110 1. Geschichte der Physik bis zu Cartesius, 
zleichsörmig sey, mithin auch aus dem Mittelpunkte Dy 
ungleichsörmig erscheinen müßte. Er kam auf den GeeMnin 
anten , die Sektoren zwischen den zurückgelegten Bou 
geiz und der Sonne der Zeit proportional anzunehmen, „ 
und. den Punkt, aus dem die Bewegung gleichför- MM 
mig erscheint , von der Sonne um die doppelte Excens 
tricität entfernt zu seßen. Dieser Punkt ward der au 
vere Brennpunkt, als er die apollonische Ellipse fürn. 
die Gestalt der Bahn erkannte. Aus demselben fan p | 
er die Bewegung zwar nicht völlig, aber doch beynahe mi? 
leichformig 3 hingegen das Berhältniß der Zeiten mi FEE 
den Sektoren, . die aus der Sonne oder dem ersten . 
Brennpunkte gezogen wurden, in allen Beobachtüngen ir 
bestätigt. „Ml M 
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„J-Die dritte Regel endlich ist diese: daß sich 
bey Körpern, welche sich um einerley HauptkörpersMsiin ? 
hewegen, die Quadrate der periodischen Umin 
saufszeiten zweyer Planeten gegen einans 9 
der verhalten; wie die Würfel ihrer mitt Nu 
(eren Entfernungen von dem Hauptkörper. m 
Dieses Gese entdeckte Kepler etwas später undHsssit: H 
„wär durch eine Veranlassung, die cer ganz seinen M 
Hange zum“ Wunderbaren zu verdanken hatte: Erie: ;; 
war nach dem damaligen Geschmacke ein großer Lieb-Missiiiiz 
Haber! der" Astrologie, und glaubte eine auffallendeMis il 
Heßereinstimmung zwischen den Tönen der-Musik, den Mmm ds 
equlären Körpern der Geometrie und den Entfer Mi;) 
nungen und Größen der Planeten zu finden. Dabey wwe 
am 'er zugleich auf den Gedanken / die Umlaufszeiten Ph 
der Planeten um die Sonne mit ihren Entfernungen ih 
ou derselben zu vergleichen. Kepler stellte lange Ml" 
Bergleichungen hierüber an; er verglich verschiedene 
Potenzen, ja sogar die Quadrate "der Umläusszeiten T 
und