301 / 912
D
E A S T R O
1V
O MÍ
A.
2
4
3'
da al punto donde es nula ,
ó
proporcional
al
coseno del' ar-
Fig.
gumento de aberracion•.
Se la debe afiad ir
á
la
longitud
me,...
Hia desde la quadratura que precede la oposicion , hasta
la que se sigue á la oposicion ,
ó
quando la longitud de la
estrella menos la del sol , que -es -~l argumento de la aber~
racion en _longitud, es de 3 , 4 , 5 ,
6,
7 , 8 signos ; se la
deberá restar de -la longitud media , si fuere del lado de
la conjuncion,
ó
quando d argumento fuere de
9
·,
1
o,
1
1
,
o
,
1
,
2
signos. Y de hecho
1
mientras la tierra ca~
mina de
Q
á
G
,
en d supuesto de -contarse las longitudes
desde el punto
Q,
~
la longitud del
sol
-es -entre
6
y
9
,
y
restándola de la de la ·estrella
E,
que es de
3
·s
,
la dife4'
rencia es entre
9
y
6
,
la abcnadort es .adirlva entonces.:
4 5
9
Lo que acabamos de demostrar respecto de la
aberracion
eA longitud
de
una
estrc.lla ·que
está
en
el
pla•
no de la eclípti_ca , se verifica 1gualmente respecto de una
estrella que esté mas arriba
ó
mas -abajo de
la
eclíptica, sea
la que fuere su
latitud. Porque
si
nos figuramos el
punto
M
7
6.
del triángulo de aberracion
MFL,
levantado sobre
el
pla-
no de la figura ,
y
dirigido ád3; una e.strella , quedándos.e
siempre la base
LF
en
el
plano de la
figura,
el_
ángulo ~¿e
aberracion
M
se
quedará
el
mismo ; si era de
1
o
11
quan-
do las lineas
LM, FM
estaban en
el
plano .de la figura , se'"'
rá todavia de
I
0 1
1,
y
siempre podremos decir que la esrre~
lla parecerá haberse acercado
I
0 11
al plano que pasa por;
ECK.
Este plano que concebiremos tirado perpendicular–
mente
al plano
de la
eclíptica ., -Y que pasa p~r la estre-
Q_2
lla