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con un error de cuarto orden encontraremos una órbita 

 suficientemente exacta para efemérides de busca ; finalmen- 

 te, con un error de quinto orden, hallaremos elementos que 

 se aproximarán mucho a los que, más tarde, con arcos ma- 

 yores se calculen. 



Se suponen dadas tres observaciones; los tiempos a 

 cuatro decimales de día; las ascenciones rectas a décimas 

 de segundo de tiempo; las declinaciones a segundos. 



El tiempo fundamental es el de la segunda observa- 

 ción; todo símbolo con sub-índice cero, se refiere a esta 

 segunda observación. 



Sección A. — Se corrigen las observacines de precesión, 

 nutación y aberración anual; se calculan las coordenadas 

 del Sol por fórmulas de interpolación; se calculan asimis- 

 mo sus primeras y terceras derivadas. 



Sección B. — Se calculan la distancia heliocéntrica de 

 la Tierra y la velocidad y los intervalos de tiempo. 



Sección C.-^Se calculan los cosenos directores corres- 

 pondientes a las tres observaciones y las derivadas en el 

 segundo tiempo. 



Sección D. — Se calculan el ángulo en la Tierra en- 

 tre Sol y Cometa, y cantidades que.de él dependen. 



Sección E. — Condición. 



. Sección F. — Determinantes y fórmula para hallar la 

 relación entre la derivada de la distancia geocéntrica del 

 astro y la distancia misma. 



Sección G. — Cálculo de auxiliares para la resolución 

 de la ecuación de la distancia geocéntrica. 



Sección H. — Aplicación del Criterio de Leuschner pa- 

 ra determinar si la ecuación de la distancia geocéntrica, 

 que es de sexto grado, tiene tres raíces positivas o una sola. 

 En la casi totalidad de los casos tiene una sola raíz po- 

 sitiva. 



