nem , feii angulnm V S M — <^, qui ergo tempori eft pr&- 

 portionalis, hancque recflam S M pro hoc tempore tan« 

 quam axem fpedemus, ad quem locum Planetae P per 

 coordinatas orthogonales referamus, quae fint 



Sq — X, q? — Y, vnde iterum fit 'u-uzrXX-f-YY; 



ex his vero priores coordinatae ita definiuutur, vt fit 



;c = X cof. 2; - Y fin. ^ et ^ — X fin. < -+- Y cof ^. 



Atque nunc iam iftud commodum fumus aflecuti , vt, nifi 

 Planeta enormem habuerit excentricitatem , hae quantita- 

 tes X et Y exiguas tantum mutationes fint pafliirae, dum 

 noua abfcifia S ^ ~ X nunquam multum a diftantia Pla- 

 netae media a Sole efl: difcrepatura ; applicata autem 

 P^ — Y nunquam certos limites, non adeo remotos, eft 

 transgreffura. Si enim Plancta excentricitate penitus ca- 

 reret, perpetuo foret X quantitas confians et Y=:o, 

 quandoquidem hoc cafu raotus Planetae in motum medi- 

 um recideret. 



§. 4. Cum igitur fit jr rz: X cof. <^ — Y fin. <^, erit 

 J jf =: </ X cof ^ - rf Y fin. ^ - ^ ^ ( X fin. < + Y cof ^) 

 et denuo differentiando, ob d'^ conftans, fiet 



ddx-ddXcof.i^-ddYan.^-zdndXCm.^^dYcoCl) 

 -^^'(Xcof ^-Yfin. <]. 

 Eodem modo, cum fit 



jzzX fin. < H- Y cof <, erit 



dy = ciXCin.^-}-dYcof.^-i-d^{Xcof.^-Ynn.^)ct 



ddy-ddXfxn.^-\-ddYcof^ + ^d^(dXcof.l-dYfm.n 

 -^^'(Xfin.^ + Ycof. <). 



Hinc igitur coUigimus fequentes valores: 



Mm 3 ddx 



