Perciò, quando T è in opposizione, si ha 



fs — f c = — — ^.Sc-— 



e quando è in congiunzione 



A - A = ^Ì3,_>^(1-,). 



Questi sono i limiti d'intensità fra cui varia la forza f s — f c ( x ) . Oc- 

 corre farsi un'idea della grandezza di c , in alcuni dei casi che offre la 

 natura. Si trova, per esempio, 



c = 1 : 5000 circa per il V Sai di Giove ; 



c — 1 : 100 » » «VI » » 



<? = 3:100 » » l' Vili » » 



£ = 3 : 200 » » Febo » » Saturno 



c =. 1 : 5000 » » Mima * » » 



c = 1 : 4460 » » il IV di Urano 



e = 1:12000 » » » Sat. di Nettuno. 



KMu 



Questo basta per mostrare che in parecchi casi la forza ^ 2 . 3 c e 



una piccola frazione, e talvolta anche piccolissima, dell'attrazione esercitata 

 dal Sole sul satellite situato alla distanza del pianeta ; e che Km/xi l ztc): a 2 

 è pur essa assai piccola, esseudo paragonabile alla forza con cui il pianeta 

 attirerebbe il satellite, se questo fosse situato da quello ad una distanza 

 uguale a quella del Sole. È lecito dunque in certi casi e per certi fini ri- 

 tenere f s — f c trascurabile rispetto all'attrazione del pianeta. 



Al contrario, la forza di Coriolis è bene spesso considerevole. Si ha 



n K(M + w)w, q Knm + m) n T 



2fia)v = 2,« = 2c . — . 



a 2 co a a* T, 



essendo T e T, i periodi di rivoluzione del pianeta e del satellite. Ora 

 T : T, è in massima piuttosto grande ; per esempio, 19,5, 2358 10.000, per 

 alcuni dei satelliti indicati di sopra; è dunque vero l'asserto. 



Dalle cose dette segue chiaramente che pei fini qui dichiarati possiamo 

 ridurre il problema a quello del moto in un piano d'un punto materiale 

 sollecitato dalla forza newtoniana emanante da un centro fisso e dall'accen- 

 nata forza di Coriolis ; problema relativamente facile, analogo a quello del 

 moto d'un elettrone intorno ad un centro atomico e in un campo magne- 

 tico costante. 



(*) Viciii" alle quadrature ò addirittura nulla. 



