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 iuJifferenle. A me sembrò sempre (almeno pei nuovi pianeti e per le comele 

 a breve periodo) preferibile l'uso del tempo o dell'anomalia media, come praticai 

 ncdle mie prime ricerche, allorquando calcolai l'effemeride pel ritorno al pe- 

 rielio nel i83a. Ciò non pertanto, presentandosi ora l'opportunità di riprendere 

 le ricerche da capo, scelsi l'anomalia eccentrica pel calcolo delle variazioni 

 dee-li elementi fra il 1826 ed il i832. Il confronto dei due melodi facilmente 



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mi convinse, che conducendo l'uno e l'altro agli stessi risultamene, s'incontra 

 maggiore regolarità facendo uso dell' anomaba media, piuttosto che dell'eccen- 

 trica; perciò alla prima mi attenni nella continuazione del calcolo pel periodo 

 compreso fra il i832 ed il 1839. 



III. Si scelga a piano fondamentale il piano dell'orbita della cometa per l'epo- 

 ca da cui si fa incominciare il calcolo delle variazioni degli elementi, p. e. pel 

 passaggio al perielio del 1826, ed in esso prendasi l'asse maggiore per asse delle 

 x j che abbiano la loro origine nel centro del Sole, prendendole positive verso 

 il perielio, negative verso l'afelio, ed a questo piano riferiscasi tanto la posizio- 

 ne della cometa, quanto del pianeta perturbante. 



Ad un tempo t espresso in giorni, e conlato dal passaggio della cometa pel 

 perielio, siano le sue coordinate x,y; r il raggio vettore, v l'anomalia vera; 

 u l'anomalia eccentrica; £ l'anomalia media. Le quantità a, <p,T, ai, ij n rappre- 

 sentino i consueti elementi dell'orbita, cioè per ordine il semiasse maggiore, 

 l'angolo di eccentricità, la longitudine del perielio, la longitudine del nodo, 

 l'inclinazione, il moto medio diurno siderale. Si avrà 



£ = nt = 11 — R ' sen <p. sen u; r = a (1 — sen <p. cos u) 

 tang - v = lang (45° -f- ~<p). lang ~ u 

 x = r. cos v = a (cos u — sen <p); y = a cos <p. sen u 

 n d t = d Z = . 



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Siano ora pel pianeta perturbante a'_, <p , ir , to', ijìi gli analoghi elementi del- 

 l'orbita; in la sua massa; x'j jr'j z le sue coordinate eliocentriche; v „ r la sua 

 anomalia vera ed il raggio vettore corrispondenti allo stesso tempo t. Per ot- 

 tenere i valori di x 3 j , z conviene calcolare la posizione del punto in cui 

 nella sfera celeste l'orbita del pianeta taglia l'orbila della cometa, ascendendo 

 sopra di questa con una inclinazione che porremo =X. A tale oggetto dica- 

 si TI la longitudine del loro scambievole incontro valutata lungo l'orbila della 

 cometa; ti la slessa longitudine contata lungo l'orbita del pianeta. Le disianze 



