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e) due iperbole, di cui la seconda (per t — oo) ha eccentricità mi- 

 nore della prima (per t = — co) (fig. 7). 



In questi due casi A non compie alcuna rivoluzione completa intorno 

 ad 0. Nel caso di b = 0, la conica limite per t = — oo è una retta. 



4. — Studiamo il movimento del pianeta Marte, la cui orbita è tutta 

 interna, ma vicina alla zona degli asteroidi. È assai probabile che in questa 

 zona vi fosse una grande quantità di materia diffusa, almeno in epoche 

 remotissime. Ne segue che in tempi antichissimi sono cadute sul pianeta 



grandi pioggie meteoriche, la cui intensità, naturalmente, era maggiore 

 in quella metà dell'orbita per cui r > a, giacché allora Marte era più vicino 

 alla zona degli asteroidi. Ma allora il coseno dell'anomalia eccentrica è 

 negativo: queste pioggie, quindi, hanno aumentato l'eccentricità di Marte. 



Osserviamo ancora che la materia che andava cadendo su Marte appar- 

 teneva, in ogni istante, a quella parte dell'anello più vicino al pianeta, 

 cioè a quella parte la cui attrazione si opponeva in ogni istante all'attra- 

 zione solare. L'effetto sarà quindi maggiore: precisamente come se queste 

 pioggie fossero state molto più forti. Tutto ciò spiega forse in modo assai 

 semplice la grande eccentricità di Marte. Si può supporre che, allo stato 

 iniziale, esso avesse presso a poco la stessa eccentricità degli altri pianeti; 

 in seguito, per le ragioni ora dette, questa aumentò notevolmente ('). 



(') Analogamente si potrebbe spiegare la grande eccentricità di Mercurio ammet- 

 tendo l'esistenza di un anello di materia cosmica (ora scomparso) tra Mercurio e Venere. 

 Ma per Mercurio data la sua vicinanza al Sole, si può anche ricorrere all'ipotesi delle 

 maree, le quali secondo il Darwin possono aumentare l'eccentricità di un'orbita. 



