*m ) #&> ( &*<* 



computari deberent, quae cum fint heliocentrica porro ad 

 geocentrica reuocanda et cum locis obferuatis comparanda 

 forent, quo fadto totidem prodirent aequationes, quot ob- 

 feruationes fuerint fadtae. Vnde intelligitur, ob ternas 

 incognitas totidcm quoque obferuationibus opus fore ad 

 Problema foluendum. Verum qui hunc laborem tentaue» 

 rit, mox deprehendet, in tribus r.equationibus finalibus 

 incognitas tantopere fore inter fe permiftas et complicatas, 

 vt inde nullo modo earum determinatio exfpedtari queat. 

 Methodo igitur illa indiretfa, per approximationes proce- 

 dente, cafu quo cometa in eciiptica mouetur, neceffario 

 erit vtendum. 



§. 2, Quando autem orbita cometae ad eclipti- 

 cam fub angnlo fatis notabili inclinatur, tum res longe a- 

 liter fe habere facile deprehenditur, propterea quod quae- 

 libet obferuatio binas quantitates datas in calculum fup- 

 peditat, quarum altera ex obferuata longitudine altera ex 

 obferuata latitudine cometae eft petenda. Hanc ob caus- 

 fam tota orbitae inueftigatio longe aliam faciem induit; 

 vnde hunc cafum eo maiori ftudio pertraclare operae pre* 

 tium erit, quod nullus adhuc cometa apparuit, cuius or- 

 bita cum ecliptiea prorfus congruilfet. 



§. 3. Quomodocunque autem orbita cometae re- 

 fpeclu eclipticae fuerit comparata , quoniam omnes come- 

 tae orbitas fuas in piano per Solem transeunte percur- 

 runt: corum fitus relatiuus, hoc eft locus heliocentricus 

 et diftantia aSole, ex pofitione lineae nodorum atque in- 

 ciinatione orbitae ad eclipticam determinabitur. Haec duo 

 momenta adeo ita funt comparata, \t, fi tanquam cogni- 



ta 



