DEL SISTEMA SOLA RE. 177 



che abbiamo fin ora considciate, adoUcrcmo per esso la forma piii 

 sempllce e supporrcmo cbc sia cgualc alia massa <li ciascun pianela, cbe 

 indichcrcmo con Q„ , molliplicala per un cocflicicnle piccolisslino ?< 

 da dctcrminarsi per mezzo dcllc dislanze dale. Saranno dunque le 

 equazioni da risolvcrsi della forma 



Le masse dci pianeli che ho adoperale in questo calcolo sono slate 

 desuntc dalla gia cilata Aslronomia di Herschel (pag. 490 della Ira- 

 duzione francese), coIFavverlenza che ove dice (rilionesimi della massa 

 del Sole, deve leggcrsi bilionesimi. Queslc masse sono stale da noi 

 ridolle in parti della massa della Terra, c per rispello a quelle di 

 Cercre c di Yesta, che non si conoscono, ma si sa dover essere estre- 

 mamcnle piccole, le abbiamo rilcnute come eguali a zero. 



Era facile il vedere che le variazioni nelle coslanti x, > , z gia de- 

 terminate, risullanli dall'aggiunta dei nuovi termini n Q„ nelle sellc 

 equazioni fondamenlali , dovevano essere quantila piccolissime e 

 dcir ordine del coefficiente n. Mi era percio immaginalo di po- 

 ler giungere per successive approssimazioni alia deterniinazione di 

 Ax, A J, A z, u parlcndo dagli ultimi valori approssimali dclle sud- 

 detle coslanti ; ma dopo aver eseguiti diversi calcoli mi accorsi di essere 



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