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di calcolare le coordinate eliocentriche corrispondenti ai tempi t^t^t. 
Tali coordinate si ottengono facilmente dalle equazioni 
x., = f.^cosx^ + R^cosl^ ; x.^ = f.cos:^. + R.^cosl:^ 
ar, =r!, COS*, + R,cosl, 
y^z=p, sen », + R^sen 
dalle quali si ricava 
%x, = 0.3->97080+ ; logx,_=0.32m'0+ ; /ogx.^O.SI 3S503 + 
/05y,=:9.03749o4+ ; = 9.4063370 + ; log y,=9.òl¥im + 
log z, = 9.001^060— ; logz^=9.ì2-2m— ; log z,=zd.20ò2S()[ - . 
Gli angoli formati dai raggi vettori potrebbero essere determinati me- 
diante le formolo 
COS — 
COS (p, — tg = 
COS y- — 1\) = 
ed a conferma del calcolo dovrebbe verificarsi che la somma dei due pri- 
mi angoli dovrebbe essere eguale al terzo, essendo v.^—i\+v^—v.^=v. — 1\. 
Ma riflettendo che tali angoli in generale son piccoli per la discreta 
distanza in cui sono fra loro le osservazioni, sarà meglio fatto deter- 
minarli da altre equazioni. Contrassegnando con i e 0 l'inclinazione 
del piano dell'orbita del pianeta al piano dell'eclittica, e la longitudine 
del nodo ascendente avremo 
tg i COS : 
sen V — V ^ — — '~ 
' * rj^r^senisen^ r^^r^sen i cos^ 
y Z- — ÌI.Z X — x.z 
sen[v, — v — — 3_j 
^ r., ì\ sen i sen s r ^ }\ sen i cos ^ 
sen t sen s 7\ r.^ sen i cos 
Mi 
