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DE ASTRONOMÍA.
clo
se conoce su distancia afelia y su distancia perihelia
ó
su Fíg.
excentricidad (
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)
,
se puede hallar por cálculo la
I I
6
.,
equacion máxima ·, para cuyo fin basta determinar el punto
M,
donde se verifica la velocidad media. Con efecto , así
q_ue el planeta llega al punto donde su velocidad angular
DFM
(
esto es, el ángulo que anda :visto desde
el
sol ) es
igual á la velocidad media,
ó
de
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cada dia si es la
tierra , la longitud media deja de adelantar respecto de la
longitud verdader.a. Entonces discrepa de ella lo mas que
puede, porque hasta aquel instante la velocidad real que era
menor , µacia que atrasase todos los · dias el lugar verdadero
respecto del lqgar medio; pero así_que la velocidad verdade-
ra llega á ser igual con la velocidad media, está para exce-
derla , está para empezar á ganar lo que habia perdido has-
ta
entonces , el lugar verdadero se a-cerca al lugar medio,
y
la equadon de la orbita mengua. Por consiguiente toda
la dificultad está en determii1ar el punto
M,
y la anoma-
lía
AFM
del planeta en el instante que su velocidad es
igual á la veloci~ad angular media. Para esto se toma una
linea
F M,
m~dia proporcional entre los dos semieges de
la
orbita , se traza desde el focus
F
como centro un círculo
MN
sobre el radio
FM,
cuyo círculo será igual ( 7
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)
en superficie con la elipse. Supongamos un cuerpo que
ande el círculo
MN
en un tiempo igual al de la revolucion
del planeta en su elipse , su velocidad angular será constan·
temente igual á la velocidad angular media del planeta,
pongo ror caso de
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para el Sol. La area trazada
en