LIEU

du nœud ASCENDANT.

3 oi° 3 <)'

3 oa. 16

iGSs

3 os» „5-2

Sens du mouvement des trois comètes rétrograde .

Die

L’analogie de ces ëléniéns était évideute et il était permis de supposer qu’ils appar^ tenaient à une même comète qui avait accompli deux révolutions dans l’intervalle de cent cinquante-un ans. En supposant par une moyenne sa révolution de soixantequinze ans et demi, et en prenant pour unité la moyenne distance du Soleil à la Terre , on trouve que le grand axe de son orbite est environ 35,727, et comme la distance périhélie' n’est que o‘, 58 , cet astre’ s’éloigne du Soleil trente-cinq fois au moins plus que la Terre, en parcourant une ellipse très allongée, son excentricité étaut de 17,2810.

On a reconnu de même , dans ces derniers temps, les retours de deux autres comètes.

La première est celle qu’011 a communément nommée la comète de Encke , parce que cét astronome a fait une étude toute parti • culière de sa théorie. Ce fut en 1819 qu’on aperçut, pour ]a première fois , l’analogie de ses élémens avec ceux d’une comète qui avait paru en i 8 o 5 , et l’on fixa sa période à trois ans et trois mois à peu près; en - sorte que, dans l’intervalle de i 8 o 5 à 181g, elle avait accompli quatre révolutions entières pour revenir à son périhélie. Cette

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comète reparut en effet en 1822 , et elle a été observée depuis à chacun de ses retours, par tous les astronomes à la portée desquels elle est passée. Le grand axe de son orbite est de 4»4^9 et son excentricité 0,846. Elle reviendra à son périhélie en juillet i 835 , de sorte que cette année sera marquée par les retours de deux comètes périodiques.

En 1826, M. Bielaen Bohème et M. Gainbart à Marseille remarquèrent, en même temps à peu près , la ressemblance singulière des élémens d’une comète qu’ils venaient d’observer avec une comète qui avait paru en 1772 et 1806, et pour satisfaire aux observations, ils trouvèrent qu’elle décrivait une ellipse dont le grand axe était 7 ,i 34 , l’excentricité 0,747, etdans laquelle la durée de la révolution était de 6 ans et 8 mois à peu près. Cette comète avait donc accompli six révolutions dans l’intervalle de 1772 à 1820, et elle devait reparaître , par conséquent , en i 832 .

Cette conjecture s’est complètement vérifiée , et cet astre doit prendre place désormais à côté des deux autres comètes périodiques dont nous avons parlé ; ce sont les seules dont 011 puisse assigner les

retours à des époques déterminées d'avancer.

Ces deux dernières comètes parcourent , comme on voit, des courbes beaucoup moins étendues et moins excentriques que la comète de 17 5 g; elles sont comprises toutes deux dans Porbile de Saturne, leur cours n'offre point de différence bien tranchée avec celui des planètes, et ellesseraient toujours visibles si leur grandeur et leur éclat étaient comparables à celui des planètes. Il est probable que les observations assidues que l'on fait des comètes, en feront découvrir encore beaucoup d'autres de même nature que les précédentes ; mâts les comètes h longue période seront longtemps encore très rares , parce qu'il y a à peine un siècle que les observations sont faites avec assez de soin pour constater leur identité lorsqu’elles reviennent dans le voi-* sinage du Soleil. La comète périodique de 1 75 9 mérite donc, comme nous l’avons dit, une attention particulière , comme un phénomène à part dans le système de l'ünivers.

La révolution de celte comète de i 53 i à 1607 avait été de treize mois plus longue que celle de 1607 à 1682. Pour expliquer cette inégalité , Halley supposa très judicieusement, que des causes semblables

à celles qui troublent les mouvemens elliptiques des planètes , altéraient celui des comètes d’une manière encore plus sensible. Mais la détermination de ces perturbations et- de la courbe que doit décrire un astre qui obéit à la double action du Soleil et d’un autre corps du système solaire , surpassait de son temps les forces de l’analyse : les géomètres ont depuis complètement résolu ce difficile problème, et nous allons essayer d’indiquer comment ils y sont parvenus , autant qu’on peut le faire sans le secours du calcul.

Des perturbations que peuvent éprouver les comètes par V action des planètes près desquelles elles passent.

L’observation suffit pour déterminer tous les élémens du mouvement elliptique des planètes et des comètes. On pourrait même par l’étude attentive du cours des planètes , reconnaître toutes les inégalités qu’elles subissent et qui les écartent légèrement des lois du mouvement dans l’ellipse. Mais les comètes n’étant visibles pour nous que dans une petite partie de leur orbite , il

serait impossible de déterminer par le secours seul de l'observation , les perturbations qu’elles éprouvent à des distances où nous ne pouvons les suivre que par la pensée. Il faut doue pour y parvenir , remonter des effets aux causes qui les produisent , et revenir ensuite par le calcul, de la connaissance de la cause aux effets qui en doivent résulter. La question des perturbations des comètes est donc au nombre de celles qui ne peuvent être résolues que par la théorie.

On sait que ce furent les beaux théorèmes d’Huygens sur les forces centrales, et les lois des mouvemens planétaires trouvées par Képler, qui conduisirent Newton à la découverte du grand principe de la gravitationuniverselle :

Après dix-sep t ans de recherches et d'observations , Képler était arrivé aux résultats suivans, qui sont les bases de toute la mécanique céleste : . -

i° Les orbes des planètes sont des ellipses dont le Soleil occupe le foyer. > ■

2 ° Les aires décrites par les rayons vecteurs des planètes sont proportionnelles aux temps employés à les décrire . - •

3" Lès carrés des temps des révolutions

des dijférentes planètes, sont proportionnels aux cubes des grands axes des orbites.

Or, d’après les principes du mouvement curviligne, la loi des aires proportionnelles aux temps , montre que la force qui anime les planètes est dirigée vers l’origine des rayons vecteurs, c’est-à-dire vers le centre du Soleil. La figure elliptique de leurs orbes prouve que cette force diminue comme le carré de la distance augmente.

Enfin la loi des carrés des temps proportionnels aux cubes des grands axes nous prouve que la tendance ou pesanteur vers le Soleil, ne varie d’une planète à l’autre, qu’à raison de leur distance à cet astre : en sorte qu’en supposant toutes les planètes réduites à iamême masse et placées à l’état de repos à la même distance du Soleil , elles se précipiteraient vers lui avec la même vitesse et atteindraient toutes au même instant sa surface.

La seule considération des lois du mouvement elliptique des planètes autour du Soleil, suffit donc pour conclure qu’elles pèsent sur cet astre proportionnellement à leur masse et en raison réciproque de leur distance à son centre.

Les satellites circulent autour des pla-

( io4 )

nètes suivant les mêmes lois que celles-ci autour du Soleil; elles sont donc sollicitées vers le centre de leur planète par une force constamment dirigée vers ce point, et qui diminue comme le carré de la distance augmente*

On est déjà porté par l’analogie à étendre le même principe aux planètes qui n’ont pas de satellites , mais c’est d’ailleurs une loi de la nature constamment observée, que la réaction est toujours égale et contraire à l’action. Les planètes doivent donc exercer sur le Soleil , et les satellites sur leurs planètes respectives , une action égale et contraire à celle qu’ils en éprouvent ; par conséquent ils sont doués d’une force attractive proportionnelle aux masses et réciproque au carré des distances. Cette propriété est donc générale et commune à tous les corps célestes. Nous sommes ainsi conduits à regarder le centre du Soleil , des comètes , des planètes et des satellites , comme le fojrer d’une force attractive qui s* étend indéfiniment dans l’espace et dont l'intensité croît en raison des masses , et diminue en raison du carré des distances .

C’est le grand principe de la nature qu’on a appelé Y attraction universelle. La pe-

( tô5 )

sauteur , qui fait tomber les projectiles à?

la surface <le la Terre, n’est qu’un exemple particulier de cette loi générale; c’est la même force qui retient la Lune dans son orbite ; et pour le prouver, il suffit d’étendre jusqu’à cet astre la pesanteur terrestre, diminuée proportionnellement au carré de sa distance : on voit alors se reproduire tous les phénomènes de son mouvement dans les cieux.

On conçoit maintenant les causes qui troublent les mouvemens elliptiques des planètes, des comètes et des satellites. L’action réciproque des corps célestes doit en effet altérer les mouvemens qu’ils auraient s’ils n’obéissaient qu’à l’action du Soleil.

Les orbites des planètes et des comètes et celles que décrivent les satellites autour de leur planète, ne seront donc pas rigoureusement des ellipses, comme nous l’avons supposé d’abord, et cette hypothèse ne doit être regardée que comme une première approximation des mouvemens célestes.

C’est ce qu’en effet les astronomes avaient remarqué depuis long-temps, et les écarts entre les mouvemens plané tai res e t les lois du mouvement dans l’ellipse, étaient trop considérables, pour qu’on put les attribuer

aux erreurs de l'observation , depuis surtoqt< qu’elles a acquis tant de précision. Le problème qu’il s’agit de résoudre est donc celui-ci : Les causes qui troublent les mouvetnens elliptiques des planètes et des comètes étant connues , déterminer l’orbite qu’elles doivent décrire. :

> Les géomètres ont imaginé pour cela plusieurs méthodes: la plus simple et la plus ingénieuse de toutes est sans contredit la suivante.

.Les forces qui troublent les mouvemens des planètes, étant en général très petites relativement à 1’a.ttraction du Soleil, leur action ne peut causer dans les moutemens des planètes et des comètes, que de légères altérations, mais ne saurait en changer la nature. C’est «d’ailleurs un fait indiqué depuis long-temps par l’observation , que les éléméns des orbe6 des planètes et des comètes dont ;le retour est connu, ne sont pas constans et varient insensible- .xnent dans les diderens siècles. On peut :donc supposer que les planètes et les co— -mètes troublées par leur action mutnclle , j obéissent encore» aux lois du mouyemqnt -elliptique; mais que lès élémens de leurs ellipses , au lieu d’être invariables comme

ils le seraient, si ces astres n’obéissaient qu’à l’action du Soleil , changent par degrés insensibles , en vertu des forces secondaires qui les animent.

Or, l’analyse fournit des moyens très sûrs pour déterminer les altérations des élémens du mouvement elliptique, quelle que . soit la nature de la force perturbatrice. On peut donc fixera chaque instant la position de la planète ou de la comète sur son orbite troublée, et cette courbe est l’ellipse que l’astre décrirait si les forces perturbatrices venaient en ce moment à cesser leur action.

La recherche des perturbations planétaires est facilitée par la petitesse des excentricités de leurs orbites, qui s’écartent peu de la forme circulaire, et par leur peu d’inclinaison à l’écliptique. Mais il n’en est pas de même à l’égard des comètes, dont les excentricités peuvent s’étendre à l’infini , et dont les inclinaisons peuvent varier depuis zéro jusqu’à l’angle droit. Les méthodes ordinaires d’approximation ne sont plus applicables à ce cas', et pour déterminer les perturbations d’une comète , on est obligé de diviser son orbite en parties assez petites pour qu’on puisse supposer la force

( io8 )

perturbatrice constante pendant l’intervalle que la comète emploie à les parcourir, et ne variant que d’une portion de la courbe à l’autre : on calcule alors facilement l’altération que subit chacun des élémens de l’orbite pendant chaque intervalle, et la»

réunion de toutes ces altérations forme la variation totale qu’éprouve cet élément.

On conçoit qu’en divisant successivement l’orbite en un plus grand nombre de parties , on peut arriver aussi près qu’on voudra de la vérité ; mais les calculs que cette méthode exige sont très longs, et c’est à la patience du calculateur à suppléer sur ce point aux imperfections de l’analyse.

Ici se présente naturellement une questi on que nous ne saurions passer sous silence. Puisque l’action réciproque des planètes et des comètes altère sensiblement les élé— mens de leurs orbites, ne pourrait-il pas arriver que ces orbites changeassent de nature, que l’orbe d’une comète d’elliptique devînt parabolique, ou bien qu’une planète se transformât en comète et réciproquement. L’analyse répond à ces doutes d’une manière précise. Les orbes planétaires resteront dans tous les temps peu excentriques et peu inclinés au plan de

l’écliptique, comme ils le sont aujourd’hui; le système solaire n’éprouvera à cet égard que des altérations qui se compenseront dans la suite des siècles , de manière qu’avec le temps il se trouvera dans un état de stabilité parfaite. Cette propriété remarquable tient à la constitution même du système planétaire , à la petitesse des excentricités et des inclinaisons des orbites , et à ce que toutes les planètes tournent dans le même sens autour du Soleil. Mais ces conditions n’étant pas remplies relativement aux comètes , rien n’empêche que le nature même deleurs orbites ne soit changée, lorsqu’elles approchent assez près çles planètes pour que l’attraction qu’elles en éprouvent contre-balance celle du «Soleil. Déjà un exemple d’un pareil changement semble indiqué dans le cours de la comète de 1770, ' dont on attendait le retour en 1776. Lexel avait reconnu que pendant son apparition , la*comète avait décrit un arc d’ellipse dans laquelle la durée de la révolution était de moins de six ans , et il était parvenu ainsi à représenter avec beaucoup d’exactitude toutes les observations de la comète qui se refusaient absolument à l’hypothèse d’un mouvement parabolique. Il semblait qu’un

( no )

astre dont la période était si courte , aurait dû souvent reparaître ; et cependant on ne l’avait pas observé avant l’apparition de 1770, et depuis on ne l’a plus revu. Lexel, pour expliquer ce double phénomène", remarqua que la comète s’était assez approchée de Jupiter, en 1767 et 1779, pour que l’action de cette planète ait diminué sa distance périhélie de manière à rendre la comète visible en 1770, d’invisible qu’elle était auparavant , et qu’au contraire , en 1779, elle ait augmenté cette même distance au point de rendre la comète pour toujours invisible. L’analyse a vérifié cette conjecture en démontrant qu’il suffisait pour satisfaire aux conditions précédentes, de supposer dans les élémens de l’orbite de la comète , en 1770 , des altérations très légères , comprises dans les limites de celles

S ue l’attraction des planètes a pu produire ans l’intervalle de 1769 à 1779. La dis-

F arition d’une comète, par le seul effet de action des planètes , est devenue ainsi un phénomène extrêmement vraisemblable.

La comète de 1770 a été encore très remarquable , çn ce que de toutes les comètes connues, elle est celle qui a le plus appro-

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clié de la Terre. Son influence aurait donc pu causer dans le mouvement de la Terre et dans la duree de sa re'volution , des altérations sensibles. On a calculé , par exem-

Ï de , qu’elle aurait augmenté de 2 h 47' i 3 " a longueur de l’année sidérale , si l’on supposait la masse de la comète égalé à celle de la Terre. Or l’observation montre que l’année sidérale n’a pas subi une altération de 2" par l’action de la comète de 1770 ; il en résulte que le rapport de sa masse à celle de la Terre est moindre que celui o" , g à 2 h ^ i 3 ", et qu’elle n’est pas, par conséquent, la partie de celle de la Terre. La même comète a traversé, en 1769, le système des satellites de Jupiter sans y causer aucune altération sensible. On est donc assuré que les masses des comètes sont d’une excessive petitesse et que leur action sur les autres corps du système solaire est absolument inappréciable. Il est même très vraisemblable que si l’une d’elles, dans la suite des temps, venait à rencontrer une planète ou un satellite, ce qui peut arriver dans l’immensité des siècles , le choc qui en résulterait n’exercerait qu’une faible influence sur les jiiouvemens de ces corps.

( na )

En résumant donc ce que nous venons de dire , on voit que le principe de la pesanteur universelle , traduit en langage algébrique, suffit pour rendre raison de toutes les altérations du mouvement elliptique des planètes, des comètes et des satellites. Il n’y a pas une des inégalités planétaires observées qui n’en dérive avec une admirable précision , et souvent il a été permis à la théorie de devancer l’observation et d’indiquer aux astronomes des inégalités nouvelles , qui , par leur complication et la lenteur de leur développement, n’auraient pu être découvertes par l’ observation seule, qu’après un grand nombre de siècles. Le géomètre aujourd’hui, avec le secours d’un

F etit nombre de données qu’il emprunte à astronomie pratique, peut embrasser dans ses formules les mouvemens de tous les corps du système solaire, indiquer les états par lesquels il a passé depuis sa création , et prédire les changemens qu’il subira dans les âges futurs. Ce sont là sans doute de brillantes conséquences d’un principe aussi simple que général. Newton avait osé les entrevoir ; ses successeurs leur ont donné la rigueur de la démonstration , et leurs travaux ont fait de la théorie du

système du monde la plus sublime des sciences naturelles par son but , la plus complète par ses résultats.

Application de la théorie précédente à la détermination du prochain retour au périhélie de la Com 'ete de 1759 et des élêmens de son orbite à cette époque.

J'ai essayé d’indiquer dans le chapitre précédent , comment on déterminait les altérations des élémens de l’orbite elliptique d’une comète, résultant de l’action per- * turbatrice des planètes près desquelles elle passe. Je vais donner ici les résultats de l’application que j’ai faite de cette méthode à la détermination du prochain re- « tour delà comète de 1769 à son périhélie et des élémens de son orbite à cette époque.

Pour déterminer l’intervalle de temps qui s’écoulera entre le dernier passage de la comète par son périhélie et son prochain . retour au même point de son orbite , on est obligé de calculer les perturbations qu’elle a subies pendant la période de 1682 à 1759 , et celles qu’elle doit éprouver pen-

dant la période suivante , c’est-à-dire dans Tintervalle de 1769 jusqu’au prochain passage au périhélie. Par la comparaison de ces perturbations dans les deux intervalles on obtient ensuite, au moyen d’une formule très simple , la différence en temps des deux révolutions de la comète, et comme la durée de la première est connue, on en peut conclure immédiatement celle de la seconde.

J’ai considéré dans ce calcul les actions de Jupiter, Saturne et Uranus, pendant toute la durée des deux révolutions de 1682 à 1 7Ô9, et de 1 769 jusqu’au prochain retour au périhélie. Mais, comme la comète s’est beaucoup approchée de la Terre en 17^9 , j’ai dù également considérer l’action de la . Terre sur la comète à cette époque et seulement pendant le temps où elle en a été assez voisine pour en éprouver des perturbations sensibles. La masse ue Vénus ne différant que de ■— de celle de la Terre , la comète en s’approchant de cette planète ,

S ouvait être troublée aussi par son inuence ; mais je me suis assuré que la distance de ces deux astres sera toujours trop considérable pour que l’a ;tion de Vénus sur la comète produise dans les élé-

mens de son orbite aucune altération appréciable.

Pour calculer les altérations des élémens de la comète , nous avons regardé son orbite comme une ellipse dont le grand axe répond à une période de 27937 jours , duree de la révolution de 1682 a 1769, et dont les autres élémens se déduisentdes observations faites pendant ces deux apparitions. Apres avoir déterminé successivement les alterations que l’action des planètes perturbatrices fait subir à chacun des elemens de cette ellipse, j’ai trouvé que la duree de :1a période de 1682 à i 7 5 9 , recevrait, par 1 eltet des forces perturbatrices, les augmentations suivantes :

Par l’action de Jupiter +

Par l’action de Saturne —

Par l’action d’XJranns

Par l’action de la Terre ~~ lï »'°

Total 66, o4

La durée de la période actuelle surpassera donc de 66, o4 jours celle de la P e 7 riode de 1682 à 1769, et comme celle-ci a été de 27937 jours , il en résulte que a révolution que la comète achève en ce

moment sera de 28 oo 3 ,o 4 jours , ce qui, à compter du i3,i mars e'poque du

dernier passage de la comète au périhélie, donne le i3,i novembre iS35, pour Fé— poque où elle sera de retour à ce point de son orbite.

Ainsi donc, il résulte des calculs dont nous venons de rapporter les principaux résultats , que le passage de la comète au périhélie aura lieu le i3 novembre iS35 à 2 a 24 ^ du matin.

La période actuelle surpassera la dernière , comme on vient de le voir , de deux mois à peu près , et elle sera la plus longue de toutes celles qui ont été observées.

Voici d’ailleurs le tableau des différentes périodes de la comète depuis que lés observations sont faites avec assez de soin pour qu’on ait pu en conclure l’époque du périhélie : on jugera , en y jetant les yeux , des inégalités des différentes périodes:

Du a 5 août i 53 i t au 26 octobre 1607 J

Du 26 octobre 1607 ) au 14 septembre 1662 /

Du 14 septembre 1682 \ au i 3 mars 170g /

27811 jours..

27352 jours-

27Ç;37 jours..

Du i 3 mars 'au i 3 novembre

' M } a8 °° 3 iours -

Ces quatre révolutions sont donc en nombres ronds

La première de 76 ans 2 mois.

La seconde de 75 ans.

La troisième de 76 ans 6 mois.

La révolution actuelle de 76 ans 8 mois.

On voit, par conse'quent , que sans le se- .

cours du calcul, il eût été' absolument im-

Ï >ossible d’assigner avec quelque certitude 'époque du prochain retour au périhélie.

La moyenne entré les diverses révolutions ne représenterait pas à plusieurs mois près l’intervalle de temps qui s’écoulera depuis le i 3 mars 1759 jusqu’à cette époque, et l’on commettrait une erreur plus grande encore en supposant., comme le faisait Ilalley, les périodes alternativement de soixante-seize et de soixante-quinze ans.

Au reste, nous devons encore une fois répéter ici que nous ne prétendons pas que la fixation que nous donnons de l’époque du prochain retour de la comète à son périhélie , ne puisse se trouver en défaut à quelques jours près, il est même probable

que nous ne saurions espérer aujourd’hui un plus grand degré d’approximation. Nous en avons déjà dit les raisons : d’abord les masses des planètes, telles que nous les connaissons actuellement, ont certainement encore besoin de quelques corrections ; ensuite dans les immenses calculs qu’exige la détermination des altérations de tous les élémens de l’orbe elliptique de la comète, pendant deux révolutions successives, on est obligé , pour faciliter les opérations numériques, de négliger un grand nombre de petites quantités, dont l’ensemble peut avoir quelque influence sur les résul lats fiuals. Enfin, il se pourrait que daüs les espaces où la comète se trouve à de si grandes distances du Soleil, elle rencontrât sur son chemin des astres qui nous sont tout-à-fait inconnus , ou bien encore que le fluide répandu autour du Soleil , accélère sa marche , comme il paraît certain que cela arrive à la comète à courte période de 1819.' Mais ce sont là des points importans sur lesquels le retour de la comète fixera nos doutes , soit que,

Ï >ar son passage au périhélie, elle confirme 'exactitude de nos calculs, soit que ce passage s’écarte de l’époque que nous lui assi-> gnons , au-delà des limites qu’on peut at-<

tribuer aux imperfections des approximations et aux corrections dont les masses planétaires peuvent encore être susceptibles.

Le calcul des perturbations de la comète pendant la période comprise entre le i 3 mars 17 % et le prochain périhélie, m’a fait connaître les altérations de chacun des élémens de son orbite elliptique pendant cet intervalle ; en augmentant ensuite les élémens déterminés par les observations relatives à l’apparition de 1 769 de leurs variations, j’ai formé le tableau suivant des élémens de l’orbite elliptique au passage périhélie de i835.

Élémens de là Comète , en i835.

Instant du passage au périhélie , i3 novembre 1 83 5:

Demi-grand axe de l’orbite 17,997554

Rapportée l'exccntricite' au !, grand axe. o,9075i5(>

Lieu du périhélie sur l’orbite.* 3o4°3i , 4° w

Longitude du nœud ascendant 35° 29' Ô7"

Inclinaison à l’écliptique 1 7° 44^

A l’aide de ces élémens, il est facile de , tracer la courbe que décrira la comète dans le ciel,, et de fixer à l’avance sa position

relative à la Terre. M. Bouvard a bien voulu se charger de ce soin, et en partant des élémens que je viens de rapporter , il a construit réphéméride suivant, qui facilitera aux astronomes la recherche de la comète, lorsqu’elle reviendra dans la partie de son orbite assez voisine du Soleil pour que nous puissions l’apercevoir.

Dans la dernière apparition , la comète a été' visible soixante-dix jours à peu près avant son passage au périhélie : cet éphéméride , remontant à trois mois environ avant l’époque présumée du passage en i835 , doit donc suffire vraisemblablement pour suivre la comète dès qu’elle paraîtra.

La comète, d’après cet éphéméride, sera visible probablement vers la fin du mois d’août, quoique sà distance à la Terre et sa distance au Soleil soient encore très grandes. Sa lumière , si tant est qu’on la puisse distinguer , sera très faible : on l’a—

Î >ercevra le matin quelques heures avant le ever du Soleil.

A partir du i cr septembre, la comète s’approchera rapidement de la Terre , sa distance au Soleil diminuera simultanément , sa lurtiiëre augmentera , et son lever anticipera de plus en plus sur celui du Soleil ; vers le milieu de septembre , elle se lèvera cinq heures avant cet astre.

Vers le 10 octobre , sa distance à la Terre sera à son minimum ; sa déclinaison boréale étant alors très grande, elle restera quelques jours sans se coucher. Elle s’éloignera ensuite de la Terre jusqu’à son passage au périhélie, qui aura lieu le i3 novembre. C’est pendant les jours qui suivront ce passage, que la lumière de l’astre aura son plus grand éclat.

A partir de la fin d’octobre , la comète ne sera plus visible que le soir, jusqu’à sa conjonction avec le Soleil , qui aura lieu vers la fin de novembre. Elle disparaîtra

alors pendant quelques jours, et ne redeviendra visible, en sortant des rayons du Soleil , que vers la fin de décembre. On la verra le matin avant le lever du Soleil . On pourra sans doute l’observer encore pendant quelque temps , jusqu’à ce que sa distance au Soleil devenant trop grande, elle disparaîtra tout-à-fait.

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