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de donde: 
valor que sustituido en (4) nos dará: 
P = 
V R 3 , COSI $ 
r r eos x © — R 
( 6 ) 
( 7 ) 
Antes de substituir este valor de P en la ecuación (1), hay que observar que 
P r 
la proporción - - = — de la ecuación (4) sólo será exacta cuando X O = X ¿ 
P 
o cuando el planeta se mueva paralelamente a la eclíptica. Aunque en gene¬ 
ral esta diferencia es pequeña, por lo común habrá que introducir una correc¬ 
ción previa, que para mayor sencillez podrá efectuarse en la siguiente forma. 
Imaginemos un plano perpendicular al radio vector del planeta y pasando por 
éste. El elemento PQ estará aplicado sobre él. Imaginemos, ahora, otro plano per¬ 
pendicular a p. La inclinación de estos dos planos será igual X ¿ — X 0 . El valor 
de P que observaremos desde la Tierra siempre será algo menor que el de P que 
suponemos en la ecuación (4). Será, en efecto, el radio vector de una elipse cuyo 
semi-eje mayor será la P de la ecuación (4) y cuyo semi-eje menor será la misma P 
de la ecuación (4) multiplicada por eos (X ¿ — X 0 ). Pongamos, así, la ecuación (4) 
(P) = r 
RQ p 
polares y referidas al centro de la misma será, representando por (P) su semi¬ 
eje mayor: 
en esta forma: 
= -— (a). La ecuación de esta elipse en coordenadas 
{P) eos (X¿ — X 0 ) 
V 1 — sen 2 (X¿ — X©) eos ' 1 w 
Por lo tanto: 
(R) = 
P V 1 — sen 2 (X¿ — X©) eos 2 w 
eos (X© — X¿) 
Así, la ecuación (7) se transformará en: 
P V 1— sen 2 (X¿—X©) eos 2 w 
eos (X¿ — X©) 
= Vt 
eos X ¿ 
r eos X© — R ’ 
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