& même cométe, on trouvera que le temps de ſa révolution eſt de 75 ans, que le grand axe de ſon orbe eſt au grand axe de Torbe de la terre comme à i ou comme 1778 à 100 environ, & que la diſtance aphélie de cette cométe eſt à la diſtance moyenne de la terre au Soleil comme 35 à i environ. Ce qui étant connu, il ne ſera pas difficile de déterminer l’orbe elliptique de cette cométe. Tout cela ſe trouvera prouvé ſi cette cométe revient dans ce même orbe au bout de 75 ans. Il paroît que les autres cométes employent plus de temps à faire leurs révolutions, & qu’elles montent à de plus grandes diſtances.
Au reſte les cométes doivent troubler ſenſiblement leurs cours par leur attraction mutuelle, tant à cauſe de leur grand nombre & de leur grand éloignement du Soleil dans leurs aphélies, que du temps qu’elles demeurent dans ces aphélies, ce qui doit tantôt diminuer & tantôt augmenter leurs excentricités & les tems de leurs révolutions. Ainſi il ne faut pas eſpérer que la même cométe décrive toujours le même orbe, ni que ſon temps périodique ſoit toujours éxactement le même. Il ſuffit que les variations n’excedent pas celles qu’on peut attribuer à ces cauſes.
On peut trouver par-là la raiſon pour laquelle les cométes ne ſont point renfermées dans le Zodiaque comme les planétes, & pourquoi elles ſont portées par des mouvemens divers dans toutes les régions du ciel ; car c’eſt afin que dans leurs aphélies, où leur mouvement eſt très-lent, elles ſobient aſſez éloignées les unes des autres pour que leur attraction mutuelle ne ſoit pas trop ſenſible. C’eſt par cette raiſon que les cométes qui deſcendent de plus haut, & qui par conſéquent ſe meuvent plus lentement dans leurs aphélies, doivent remonter plus haut.
La cométe qui parut l’année 1680. étoit à peine éloignée du ſoleil, dans ſon périhélie, de la ſixiéme partie du diamétre du Soleil ; & à cauſe de l’extrême vîteſſe qu’elle avoit alors & de la denſité que peut avoir l’atmolphére du Soleil, elle dut éprouver quelque réſiſtance, & par conſéquent ſon mouvement dut
