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DE .ASTRONOM' ÍA.
Só;.
eclíptica
9
° ;
7
1
:
;
el
movimiento
NR
en la órbita sa-le
Fig:
de
I I
O
3
5
1 ;
las anomalías
1 2
4
°
I
9
1
,
y
I
3 5
o
)
4
1
,
el
I
~
J '•
logaritmo de la distancié!, perihelía
9,
r
5
1
4
1
;
los .dias
correspondientes
á
las anomalías en la tabla
3 4
I ,
5
4,
.y
6
r
5
,
2
8 ,
el fatervalo
2
7 3
d ,
7
4;
juntando su logarit-
mo con los ; del logaritmo de
la
distancia perihelia
ó'
!8, 7
2
7.
I ,2
sale
el de
r
4
d
6
oº Como este intervalo es
eL
mismo que
el
de la observacion, tenemos una primera
hy-
pótesi exacta, que cumple con las dos primeras observado~
nes ; solo nos falta
ver
quanto
se
apartará de la tercera
observa.don.
Es
de
advertir
1.
0
que este
cometa es directo , por~
que la segunda longitud heliocéntrica es mayor que la
pri–
mera.
2.
º
que no babia pasado todavía
el
perihelio al tiem–
po de estas dos observ~ciones , pues los radios vectores
van menguando , y ambos están
á
un mismo lado del peri-
helio
(
I
2
6
5'
).
1 2
6
7
Para .calcular la tercera
observacion
en está
primera hypótesi, hemos de determinar el nudo, la inclina~
cion y el perihelio;
el
nudo hallado está en este caso par..
ticular , ípues la latit~d es nula en la seg1:1nda abservacion;
su
longitüd
es
la del .conl~ta en esta opservacion , esto
es,
3
6°
3
o'.
La
inclinacíon se determinará
en
este caso particular
con decir: El seno del .m0vimi'ent?
N M
en la eclíptka
9
°
5
7' :
es al radio, como
la
tangente de
la
latitµd
MR
en ~a
p~h1Jera o~ser-yacion,
5-iº 5.
7
\
es
á
.la
t~ngente de 1~
, ~·
Tom.VII.
Eee
3
in-