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sce col tempo coutinuaraente ; e non essendo rinchiuso fra 

 cerli limili , come quello che ne' detti punti delle orbite 

 planetarie risulta dalle attrazioni dei circostanti pianeti , anzi 

 trascendendo ogni limite assegnabile, può con lo svolgersi dei 

 secoli far percorrere a ciascun di questi punti l' intera peri- 

 feria dell'orbita, alla qualeappartiene. 



Siano a = Ci , e = e, , r = e, , t^' = e,, , i = Cj , w = Cg , la 

 distanza media del pianeta dal sole , 1' eccentricità della sua 

 orbita, l'epoca del suo passaggio pel perielio, la distanza del pe- 

 rielio dal nodo, 1' inclinazione del piano dell' orbita su quel- 

 lo dell' ecclittica, e la longitudine del nodo. Inoltre sia W 

 la forza acceleratrice (a) emergente dalla corrente dell' ete- 

 re ; «, /3, 7' gli angoli che la direzione di questa corrente 

 fa con tre assi rettangolari, che intersegansi nel centro del sole; 

 X, y, z le coordinate del pianeta alla fine del tempo f, saranno 



> _(Zc~0 ; > --(le. H- W cosa di =0 

 -*^/=. de, ^.=, de. ' ^ 



(a) Il valore della forza perlurbalrice W si otiieue nel seguente modo. Le 

 quantità di molo , che in ogni tempuscolo dt imprime la corrente eterea al 



f f 



pianeta ed al sole, som -~nrr-u-dt,~TR2v-::dt, supponendo essere u la velocilà 



di essa corrente , f una costante che dipende dalla densità dell' etere, ■tt il rap- 

 porto ddla circonferenza al diametro (v. il Venluroli, tomo 2. §. 397). Quindi 

 la qnanliià di molo relativo impressa al pianeta è 



[r'-~R^) di. Ma la m;issa del pianeta è := — ■ — . Laonde saia 



^ 'j 



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