DÉTERMINATION DE LA POSITION D*UNE COMÈTE
manière satisfaisante les positions observées de la comète de M. Branhs.
La détermination incomplète des premiers éléments et l'action perturbatrice des planètes a produit une différence d'environ troin mois dans le retour au périhélie.
Ainsi, d'après les calculs du docteur Galen» le passage au périhélie en 1857 devait avoir lieu le 25"^,77;^le passage au périhélie de la comète Bruhns a eu Heu le 29*"*,49.
A l'apparition de 1862, la comète a été observée à Vienne par M. Edmond Weiss, le â2 décembre.
370. Comète de d'Arrest, — Cette comète a été découverte à Leipzig par M. d'Arrest, le 27 juin 4851.
On reconnut immédiatement que son orbite était elliptique et sa période 6"%4 environ.
M. Y. Yillarceau avait déduit de ses calculs que cette comète, à son retour en 1857, ne serait visible que dans l'hémisphère Sud et que son éclat serait très-faible.
Grâce aux éphémérides publiées par ce savant astronome, M. Maclear, directeur de l'observatoire du Cap de Bonne-Espérance, trouva immédiatement, au lieu et à Tépoque désignés^ l'astre dont Tédat était en effet excessivement faible.
Une comète périodique dont nous n'avons pas parlé parce qu'elle n'a pas encore été retrouvée^ est celle découverte à Rome le 22 août l&U par le père Vieo.
La durée de sa révolution est de 5''*,47.
DÉTERMINATION DE LA POSITION d'UNE COMÈTE.
371. Puisqu'une comète ne se montre que pendant quelques jours^ on comprend que les astronomes des observatoires du globe peuvent ne pas l'apercevoir si, pendant son apparition, le Ciel reste, pour ces observateurs, constamment couvert.
C'est ce qui est arrivé pour la comète aperçue en mars 1843; l'observa^ taire de Paris, en raison de l'état du Ciel, n'a pu déterminer la position de cet astre.
Les officiers de marine, par leur séjour dans les différents points du globe et le plus souvent dans des régions dans lesquelles le Ciel est toujours dégagé^ peuvent rendre des services à l'astronomie^ en déterminant la position d'une comète qu'ils aperçoivent.
Trois observateurs prennent simultanément, à l'aide d'instruments à réflexion, l'un, la distance du noyau de la comète à une étoile zodiacale connue, l'autre, la hauteur rfu noyau au-dessus de l'horizon et le troisième la hauteur de l'étoile; on note exactement l'heure du chronomètre qui
correspond à celle observalion, et on en conclut ITieure de Paris, tempi moyen.
On peut supposer au noyau de la comète une parallaxe égale à celle du Soleil.
On fait le calcul de la distance vraie de rétoile à la comète. 'Voir mon Cours de navigation.) ,
Soient, maintenant, Z le zénith (fig. â07), P le pôle, E Tétoile, C la
comèle. Dans le triangle sphérique ZEC, dans lequel on connaît ZC, ZE
et EC, on calculera ZEC.
Fig. 207. j)qp5 jg (ri^-^ngle sphérique ZPE, dans lequel on
connaît ZE, PE, et PZ, on obtiendra Tangle PEZ.
La somme ou la différence de ces deux angles
donnera Tanglc PEC du triangle PCE dans lequel
on connaît en outre, le côté PE et la distance CE;
on aura donc la distance polaire ?C de la comète
et l'angle CPE différence en ascension droite de cet
astre et de rétoile E.
• Connaissant l'ascension droite de cette étoile^ on pourra en conclure l'ascension droite de la comète,
A quelques jours d'intervalle, on fera deux ou plusieurs autres observations analogues, ce qui permettra d'obtenir au moins trois ascensions droites et trois déclinaisons correspondantes de l'astre.
11 faudra aussi avoir soin de noter la grandeur de l'arc embrassé par la queue de la comète, son gisement et toutes les particularités que Ton pourra observer sur le noyauy Ja chevelure ou la queue. On pourra alors adresser ces observations à l'Observatoire impérial ; ou bien, faire le calcul de l'orbite de la comète^ en employant soit la méthode de Gauss, soit la méthode d*OLBERs dont j'ai donné le développement dans les notes qui suivent ma traduction du « Thboria motus » de Gauss.
