jt Compendio d,' Astronomìa. Lib. IL

minuti deve avere la longitudine del sole , supponendo che cresca rego-larmente e in modo uniforme , cioè ogni giorno della stessa quantità( tale longitudine per il sole , e per tutti i pianeti si ritrova calcolatanelle tavole astronomiche ) . La longitudine così trovata per ogni giornocolf addizione successiva del moto diurno, o sia di 59' 8" , si chiama lalongitudine media .

308. Avendo gli astronomi osservato per un anno di seguito col me-todo precedente ( 303 ) il vero luogo del sole nell' ecclittica , tutti i

giorni a mezzodì , trovarono , come si accennò , che questa longitudinevera ed osservata non era sempre uguale alla longitudine media calcola-ta innanzi ; non era uguale se non al principio di Gennajo e di Lu-glio : nel mese di Aprile la longitudine vera è maggiore di * gradi, o

più esattamente 1° 5j' 31', vale a dire , che al primo di Aprile il sole

è realmente nel punto , in cui secondo la longitudine media doveva es-ser ai 3 , due giorni dopo ; ali’ opposto verso il principio d’ Ottobre lalongitudine vera è minore della longitudine media della stessa quantità :questa inegualità del sole , o questa differenza si chiama equazione dell ’orbita , o sia equazione del centro .

309. La prima idea, che si dovette avere sulla cagione di questa ine-gualità, fu eh’era solamente apparente,: il sole , dicevano i primi filoso-fi , deve descrivere un cerchio vero , perche questa è la più perfetta di

tutte le figure , e deve descriverlo uniformemente , perché il moto uni-

forme è il più perfetto di tutti . Or se la terra , da cui noi vediamo ilmoto del sole, non foste nel centro di questo cerchio, le parti più rimo-te di esso devono apparire più picciole delle parti più vicine , quindi ilmoto del sole nelle parti più lontane sembrare più lento e più piccolo .Sia E {sig. rz ) il centro del cerchio NAPB, che il sole descrive ognianno , ed F un altro punto in cui si trovi la terra ; il sole trovandosiin N sarà più lontano da noi, che se fosse nel punto P ; e però gli spa-zj che ivi avanza ciascun giorno pareranno più piccioli , ed il sole staràpiù lungo tempo a percorrere la porzione B A , che la parte CD , ben-ché eguali, l’una e 1 ’ altra di 90» , estèndo supposti angoli retti BF A,

CFD . Se per il centro E si tirano le linee GÈ , HE , paralelle alle

prime , si vede che un quarto della rivoluzione media si compie da G ,in H , benché il quarto della rivoluzione vera ed osservata non si veri-fica se non da A in B , >n uno spazio di tempo più lungo del quarto .

Questi spazj AG, HB, o sia gli angoli AFG , BFH , 0 i loro eguali

EGF, HFB, fanno l’inegualità , 0 I’ equazione del fole . Prendendo ilmoto del sole dal punto N, giunto che sia in H , il suo moto medio èmisurato da 11’ angolo NEH; il moto vero ed osservato dall’ angoloNFH, minore del primo dell’angolo E HF , che forma l’equazione , edè da sottrarre dal moto medio per avere il vero, sino ad un segno ; do-po il quale sarà viceversa da aggiugnere , come se il sole fosse arrivatoin G , perché 1’ angolo GFP del moto vero è maggiore dell’ angoloGEP del moto medio; e però questa equazione dai Greci fu detta prosta-serest , addisottra. fi tutto sarà spiegato ancora più chiaramente nel seguito,

Zio. Il