장음표시 사용
501쪽
illa V ARDI Centrum mediorum motuum in Foco altero Orbita flatuens .idmittere. Exemplum in Marte asseri Κεν LE Rus , sed prolixius, quam ut huc transcribi post. COROLLARIUM I. 736. Cum per hanc Methodum, qua Ioeum Aphelii H & Eccentricitatem BS investigare docuimus, una constet locus Planetarum medius in oppositione qualibet; poterunt inde Tabula Radicum mediorum motuum ac Apheliorum B, - σὸ, peri
det ac supra S, F. 7i8.ὶ construi. COROLLARIUM II. ν3 . Si locus Aphelii ex observationi-hus antiquis deductus conferatur cum loco eiusdem ex recentioribus derivato; motus Aphelii annuus determinabitur ut supra
SCHOLION II. 738. Euoniam Astronomus celeberrimus HALLaius υ) Methodum dedit Geometricam in Orbius Ellipticis, issique Κepleria ius, investigandi positionem Linea Apsidum atque
Eecentricitatem Solis atque Planetarum primariorum; nostrum es, ut eam nostro more expliacemus. Δηιoni tm vero supponit cognitam Opticam inaequalitatem, quam motus Terra an nuus per Eclipticam Planetis inducit, de ea nobis agendum, antequam illam exponamus.
Jovis Q. 47. 1. 36. Marcis a. 7
PROBLEMA XXIX. 74O. Digressiones Veneris σ Meum
r. Cum in maxima Digressione a Sole & V appareant bsecti, Ope Tu- Tadibi exploretur utcunque dies quo VILDigressio maxima contingit. HI7ti 2. Quando suspicio est, Planetam in maxima Digressione mox conspe tum iri , per aliquot dies obfetv tur distantia Planetae TU & SV hduabus Stellis fixis S & T notae L titudinis ΤM SN & Longitudinis M atque N. 3. Quoniam in Triangulo Tos damtur latera ΤΟ & SO, Latitudinum ΤM & SN datarum complementa ad quadrantem g. 24O , & angulus MON, cujus mensura est dist rentia Longitudinum datarum MN I. 33. Sphaeric.); reperietur distarulla Stellarum ST S. I 63. Sphaeris)& angulus /S F. I 63. Sphaeric. . q. Datis in Triangulo TSU tribus lateribus ΤS, SU &TU, reperietudangulus STU R i 68. Sphaeris. , quo alteri OTS additis, prodit an gulus OTU. s. Datis jam in Triangulo OTU praeter angulum cognominem OTV later bus OT & TV, invenietur latus. S. I 63. Sphaerie.), LatitudiniS. Planetae PV complementum ad quadrantem S. 2qω, ct angulus, TOV a. l6 S . θι rie.), cujuS men sura MP est disserentia Longitudi
502쪽
C p. IV DE THEORIA PLANETARUM PRIMARIORUM. 403
adeo illi addita efficit Longitudinem Planetae.
6. Ad datum momentum observationis supputetur locus Solis medius g. 672), qui cum Longitudine Planetae collatus Digressionem ejus a loco Solis medio patefacit. . Quodsi adeo observationes coni nuentur , donec Digressiones , quae
antea crevcrant, denuo decrescant,
Digressio maxima innotescet & tempus Digressionis maximae elicietur, ut supra momentum Oppositionis Planetarum superiorum cum Sole
4 I. Me non monente apparet, aliorum quoque Siderum ac Phanomenorum LMitudines o Longitudines eodem modo baberi
posse, quo Veneris σ Mercurii per observationem eruere docuimus. Et cum hodie V uus ct Mercarius beneficio Telescopii interdiu observari possint; eorundem quoque Lo ritudo eodem modo baberi potes, quo supra s. ss9ὶ Planeta Longis udinem O Latitudinem observare docuimus.
742. diuiniam Veteribus nee locus Solis, nee Fixarum tot a satis exacte fuere cognita; ideo Riccio Lus id eorundem Observationes ex motibus Solis σ locis rixarum nans ac ratius cognitis emendat.
PROBLEMA XXX. Tab. 743. Invenire lacum Aphelii Veneris vli I. Mercurii, seu silao Lanea Apsidum
Sole in S posito, inveniantur aequa-οὶ Ashion. Zelarm. Lib. Via. i ars. x MBles, quarum una sit matutina ex Tab. Tellure in o constituta observata, Vtinaltera vespertina ex B visa. fg 73. 2. Intervallum inter utramque Digressionem interjectum dividatur histriam ; erit AP recta per Solem Stransiens s . 633) Linea Apsidum. 3. Comparemur inter se Digressones circa A & P factae; ubi enim D, gressones circa A deprehenderis munores , quam circa P evidens erit,
in A esse Perihelium, in P vero Aph lium s. 63 3. 636 .
S c M o L I O N. 7 4. Negari non potest, hanc Methodum latricam admodum esse, ita ut facile vel integro Signo aberrare possis, ob defectum Observationam satis accuratarum , brevique I tis intervallo temporis digitarum, eum Aph liam ab una Observatioue ad alteram imma tum Terraque a Sole distantia in utraque Observatione eadem supponatur. Usi tamen eadem sunt Astronomi, quia non aliunde quam ex Dure1sionibus maximis locum Aphelii et
cere licuit. Idem tamen Pνoblema , quem admodum ante monuimus t F. 738l, accur lius in Orbilis Ellipticis Eeplerianis sisere docebimus. Interest autem rerum Asron micarum studioso antiquas etiam cognitas habere M tbodos , tum ut eonset, quantum Obserearionibus veteram fit fidendum, tum ut eas corrigere possis , aritequam iisdem utaria ex inventis recentiorum..
503쪽
COROLLARIUM.' 6. Si loca Aphelii olim observata cum cis recentioribus conseras, innotescit imde ut supra Aphelii motus di Tabula mo. - belli construentur s. 7o1ὶ.ΟasERvATio LII.
Sc HOLION. 76 . Neminem pato ostendet, quod in numerum Observationum uonnulla referamus, qua ex observationibus dedacta sunt, ne Titulorum numeras multiplicandus esset.
749. Invenire Eccentracitatem Planetarum inferiorum SC. . REsoLU TIO.
I. Ex pluribus observationibus Digressionum maximarum maxima cum
cura peractis S. 74οὶ seligantur duae, quarum altera facta in Peri' helio Planetae Α, altera in Aphelio ejusdem P. 2. Ad tempus utriusque observationIs inveniatur intervallum Telluris a So
3. Cum anguli ad A & P sint recti. &praeterea in Triangulo SAG detur angulus G, sub quo Digressio maxima in Perihelio videtur, & intem valIum SG; in altero autem Smangulus D, sub quo Digressio maxima in Aphelio apparet, & intervallum SD; reperietur ibi AS ,
hic PS S. 36 Trigon. . 4. Quoniam PF distantia Foci P a Paequalis est ipsi s. 633 A ron. O s. 427 Anaus finis. ; subducia
AS ex PS, relinquetur distantia F corum FS . quae bisecta in C dat Eccentricitatem SC S. 638) in istiuL- modi particulis, qualium Radius E centrici Telluris est immo. Unde
in istiusmodi partibus , qualium Radius Eccentrici Planetae inferioris AC est io m. Si enim sum. mam ex AS de SP bifariam dividas , prodibit Radius Eccentrici Planetae AC in istiusmodi particu
Cum nostro tempore Conjunctiones eorum cum Sole observari possint per Telescopia ; inde facile innotescit tempus integrae Revolutionis , si notetur , quodnam elapsum suerit ab una Con. junctione usque ad alteram, Planeta in utraque vel supra, vel infra Solem constituto. Quare si veteres observationes prostarent, ex collatione recentiorum cum antiquis accuratius idem determ naretur, ut supra in Planetis superiori. bus S.729 . Enimvero quamdiu o, servationes Conjunctionum deficiunt,ita procedendum. I.Si
504쪽
cip. IV DE THEORIA PLANETARUM PRIMARIORUM. 4ps .
Tab. I. Si Planeta M suerit in Digrcssicine ma-VI H. xima a Sole, Rad us Eccentrici MCL Is est ad lineam visivam OH perpen
dicularis, adeoque dato per observationem loco Planetae H, datur etiam Punctum I quadrantis inte vallo ab eo remotum , cumque im
arcus quoque IN, consequenter angulus M CS datur. Qiaic cum etiam Radius Eccentrici CM & Eccentri. citas CS dentur, reperietur angulusCΜS S. 38 Trigon. cui arcus IIcaequalis est, ob immensam nempe Eclipticae ab Oibita Planetae distantiam. Quod si ergo IK ex arcu IH subtrahas , relinquetur locus Planetae Κ ex Sole S visus. a. Quodsi hac ratione , in duabus maximis a Sole Digressionibus magno intervallo Annorum distantibus ,
quaerantur loca Planetae ex Sole vi siue tempus uni Revolutioni circa So-
Iem debitum elicietur ut supra S.
rioni circa Solem Veneris. d. 224. h. IT. 4ψt. Ss'. I Αν . Mercurii. d. 87. h. 23. I '. 24 Moιum Hurnum concedit. b
COROLLARIUM I. 733. Dato motu Planetarum in seriorum
co in Tab. Astron. p. 6 . 3. diurno , Tabula mediorum motuam con truuntur ut supra i S. 6 3 ὶ.COROLLARiUM II. 34. Cognito vero loco medio uno ad momentum alicujus Digressionis maximae s. Ist J; Tabalas quoque Dotharum seu Rudicam condere ulterius licet is ri8
DEFINITIO XXVII. 7S . Locus tacentricus in OxGra est locus Planetae, in quo ex Sole videtur.
Vocatur etiam Locus Centruψ. COROLLARIUM.7s6. Quoniam data Eccentricitate unas cum loco & motu Aphelii motuque Planetae medio, supputari potest locus Telluris ex Sole visus Is rio , motus autem Planetae primarii cujuscunque, Oculo in Sole posito , eodem modo apparet, quo mo tus Telluris i g. 63 3ὶ; evidens est , PIanetae locum Eccentricum eodem modo suppurari, quo supra locum Solis supputare ii cuimus, & Tabulas ad eum supputandum
iisdem artificiis construi , quae supra i s. 684. & seqq. vel F. 713ὶ exposita sum. DFFINi Tio XXVIII. 737. Locus ad Alimicam reductas , seu locus Eccen ricus in est sicin e Punctum Eclipticae, ad quod Planeta e Sole visus refertur. Coincidit cum Longitudine Planetae e Sole visa, vocaturisque locus Heliocentricus.
DEpi MITIO XXIX. 7S8. Locus Geocentricus est punctum Eclipticae, ad quod Planeta ex Tellure
visus refertur. S c M o L IO M 10. Sit NEOR Sliptica, NPOR Orbita Tab. Planeta , Sol in S, Terra in T, Planeta in viii. P; recta SP designabit lacum Eccentricum in Fig. τη.
Orbita , RS lsum ad clipticam reductum n. i. sea Heliocentricum. TR vero locam Geocen
505쪽
Tib. 76O- Angulus commutissioni, ESR est viii. disterentia inter locum verum Solis EFig. ex Terra T visi & locum Planetae adn. 1. . Eclipticam reductum R.
COROLLARIUM. si . Invenitur adeo , loco Solis vero Ee loco Heliocentrico Planetae R se blato, vel
DEFINIT io XXXI. 762. Angulus elongationis seu angm Ius ad Perram EI R est differentia in. ter locum verum Solis E & locum Geo. . centricum Planetae R. DEFINITIO XXXII. 763. Parallaxis orsis est differentia inter angulum commutationis RSE &angulum elongationis RTE.
COROLLA RIUM. 64. Est adeo anguIus SRT, quem intercipiunt rectae ex Terra T & Scile s in i cum R ad Eclipticam reductum ductae fas. 39 Geom. .
DE p IMITIO XXXIII. Tab. 76S. Nodi sunt puncta intersectio. ix. num N & O Eclipticae & Orbitae Plane
Fig.7 . tae. Noaeus incendens est punctum N, an. i. quo Planeta ultra Eclipticam versus P tum Borealcin excurrit. Nodus deficem dens est punctum O, unde Planeta infra Eclipticam versus Polum Australem dckcndit. Ascendens dicitur cliam N das Borealis ; descendens Australis. S c Η o L I O N.
Cς. Nodus ascendens exprimitar per hoc signum ἱ descendens vero per illud
Pars II. DrpINITIO XXXIV. 767. Inclinatio est angulus ad Solem RSP , sub quo distantia Planetae P ab
Ecliptica PR ex Sole videtur. DEFINITIO XXXV. 768. Latitudo est angulus ad Te ram PTR, sub quo distantia Planetae ab Ecliptica PR ex Terra videtur. DEFINITIO XXXVI. 769. Argumentum Latitudinis est distantia loci Eccentrici in Orbita a Nodo ascendente NP. DEpi Mirio XXXVII. 77O. Reductio ad Eclipticism est di serentia inter Argumentum Latitudinis NP & arcum Eclipticae Nil inter locum Planetae reductum R & Nodum N im
DEFINITIO XXXVIII. 77 I. Di antia curtata est distantIa loci Planetae ad Eclipticam reducti a SolesR. DEpINi Tio XXXIX. 772. Curtilis est differentia inter distantiam planetae a Sole PS & distantiam curtatam SR.DEpINITIO XL. 773. Inaequalitas prima est inaequat,ias motus Planetae ex Sole visi orta ex orbitae Eccentricitate.
SCHOLIO N. 774. Eam adeo in antecedentibus jam e plicavimus i unde etiam patet, accedere ipsi
partem quandam Pissicam ab inaeqaabili in Orbita incessuis. 63s . Coincidit nempe cum AEquatione orbis.
506쪽
ta'. IV DE THEORIA PLANETARUM PRIMARIORUM. ης
Dap INITIO XLI. 77 F. Inaequalitas secunda est inaequa-
Ilias motus Planetae ex Terra visi, ortam motu Ulluris annuo circa Solem. S c Η o L I O N. 76. Hae rota Optica es ct nune exhineanda. Est nempe illa ipsa, quam supra Parallaxin Orbis diximus s. 763 . PROBLEMA XXXIII. 777. Miuos Planeta observare.
I. Observetur per aliquod tempus Longitudo & Latitudo Planctae s=.S39. TqO), cumque Latitudo valde de crescere deprehenditur , maxima cum cura continuetur, donec nulla vadat. Quando enim Latitudine caret, in Nodo est.2. SMpputetur ad datum tempus, quo Planeta ex Tellure T in Nodo Nobservatur, Solis locus verus L S.IIo ; discrentia inter locum Planerae & Solis erit angulus NTL.
3. Observetur quoque momentum tem .poris , quando Planeta a Nodo Ndigressus ad eundem redit num. l & ιupputetur ad idem quoque locus Solis M tunc temporis ex Tellure in V visi ; erit differentia utriusque loci angulus NUM. q. Et cum differentia locorum Solis L& M manisestet angulum LSM, cui verticalis TSV aequalis est s. Is 6
Geom. ; quaerantur porro ad utrumque observationis momentum intervalla seu distantiae Solis a Terra
trahatur , ut relinquatur angulus
N TU, & angulus SVT ad angulum N num. 32 addatur, ut prodeat angulus NUT. 7. Datis jam in Δ NUT angulis omnibus cf. 24S. Geom. , una cum late re TV num. s , inveniatur distantia Planetae a Terra in prima obserivatione TN 9 36 Trigon.).8. Tandem in Δ NST datis duobus latoribus TS num. & TN num. γ), una cum angulo intercepto NI S num. 2 , inveniatur angulus TS N I. 4O. Trigon. & distantia Nodi a Sole NS g. 3 6. I gon. . 9. Quare cum ad momentum primae Observationis detur locus Solis e Terra visus L num. 2J, adeoque &locus Tellu G T e Sole visus g. 672); locus quoque Nodi N e Sole visus innotescit, cui si addantur I 8O, prodibit locus Nodi alterius o. COROLLARIUM I.
78. Ex collatione Observationum reiscentiorum cum antiquis innotescit, Nodos omnium Planetarum moveri in co
sequentia & ut supra motus Apogaei Solis S. 7oa , motus Nodorum determinatur. COROLLARIUM II. 'ν 9. His vero datis facile construuntur Tabula tam Raduum, quam motus Nodorum ascendentium Planetarum primariorum s. 7is .
507쪽
' ELEMENTA ASTRONOMIAE. Pira II.
SCHOLIo N gr. Δuoniam motus Nodorum admodum tardus es idi. 78 o); ideo patet, quod in
detenminando loco Nodorum tuto negligaturer citra errorem sensibilem supponatur, Nodum intra Revolutionem unam locum non mutasse.
COROLLARIUM. 82. Quoniam motus Nodorum adeo tardus est, ut in una Revolutione pro ii motis haberi possint; Revolutio una λ-λlvitur in Oibita, dum ab eodem Nodo digressus Planeta ad eundem r dit. Quamobrem si bis in eodem Nodo observetur,. tempus inter binas Observationes sese immediate exxipientes interceptum est Revota lutionis unius quantitas , accuratius adeo per observationes Planetae in Nodo, quam
per oppositiones determinanda in sup xioribus i S. 7 αθὶ & quam per Digressiones maximas in inferioribus i ,γsi . PROELEM A XXXIV. 83. Inclinationem P et a maximam, sin angulum, quem Orbita Planeta ora Eclip ica sciι observare. REsoLUTIO.
I. Data Theoria Solis una cum loco Tala& motu Nodorum, invenri potest Vili. tempus quo Sol S ex Terra T in m Nodo N videtur. 2. Eodem tempore observetur Longitu
do AV & Latitudo AB Planetae P S. 669. 74i 3. Longitudo Solis V N a Longitudine
Planetae AU subtrahatur, relinquitur arcus NA.
4. Datis in Triangulo Splinico ANBad A rectangulo, Latitudine AB & l tere AN invenitur angulus ANB S. I 26. Sphaeric. .
COROLLARIUM.78s. Datis Inclinatione maxima N & Tab. Argumento Latitudinis NP invenitur incit. vlli, natio PR. ut supra Declinatio, is .isis fig7 & hoc modo Tabula inclinationum cons n. I
PROBLEMA XXV. 786. Dato angulo iactinationis PNRO Argu-enio Latitudinis NP; inveni
2. Subtrahantur a se invicem &
NP: residuum est reductio 9 77oὶ-
COROLLA RIU M. 787. Patet ergo modus construendi TMbudas reductionum
508쪽
cip. IV. DE THEORIA PLANETARUM PRIMARIORUM. 40'
PROBLEMA XXXVI. 780. Dato intervallo PS . una carmImlinatione PS R, invenire dissanιiam
Intelligatur ex loco Planetae P ad Planum Eclipticae demissa perpendicu- Iaris PR, in Triangulo adeo RSP ad Rrectangulo datur angulus PSR & latus PS; invenitur adeo RS S.36 Trgon. , inserendo nempe: Ut Sinus totus seu R dius Circuli Ecccntrici ad intervallum PS. ita Cosinus Inclinationis RPS ad distantiam curtatam RS.COROLLARIUM.Do. Quoniam differentia inter interva, Ium PS S distiantiam curtatam RS est Curi elo ly. 7723; patet iam modus construendi
S C Η o L I O N. 79 I. da Inclinationis, Reductionis σCurtationis quantitas ab Argumento latitudinis pendet, adeoqae singula Tabula ad A gumenti latitudinis singulos gradus construam tur ; ideo ΚεpLERus in Rudolphinis Tabulas inclinationis , reductionis O eurationis in unam contraxit, cui n men Tabulae LM titudinariae indidit.
PROBLEMA XXXVII. 792. Datis Anguia commutarionis ESR,
Planetae curtara , R; invenire Angulum
Datis in Triangulo SRT duobus lateribus RS & ST cum angulo comprehenso RST, invenitur angulus RTS inserendo: i. Ut ST ad RS vel in Planetis inse. TAE.rioribus ut RS ad ST , quia tum V Π.RS M ST), ita Sinus totus ad Tan. fg 7 gentem anguli alicujus, qui Φs grasdibus mulctatus vocetur A.
2. Ut Tangens 4s ad Tangentem amguli A modo inventi, ita Tangens semisummae angulorum R & T ad Tangentem semidisserentiae eorumdem : quae in superioribus Planetis semisummae angulorum R & T adda.
tur . in inferioribus dematur, ut habeatur angulus ad terram RTS. Hoc autem dato,invenitur ulterius RST
Geom. : ergo angulus DBE hoc est RDB S cii. relinquitur, si ex DBF per illa. lationem primam Problematis invenis subtrahitur semitectus EBF. Quoniam itaque ut RA ad RB i h e. ut summa laterum FS de RS ad differentiam eorim. dem RB. ita Tangens se recti R DR
509쪽
Tab. Trigon. ; erit etiam ut Tangens Sem, ιδ . recti ad Tangentem illius residui, ita Z Tangens semisummae angulorum quaesitoruin TRS & RTS ad Tangentem semidifferentiae eorundem S. 6OTrigon. .
SCHOL ION. pr. Exemplum mox dabimus in sere nis putando, quo praesens O reli a ipsinnata Problemata iuuarabιιntur. L E M M A. IV. q. Tangentes duorum angulorum sunt in ratione reciproca Cotangentium
Sint duo anguli A & B. Erit ut Tangens anguli A ad Sinum totum, ita Sinus totus ad Cotangentem anguli A; &similiter, ut Tangens anguli B ad Sinum totum, ita S nus totus ad Cotam. gentem anguli B I. IO .Trigon. yphar. . 'mobrem, cum etiam sit ut Sinus t tus ad Tangentem anguli B, ita Corangens ejusdcm anguli B ad Sinum totum S. l73 Arithm. ; erit ut Tangens anguli A ad Tangentem anguli B, ita C tangens anguli B ad Cotangentem an
suli A g. I98 Arithm.). 2 e. d. PROBLEMA XXXVIII.
Fiat: Ut Sinus anguli elongathnli RTS ad Sinum anguli commutationis. ESE vel RST . ita Colangens Inclina
tionis RSP ad Cotanguntem latitudinis
tationis RSE vel RS Γ ad Sinum anguli Vill. elongationis RTS, ita Tangens inclinationis R S P ad Tangentem Latitudinis 'RT P.
ut Cotangens RSP ad Cotangentem R r P g. i 67 Arii ). Quod erat unum. Est vero, ut Cotangens RSP ad C,
tangentem RTP , ira Tingens R ΓΡ ad Tangentem RSP f. 794 . Quare cum sit Sinus RIS ad Sinum RST. ut Tam gens RT P ad Tangentem RSP A. I 67 Arith. eth etiam Sinus RST ad Sinum RTS, ut Tangens RSP ad Tangentem
RTP s. I 6 yArith. . Quod eraI AIerum, Aliter. I. Quaeratur distantia Planetae a Terrae
COROLLARIUM I. 796. Datis angulis SRT N RΤS, datim ratio distantiae Terrae a Sole TS ad distantiam Planetae ab eodem RS A. 3 3. Trigon int& hoc modo repertum , posita distantia Terrae a Sole Io, est e distantiam si a S 4 ά
510쪽
c p. IV DE THEORIA PLANETARUM PRIMARIORUM. sor
97. Data ratione Semidiametri Eccentrici Planetae ad Semidiametrum Eccentrici Telluris s. sue in ta Ecceturicitate Urbutae Planetariae in particulis iocooo Seml-diainciri Eccentrici di. 3 4. 49, i invenitur quoque EccentricitaS Planetae in particulis Iooooo Semidiametri Eccentrici Telluris. S c Η o L I O N. 98. En ope horum Corollariorum deductas Planetarum a Sole dis.1ntias ct Orbitarum Eccentricitates in particulis, qualium S mi diameter Eccentrici Telluris est iooz o, suppositis Eccentricitatibus KE PLERI ANIS μ-pra commemoratia o. Io .
vero 3o, distantia illius ad distantiam hujus ut 2 ad I9 S. 796 : quadra
ta Temporum Periodicorum I & 9 sunt fere ut Cubi distantiarum a Soleg & 68sq. Quodsi Periodos accuratius definias , etiam proportio illa accuratior obtinebitur. Idemque eodem modo ostenditur de Planetis reliquis. st e. d.
SCHOLION L8oo. Periodos Planetarum circa Solem respectu frixartim eum in finem in diebus oe partibus earum decimalibus retentis distantiis mediis KEPLEni Aesis modo exbibitis Tia
98ὶ isa definit Nawrouus Q Dist. maxima medias
THEO REM A XXXIII 709. Quadrata Temporum Periodic νum Saturni, Jovis. Martis, 'neris, Terrae ct Mercurii circa Solem sunt in xarione triplicata diuinitarum a Sole
Periodus B est fere annorum 3O , Pe.riodus RI 2 S. 3I. 32): distantiae veraecorundem a Sole sunt ut 9S ad 62 796 . Quadrata temporum Periodicorum 9 di i 44 sunt icte in ratione sextupla: Cubi distantiarum 8s737s & i4O6O8 in eadem quam proxime existunt. Sunt ergo quadrata Temporum Periodicorum ' & in ratione triplicata discvantiarum a Sole S. 2 s9 Arithm. 1. Puriodus Telluris est uuius anni BAdjecimus horas ct βνupata partibus dec-l malibus diei re1pondentia SCHOLION IL8or. Elegans hoc Theorema invenit Κε- a s ct Viκ summus NhwTotius b demonstravit, corporibus 1 n Ellipsi Drantibus Vi eentripeta ad Focum alterum tendente, ita ut stadius vector verrat Areas temporibus aequales s qualem motum KEPLERUS. Planetis primariis circa Sosem tribuit 63 φ. 799ὶ, convenire istam proportionem.. Enimvero, qaemadmodum BERNO DLLIυRprimus demonseravit ic , admissa illa pro portione Planetae in nulla alia quam Elliptiaca Orbita incedere possunt s. 67o Mech.)..