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supongamos que sea d la diferencia entre las dos hipótesis de p. Sensiblemente, 
podremos escribir: 
d x 
m -(- n m ' 
llamando x a la cantidad que hay que añadir a la primera hipótesis de p para 
tener su verdadero valor; luego: 
d m 
x — -. 
m n 
Si nos conviniera mayor exactitud, con el último valor de p encontrado, vol¬ 
veríamos a calcular r y w, y, en fin, X0, que substituidos, en (9), nos darían 
entre sus dos miembros una nueva diferencia, tal como trí. Dando un nuevo 
valor hipotético muy próximo al anterior de p , nos resultará otra diferencia 
y repitiendo el mismo raciocinio anterior: 
d’ m’ 
ni’ + n’ ' 
Conocido p con suficiente exactitud, determinaremos por las fórmulas (ii) y 
(3) los valores de r y X 0 . 
T 4 R 3 
Ahora, de la tercera ley de Kepler = ——, deduciremos t, o período 
de revolución del planeta, y por consiguiente el valor de P© por la fórmula (5) 
Con este valor, valiéndonos de la fórmula (a), determinaremos (P). Si, ahora, 
en la fórmula (1) substituimos el valor de P¿ por el que nos da la ecuación (2) 
obtendremos, 
P* = PS + 
R 2 sen * ¿ 
P‘ 
- 2 P, 
R sen ¿ 
P 
eos tj>, 
igualdad que nos permitirá determinar P. Conociendo P y (P), la fórmula (a') nos 
permitirá calcular w con mayor precisión. Fijémonos, ahora, en la fig. adjunta. 
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