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' E L
E
ME
'N
r ·os:·
:Fig.
·
4
6
7
Por ·medio
de
las ésprcsiones
de ·la,
aben;acíon
en
longitud ( 4
6
o ) ,
y
latitud (
4
6
5
) ,
se ·demuestra con
fa-.
.·cilidad
que
las
·es·rrellas· parece ·qtie
andan
elíps~s
.por
-el
efec–
to de la · ab~rracion ,
que son ·
mas
ó
menos
abiertas ,
con-–
forme las estrellas distan mas
ó
menos de la eclíptica.
.7 8..
Sea
E·
el lugar medio de la estrella ,
el ·
mismo donde
la
veríamos
si
no
fuera
#por
las
desigualdades
de
la(
,aberra–
~ion ; la linea
LEK,
paralela
á
la eclíptica ,
y
la supone'–
mos de
4
0 11 ,
la
estrella será en
K
Io
mas
occidental
que
· -·puede, teniendo la· menor longitud posible .al tiempo de
su
conjuncion con él sol (
4 5
6
) ;
eh
L
será orienta!l quati–
to cabe,
y
en su JJJayor longítud, al tiempo de la oposicio-n.
La
aberracion en longitud será nula,
y
la estrella corres-–
ponderá al punto
E
al tiempo de las quadraturas. Si trazamos
iln semicírculo
LCK,
y
hacemos el arco
CD
igual
á
la dis-
·· tancia de
la
estrella
á
su quadratura,
ó
LD
igual
á
su elonga·
·don; tirando
DV
,_será sin duda alguna
EV
la
aberracion en
longitud; porque
EV
==
EL.
sen
CD¡__
2
0 11
•
.
cos elong.
y
·si la teférimos á la eclíptica, tendremos (
5
4 )
29
'\::s
1
:;,ong.;
este es el valor de la aberracion en longituq ( 4
6
o
) •
Si t"omamos igualmente en el círculo de
lat.itud la
can–
tidad
EA,
i'gual
á
la aberracion máxima en latitud al tiem–
pa de
las
quadraturas , trazamos despues el círculo
ABF,
hacemos el arco
AT
igual
á
la elongacion ,
ó
á
la distancia
de la estrélla
á
la linea de los sizygies ,
y
tiramos
PTS
que
encontrará
VS
en el ·punto
S;
será
RT
ó
SV
la- aberracion
en
latitud; porque
TR ==.EA.
sen elong.
==
z
0 11
.-
sen fat.
sen