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D E AS T R O
NO
MÍ A.
sol. En quanto
á
la orbita de la
tierra
no
hay
duda ningu-
Fíg.¡
na ; porque la declinacion del sol obs~rvada en verano
é
invierno respecto del equador , es una mi'sma de cada la-
do '
y
esta declínacion o~ervada diariamente 'signe la
mis~
ma
ley
que la
dedinacion
de un
círculo,
máximo.
de
la·
esfera:
calculada en todos. sus puntos.
Por lo que
mira
á
los demá$"
plan-etas
es tambien
deir..f
ta
la proposkion. Porque
~us.
lati-tudes
-r
-6
·su
máxima
dis–
tancia de b. eclíptica al norte ,.
y
al sur , ,es una misma de
~ada lado,. quando se fa refiere al sor. Se observa tambie!í)
que sus nudos,
ó.
su intersecdon
con
.la eclíptica, están uno
'de otro
á
la
distancia
de;
I
8
o
O
,<
refiriéndolos af
sol ;
e~
yas. circunstancias. no se verific~.rfan si dichas orbitas
110
pasasen por el centro
del
sol. Pero aunque todos
estos pla•
nos. pasan por
el
s~l , son inclinad0s unos respecto de otros.,
y
pasan por dis.tintas rngiones de1
cid ,.
_6
r
2
·
Aunque Jas orbitas de los planeta·s están todas
en diferentes planos
~
y
en diferentes inclinaciones., ha; sido
preciso referir sus. diferentes movimientos
á
un
solo,
y
mismo
pfano ,.á fin de cakulado-s., todos
por
un
método,
uni~orme ,
y
se
ha tomado á este efecto el plano de la eclíptica.
Hay
dos
razones de esta preferencia ; la· primera es. que
skndo
el
sol
el mas reparable de tod0s Ios astros ,
el
que se obse.rva mas
f~dlmen'te,
e_n. todos tiempo~, es mas
natural
tornarle por tér–
mino
de
comparadon:
la
segunda razon es- que las orbita.s
planetarias .se apartan poco de la
edíptica ,
y
forman
cori
ella
ángulos-
muy
p_equeño~
:t
p_or
lo·
~ue
son
menor.es.y
mas
Tam.1/11.
z
fá-