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E L -E ME N ,
TO
S.
.
Fig• puntos del cielo ; setá , pues , preciso añadirla algo
á
clichá
diferencia para sacar la qu~ se_hubiera observado si la estre–
lla
no hubiese mudado de sitio.
Si
al contrario el movimien–
to de la estrella fuese tal que se hubiese apartado del sol,
y
la
diferencia de ascension recta saliese con esto mayor en la
segunda observadon , se debería rebaj ar el movimiento de la
estrella para red;ucirlo todo al éstado de inmobiiidad , que
este método supone en los equinoccios y
la
estrella•
.3 8
I
Las
observaciones del sol siempre se hacen
quando pasa por el meridiano ; y nunca se halla
el
sol al
t iempo de la.. segunda obser.vacíon
á
mediodia exactamente.
~
u na.
distancia,
GB
del equadot igual
á
la
primera
S D~ Si,
/!
/
-pongo por caso, faltaren
I
o , y fuere mayor la declina-
.eion al
tiempo de-
lá
s~gunda observacion; se buscará por
- el -cálculo .quanto la asoension recta
Y
B
deberá ha.her c;re,,-..
._-ciclo. para que mengue
~
0
11
la declinacion
BG.
SI
se halla–
~r~n
2
.3/
1
,
estos se deberán añadir á la difer.encia de ;iscen–
~sion recta observada, para sacar la diferencia
CB .
que se.
hu–
biera observago -en
el
instante preciso que el sol había lle-
·gad,a al mismo paralelo
SG
,
donde·se hallaba al tiempo de
.J a prime-ra observacion.
\
3 8
2
En vez de valerse de una estrella
E
que se
,h<\.•
-Ue dos .veces al
afü,)
en un mismo paralelo
SG
con el sol,
tambien podria servir otra es; rella qualquiera
L,
cuyo para-
·lelo distase del paralelo
del
sol.
2
o
ó
3
q
O
&c.
la oper~cion
·siempre sería la misma ; bastaría observ~r el sol en
S
y
G
~-siempre
á
la
misma declioacion ,
ó
á
distancias
iguales del
pa-