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DE ' ASTRO NO Mi A.
sol por el ·solsticio
H
-,
volverá al cabo de algunos meses al Fig..
mismo
punto
G
de la eclíptica, que tambien tiene la mism~
declinacion
GB
que la estrella; su distancia
B-::0=.
al equinoc-:
cio de otoño será entonces igual
á
la disrancia
Y'
D,
donde
se hallaba al tiempo de la primera observacion respecto de~
equinoccio de la primavera. Suponemos que se vuelva
á
t>bservar la diferencia
BC
de ascension recta entre
el
sol
y
1
la misma estrella , se sumarán una con otra estas dos dife~
rencfas observadas
DC
y
CB
,
y
saldrá_
DB
movi~1iento to–
,tal ·<tn ascension recta del sol en el intervalo de una obser.–
~vacion
á
ot~a; la mitad
DK
de
este
movimiento s.erá
1~
,distancia al coluro de los solsticios, porque el sol se h~ll_ó .
·cada vez
á
igual distancia de los equinoccios que de los sols:–
-:ticios. Finalmente , el compkmento de ,,
DK
s~rá
'Y'
D
,
as~
:
ensioa recta del sol en
la
primera observacioti.
- : · 3 8 o
Si
la estrella
E
se hubiese movido un poco
en a~1,
·cension recta, en el int,ervalo de Iás dos observaciones , _ácia
la misma direccion que el sol , de modo que con €Sto salies·e
-menor la segunda diferencia de ascension recta
BC,
s·~ de-.
'bería añadir este mov imién to
á
la:
diferencia. de ascension
te
1
cta observpda, para sacar esta diferencia
1e
ascension r:ecta¡
-la
misma que hubiera sido;si
la
estrella se ñubiese _mantenido:
~á
la misma distancia de los equinoccios en ambas observa-.
-dones. Porque si la estrella ha..caminado en la misma direc-
-=-cion que
el sol,
y
suponemos que pase por el meridi~no an~es,-
que el sol, saldrá la diferencia de sus pasos' menor que si la
1;strella
se hubiese mantenido constantemente en los
mismos
p_un-