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pencticularmente sobre un plano , no · pueden formar sí no Frg.
proyecciones paralelas ; luego S/7 proyeccion de XZ tiene
una razon constante con XZ. Perci SV tambien tiene ·una
razon constante con ST ; luego XZ tambien tendrá una ta~
zon constante con ST; pero la linea XZ es el seno del arco
) xr, distancia entre el lugar r del sol quando la aher-rácion
era nula , y el lugar actuál X del sol , y lá aberra,cion éh
declinacion es ST.
4 7 6 Por consiguiente· en conociendo el lugar del sol
al tiempo de la aberracion máxima en declinadon ( 4 7 3 ),
y restando el 'lugar actual del sol , se sacará el argumento
-anuo de aberracion ( 4 5 8 ) , cuyo multiplicado
por la aberracíon máxima , dá la abe(ra.cion actual en decU-
·nadan. J
·4 7 7· Daremos teglas · generales para·,fa aberradon en
cleclina<:ion , que ahorrarán á los calculadores . la molestia
de 'Considerar fa situaciOfl ·respe-ctiva de los ·cír~ulos, de que
nos hemos valido , y Se podrán practicar en _todos lGS ,casos.
Sea P el ~polo del mundo ; O, el polo ·de la eclíptica ; EÍ4, 8 1 •
el equador; EC, la eclíptica; S, una estrella ; PSAM, el ·
circulo de declinacion; OSL, el círculo de latitud. Por te~
• ?
ner el punto L . 1a misma longitud que la estrella , ·señala ~l
lugar dél sor al tiempo que la aberracion en iatitud es ·nula ..
Si _tiramos el círculo STR perpendicular al círculo de decli:.
nacion PSA, el punto T señalará el lugar del sol quando la
aberracion en declinacion es nula , pues en el triángulo es–
férico ,STL tene~os ( IILz. o .i .. ) sen SL: R :: TSL:
(/'om.VII. R: cot