352 nE GASPARIS DETERMINAZIONE DELL' ORBITA, ECC. 



Ira via si conoscesse la dislanza dclla slella centrale dal noslro siste- 

 ina, ed in tal caso a\ rcnimo altrcsi il valore di Jt cioe la massa del- 

 la Stella in confronlo della massa solare , quando la stella salellile 

 fosse di massa trascuiabile , o la somma delle due masse in parli di 

 (juolla del noslro sole. 



Prima di Icrminar quesla memoria aggiungero poche parole 

 intorno alia circoslaiiza precedenlementc nolala che le equazioni (A) 

 (B) (C) sono csalle fino ai termini di quarlo ordine inclusivamente. 

 Ora e a sapere che il Gauss, Iraltandosi di calcolo di orbite ellilti- 

 che di pianeli , ha mostralo avorsi risullati non lontani dai veri sol 

 che si ritongauo i termini di secondo ordine; e gl' intcrvalli fra le os- 

 servazioni siano di pochi giorui; cd il Challis ha fondato un suo me- 

 lodo sul calcolo delle orbite planotarie ( metodo di compiula buona 

 riuscita ) spingendo le approssimazioni fino ai termini di quarto ordi- 

 ne inclusivo , nell' eseguirc lo svilupjio delle coordinate eliocentriche 

 in funzione del tempo. Ora per le stclle doppie , la cui rivoluzione 

 ordinariamente oltre i cento anni , mi sembra che si possano ri- . 

 tenere come convergcnti le serie dello svilui)i)o di un raggio vettore 

 in funzione di un altro , e del tempo frapposlo , allorche questo e 

 molfo piccolo in confronto dell'inticro periodo. 



