1Agatur recta ABC,cujus partes AB, BCrectis QA& QB,
QB& QCinterjectæ, ſint ad invicem ut tempora inter obſer
vationes tres primas. Producatur ACad G,ut ſit AGad AB
ut tempus inter obſervationem primam & ultimam, ad tempus
inter obſervationem primam & ſecundam, & jungatur QG.Et
ſi Cometa moveretur uniformiter in linea recta, atque Terra vel
quieſceret, vel etiam in linea recta, uniformi cum motu, progre
deretur; foret angulus r QGlongitudo Cometæ tempore Ob
ſervationis ultimæ. Angulus igitur FQG,qui longitudinum dif
ferentia eſt, oritur ab inæqualitate motuum Cometæ ac Terræ.
Hic autem angulus, ſi Terra & Cometa in contrarias partes mo
ventur, additur angulo rQG,& ſic motum apparentem Co
metæ velociorem reddit: Sin Cometa pergit in eaſdem partes
cum Terra, eidem ſubducitur, motumque Cometæ vel tardiorem
reddit, vel forte retrogradum; uti modo expoſui. Oritur igitur
hic angulus præcipue ex motu Terræ, & idcirco pro parallaxi Co
metæ merito habendus eſt, neglecto videlicet ejus incremento vel
decremento nonnullo, quod a Cometæ motu inæquabili in Orbe
proprio oriri poſſit. Diſtantia vero Cometæ ex hac parallaxi ſic
colligitur. Deſignet SSolem, acTOrbem magnum, alocum
Terræ in obſervatione prima, clocum
226[Figure 226]
Terræ in obſervatione tertia, Tlocum
Terræ in obſervatione ultima, & Trli
neam rectam verſus principium Arietis
ductam. Sumatur angulus rTVæqua
lis angulo rQF,hoc eſt, æqualis lon
gitudini Cometæ ubi Terra verſatur in
T.Jungatur ac,& producatur ea ad g,
ut ſit agad acut AGad AC,&
erit glocus quem Terra tempore obſer
vationis ultimæ, motu in recta acuNI
formiter continuato, attingeret. Ideo
que ſi ducatur g ripſi Trparallela,
& capiatur angulus rgVangulo rQG
æqualis, erit hic angulus rgVæqualis
longitudini Cometæ e loco gſpectati;
& angulus TVgparallaxis erit, quæ oritur a tranſlatione Terræ
de loco gin locum T: ac proinde Vlocus erit Cometæ in plano
Eclipticæ. Hic autem locus VOrbe Jovis inferior eſſe ſolet.
QB& QCinterjectæ, ſint ad invicem ut tempora inter obſer
vationes tres primas. Producatur ACad G,ut ſit AGad AB
ut tempus inter obſervationem primam & ultimam, ad tempus
inter obſervationem primam & ſecundam, & jungatur QG.Et
ſi Cometa moveretur uniformiter in linea recta, atque Terra vel
quieſceret, vel etiam in linea recta, uniformi cum motu, progre
deretur; foret angulus r QGlongitudo Cometæ tempore Ob
ſervationis ultimæ. Angulus igitur FQG,qui longitudinum dif
ferentia eſt, oritur ab inæqualitate motuum Cometæ ac Terræ.
Hic autem angulus, ſi Terra & Cometa in contrarias partes mo
ventur, additur angulo rQG,& ſic motum apparentem Co
metæ velociorem reddit: Sin Cometa pergit in eaſdem partes
cum Terra, eidem ſubducitur, motumque Cometæ vel tardiorem
reddit, vel forte retrogradum; uti modo expoſui. Oritur igitur
hic angulus præcipue ex motu Terræ, & idcirco pro parallaxi Co
metæ merito habendus eſt, neglecto videlicet ejus incremento vel
decremento nonnullo, quod a Cometæ motu inæquabili in Orbe
proprio oriri poſſit. Diſtantia vero Cometæ ex hac parallaxi ſic
colligitur. Deſignet SSolem, acTOrbem magnum, alocum
Terræ in obſervatione prima, clocum
226[Figure 226]Terræ in obſervatione tertia, Tlocum
Terræ in obſervatione ultima, & Trli
neam rectam verſus principium Arietis
ductam. Sumatur angulus rTVæqua
lis angulo rQF,hoc eſt, æqualis lon
gitudini Cometæ ubi Terra verſatur in
T.Jungatur ac,& producatur ea ad g,
ut ſit agad acut AGad AC,&
erit glocus quem Terra tempore obſer
vationis ultimæ, motu in recta acuNI
formiter continuato, attingeret. Ideo
que ſi ducatur g ripſi Trparallela,
& capiatur angulus rgVangulo rQG
æqualis, erit hic angulus rgVæqualis
longitudini Cometæ e loco gſpectati;
& angulus TVgparallaxis erit, quæ oritur a tranſlatione Terræ
de loco gin locum T: ac proinde Vlocus erit Cometæ in plano
Eclipticæ. Hic autem locus VOrbe Jovis inferior eſſe ſolet.