la Comete se meu*« vent en sens contraire , de maniéré que le mouvement« de la Comete en doit paroître plus rapide ; mais ce fera« le contraire si la Terre ôc la Comete sont emportées du« même sens : sangle F QG fera soustractif ôc il pourroit« même arriver un tel rallentissement dans le mouvement« observé de la Comete, qu’il en paroîtroit rétrograde.« Cependant il est vrai de dire que la plus grande partie» de cette différence, ou même sangle entier F ,0 G, a pour« origine le mouvement réel de la Terre, ôc partant qu’on« peut le considérer comme un effet de la Parallaxe du« grand orbe, la petite quantité dont la Comete auroit ac-« céléré ou rallenti son mouvement réel pouvant être«négligée en cette rencontre. Voici donc la maniéré-- de calculer la distance de la Comete à la Terre lors-« qu’on connoît cette parallaxe. Soit S le Soleil, a cT« l’orbe annuel, a le lieu de la Terre au tems de la pre-« miere observation, c le lieu de la Terre au tems de la« troisième observation, ôc encore T le lieu qu’elie oc-

Tt

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Maniéré dedécouvrir ladistance d’uneComete, lors-quon l’oblér-ve vers lecommence-ment ou versla fin de sonapparition.Planche VI*Fig. B.