Si computatio instituatur pro lunâ, assumendo mediocrem ejus orbitæ
inclinationem ad æquatorem terrestrem, erit _n_ cosinus anguli 23°
28´½; et posito semiaxi terræ _b_ = 1, erit distantia lunæ à centro
terræ mediocris _l_ = 60 circiter, indeque in hypothesi quod sit
differentia semiaxium _c_ = ¹⁄₂₂₉, erit (3_bcn_) ⁄ (5_l_²) × S ⁄ L ×
360° = 11´´ ½; et si fuerit _c_ = ¹⁄₁₇₇, manente terrâ uniformiter
densâ, erit ille motus = 15´´. Hic erit motus nodorum annuus lunæ
regressivus in plano æquatoris terrestris, qui reductus ad eclipticam,
uti posteà docebitur, pro vario nodorum situ evadet multò velocior.
Notabilis multò magis erit motus intersectionis orbitarum satellitum
Jovis in plano æquatoris Jovialis; et computabitur satis accuratè per
formulam suprà traditam, modò satelles non sit Jovi nimis vicinus.
Sic pro satellite extimo erit L = 16ᵈ 16ʰ 32´, _b_ = 1, _l_ = 25,299
circiter, semiaxium Jovis differentia _c_ = ¹⁄₁₃; et positâ orbis hujus
satellitis inclinatione ad æquatorem Jovis æquali 3°, erit _n_ cosinus
hujus inclinationis, atque inde prodibit (3_bcn_) ⁄ (5_l_²) × S ⁄ L ×
360° = 34´ circiter, motus scilicet nodorum annuus satellitis quarti in
plano æquatoris Jovis in antecedentia. Si minùs vel magìs inclinatur
orbis ad Jovis æquatorem, augeri vel minui debet hic motus in ratione
cosinûs hujus inclinationis.
Cæterùm patet motum hunc nodorum in plano æquatoris planetæ primarii,
æstimando distantiam satellitis in semidiametris primarii, generatìm
esse, dato tempore, in ratione compositâ, ex ratione directâ
differentiæ semiaxium planetæ et cosinûs inclinationis orbis satellitis
ad planetæ æquatorem, conjunctìm; et ex ratione inversâ temporis
periodici satellitis et quadrati distantiæ satellitis à centro planetæ,
item conjunctìm.