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DE ASTRONOMÍA.
265-
ml
cantidad sin valerse
del ángulo
M,
deberá considerar
Fig.
que
del
t!iángulo
esférico
EAM
rectángulo
en
A
,
se
sa-
ca
(
III. 7
o
1
)
R
:
sen M:: cos
A
M:
cos
E;
luego en
lu-
.
,J-
•
b
..
cosE
/
· cos23° ,
gar
de sen
M
se pueue su
sumir
cos
AM
o
cos-decl.
M
,
y
co.n,
esto_ sacará que la
aberracion
máxima
en ascension
recta
es
_
2011 ·~
23
º -.
Esta aberracion
máxim~ multiplicada ·
cos decl.
S
•
cos decl.
M
'
como todas las demás , por el coseno del argumento
anuo
de aberracion en ascension recta ( 4 5 8 ) ·, será la
aber-–
racion
actual para
un instante dado.,
4 8 7 ,
El lugar del
sol
al tiempo de la aberracion má-
xhna
en ascension recta ( 4 8 3 ) tambien se puede hallar
sin
cálculo
alguno
por la tabla XVIII de las Tabfas Astro..
t
.
("
.
nómicas
que publicaremos en el
Tomo X ge
este Curso~
cuya tabla señala la diferencia entre la lón
gi
tud y la as-
c
ension recta
del
sol para cada
punto
de
la
eclíptica , de
donde
se pue·de
infe.rir respecto de
cada
punto
del
equador.
Ei punto
A
señala la ascension recta - de
la
estrella
S,
el
punto
M
sefiala el lugar
de
la
eclíptica
donde
se halla
el
sol quándo la
aberracion
en Jasc(m~ioa r~tta es
máxima.
Así,_
para determinar esteJpunt@
M
basta (toínar la diforencia en~
tre
EA
y
EM;
se añade
á·
la ascensfoñ.
recta en
d
primer
y.
tercer quadran te de ascension recta, se resta en el se–
gundo
y
quarto quadran~te,
y
,queda determinada
fa
longí--
tud
del punto
M
donde e~tá
et
sol quando la aben.:acion en
ascension recta es máxima ; esta cantidad . que se ha de
añadii:
á.
1'1:
ascens-ion
A
r.ecta. ,de ,
la
est·reUa
nunca , pasa
de
2.
o
1.
8/
2
5/ /
~
,:
.
... .
Cou
/