d’un point de la courbe que la Terre décrit ; car, pour qu’il y eût rencontre des deux corps, cette condition n’était pas moins nécessaire que la précédente.
À cet égard le calcul nous apprenait que le passage de la comète par le plan de l’écliptique devait s’effectuer un peu en dedans de notre orbite et à une distance de cette courbe qui est égale à quatre rayons terrestres et deux tiers. Disons même que cette distance, déjà si petite, pouvait disparaître entièrement si l’on faisait subir aux éléments donnés par Damoiseau de petites variations dont il paraissait difficile de répondre.
Prenons, au surplus, la distance de 4 rayons terrestres et deux tiers comme réelle ; remarquons qu’elle se rapportait au centre de la comète, et voyons si les dimensions de cet astre sont assez grandes pour que quelques unes de ces parties eussent pu venir empiéter sur des points de notre orbite.
Dans l’apparition de 1805, des observations faites par Olbers, l’illustre astronome de Bremen, donnèrent pour la longueur du rayon de la comète 5 rayons terrestres et un tiers ; de ce nombre, comparé au précédent, il résulte avec évidence que, le 29 octobre 1832, une portion de l’orbite de la Terre s’était trouvée comprise dans la nébulosité de la comète.
Il ne nous reste plus qu’une seule question à résoudre, c’est celle-ci : au moment où la comète était tellement près de notre orbite que sa nébulosité en enveloppait quelques parties, la Terre elle-même, où se trouvait elle ?
J’ai déjà dit que le passage de la comète très-près
