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ELE--MENTOS
'
Fig,
puntos
E
y
S,
y
el
otro
por
los puntos
E
y
T;
corres-
pondiendo siempre
el
punto
T
perpendicularmente al
punto '
S
,
el seno del ángulo
en
S,
ó
de la latitud observada desde
el punto
S
sería
!! ,
y
el del ángulo en
T
sería
f
¡
;
pero
ET
es
mayor
que
ES,
del
lTlismo
1:nodo que la hypoteriu~
sa de un triángulo
es
mayor
que
el
lado ,
ó
co1Tio
et_
radío
es .mayor que el coseno , es á saber, un infinitamente pe–
queño de segünda orden , si
TS
es un infini;amente .peque•
ño d~ primera orden ( 4 8 ) ; luego. Las latimdes obser~¡
~adas desde
el
punto
T
ó
del punto
S
son uhas mismas.
5
2
4
Por la misma razon la latitud de la estrella
es
una misma , sea que la observemos
desde
el ·¡,unto
D
ó.desde
el punto
F.
Así, quando la tierra correspondiere {al punto
F,
Ja linéa
SF
será el seno de
la
distancia de la tier~a al pun–
to
r ·de
Ia-
qüadratura,
y
SF
será la base de un ángulo igual
al ángulo
SEF,
que es la paralaxe de latitud. Luego
la
paralaxe de latitud
es
proporcional al seno de la distancia
de la tierra
á
fa.
quadratura, que'" tambien es
el
coseno de la
'distancia de la estrella á su conjuncion con el sol ; por ma-.
nera. que es máxima, .
y
es mínima
su
variacion en las con~
junciones
y
oposiciones. Si llamamos
L
la latitud de la estre·
Ua;
E,
su elongación
ó
la longitud de l~ estrella menos la del
sol,
hallaremos
la
paralaxe en
latitud para un momento dado,.
p.
sen
L.
co~
E.
Se la añade á la latitud verdadera para sacar.
la a.parente todo el tiempo que la estrella está ma:s cerca de
la
o.posicion que de la conjundon ,
ó
está
e1
valor de
E
en.–
tre
3
r
·9 _
signos. Por
consiQuieQ~e en
conocien~o la
paralaxe
.má~