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nala dall'astronomo romano nel 1808 cioo un mezzo secolo prima, c ambedue, 

 come ^ naturale, sono condoui alia idciUica formola finale , con questa dif- 

 ferenza pcro die il calcolo deiraslronomo romano e scmplicissimo more antiquo, 

 e qucUo del profes. Rocltc sembra un poco piu complicato, e cio per servire 

 alia moda di rcndcrc difjicilc cio chc e facile. 



46.° Sia m la massa del Sole, R il raggio, (j la forza acceleralrice nclla 

 superficie del sole , la quale equivaie alio spazio di 277.'" 2748 doscritto in 

 un secondo con nioto equabile, sia anche a il raggio vettorc o la dislanza del 

 centro del sole dal centro della cometa, r la distanza del limite dal centro 

 della cometa , e fx la massa deila cometa. F^a forza di gravita solare alia 



dislanza a — r del centro del sole al limite, sara ; -, . Dalla leoriasico- 



nosce che le forze di gravita die esercitano le sfere ad eguali distanze sono 

 come le masse; dunque la forza di gravita della cometa alia distanza R dal 



centro del sole , sara — , e alia distanza r, sara ^^^—5- , ma nel limite que- 

 rn mr' 



ste due forze debbono essere eguali, dunque 



(g — rf mr^ 

 dalla quale si ha 



,.\2 • 



m (a — r) 



A questo medesimo risultato conduce la formola di Regner. Si ha infatti 

 (num.» 41) q'= -^—^ ; ma alia distanza a — r la sravila solare alia superfi- 



cie della cometa e —^ -„ , e questa da Rentier si disse g', dunque elimi- 



(a — ry 



nando g', si avra 



(a — r)'^ mr^ 



come ,sopra. Qui pero I'astronomo romano osserva che quella equazione non 

 e rigorosa. II limite esistente nel raggio vettore a e molto prossimo alia co- 



oR2 

 meta, e molto distantc dal Sole. La graviti dunque del limite- -^ deve 





