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las extremidades del eje mayor de su órbita, sus dos velocidades se hallan 

 ontiv sí lie uno de dos modos: ó eu nizón inversa de los radios vectores r y 

 Roen razón directa desús radios vectores complementarios (Ja — »•) y 

 (¿a — I{), que son recpectivamente (a — '■) y (a-\-i-)." 



Fai'a resolver de (jué modo debe interpretarse el resultado que ]>rece- 

 de, es preciso hallar la fórmula de cada uno de los valores (' y r, á c»i yo lin 

 plantearemos el problema de la manera siguiente: 



;■; v={<i+c) : (a— »•), y M =-^ 



Resolviendo este sistema de dos ecuaciones de primer grado con dos 

 incógnitas, aparece: 



r=~{>i-\.r). r^—ía—r) 



En estos dos valores se ve que hay un tactor común, el cual debe ser- 

 lo tamVjióu para todos los de las diferentes velocidades, y otro factor espe- 

 cial que no os otro que el radio vector complementario <lel que mide la <lis- 

 taücia del cometa al Sol. 



liUego generalizando, podremos asentar como fórmula de la vi-loeidad 

 en tin r)nnto (ixialquiera de la órbita la siuuienle: 



V — — ( .'a — i»). 



llamando v esa velocidad indeterminada, y .^ el radio vector que parte de] 

 centro del Sol. Y como el radio complementario no es otro que el que mi- 

 <le la distancia <lel astro giratorio al foco vacio, podremos formular como 

 un jirincipio que. "'las velocidades de un astro en cada punto de su óri)ita 

 son proporcionales á sus distancias del foco vacío." De donde inmediata- 

 mente se infiere un segundo principio, á saber: que ''las velocidades en los 

 extremos de un mismo diámetro de la órbita son complementarias, es de- 

 cir, suman una cantidad constante igual al duplo de la velocidad media." 



