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I
D
E
A S T
R
O N O
MI A.
2
5
3
'la elipse tres méses antes que la aberracion.
Frg.
4
6 9
La aberracion en longitud
EV
que acabamos de 7_? ._
·determinar en
el
paralelo de la estrella', ~uponiendo
EL
de
1
0
11 ,
se ha de reducirá la eclíptica para los usos asrronó"–
micos ;· quiero decir , que se la debe dividir por el coseno
de la latitud de 1~ 'estrella (
5
4 ) , de aquí' proviene que
la aberracion en longitud
que
siempre es de
2
0
11
de círculo
máximo, quando se toma en
el
paral@lo de la es trepa, llega
á
ser
J.?UY
grande para las estrellas inmediatas al polo de
1~
eclíptica , si se la mide en la eclíptica.
4
7
o
La elipse de aberracion es tanto mas abierta,
quanto ·mas distan de la eclíptica las estrellas; forma un cír–
culo de
4
o
11
de ~iámetro para una estrella que está en el polo
mismo de la eclíptica, despues
el
semiege menor
vá
men- ·
guando como
el
seno de la latitud ; finalmente dicha ~Íipse
es infinitamente angosta,
y
se reduce á una linea recta
KELJ
fata las estrellas que están en la misma eclíptica. Pero aun
e·h
el
caso de la linea recta tambien se se.fialaría en ella el
4
.
lugar aparente de la estrella, dividiendo
el
círculo
KCDL :.
en 3
6
5
dias,
y
bajando desde cada dia perpendiculares
DV,
al ege mayor ; estas perpendiculares señalarían en la linea
recta
LEK,
·la simacion aparente de la estrella para cada
'dia
del año ,
y
sus distancias al pirnto
E
del medio siempie
serian los cosenos de la elongacion de la estrella.
4 7
r. ·
Por medio de la elipse de aberración , se
puede
:determinar
la aberracion en ascension recta y declinacion,
Y.
declararemos el método por el qual se consigue, porque los
As-