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ELEJl!fENTOS
Fíg. para lo qual basta multiplicar
el
radio vector
SP
,
·ó
la ver–
dadera
distancia del
planeta
al sol en
su
orbita,
por el
co–
~eno de la
latitud heliocéotrica ,
ó
del ánguto
PSL.
C~:m
,efecto , como la linea
PL
es perpendicular al plano de
la
eclíptica (
6
2
7 ) ,
el
triángulo
SLP
es rectángulo
en
L;
luego s~ saca
(I.
6 6
4)
R: SP
::
sen
SP
L,
ó
cos
PSL:
SL;
y
como el radio siempre se toma por la unidad, será
SL:= SP.
cos
PSL.
En el rri~ngulo
PST
conocamos todos los ángulos (
6
2
9)
y
el
lado
S L
disra_nci~
del sol
al
planeta ;
haremos , pues~
esta proporcion, sen
STL
:
S
L::
sen
LST
:
T L
5
quiero .de–
cir , que
el seno de la elongacion es al seno de la comutacion,
como la distancia acortada del planeta al sol es
á
la dis–
tancia acortada del planeta
á
la tier-ra.
Finalmente, esta distancia ac(i)rtada
TL
,
dividida po;
el
coseno de la latitud geocéntrica
LTP
(
p
3 r ) dará
la
,distancia ve.rdadera
TP
del planeta
á
la tierra ; por la
mis–
·ma razon que el producto de la distancia ·verdadera multi~
plicada
por
el
coseno
de
la latitud heliocéntrica,
dá la
dis–
·tancia acortada del planeta al sol.
6
3 3
Del mismo triángulo
LST,
qúe nos ha dado
la
.fongitud geocéntrica quando se supone conocida la longi.tud
heliocéntrica, dará tambien á conocer esta por medio de la
·primera.
Hay
ocasiones en que los Astrónomos se vén
pre–
cisados
á
calcular po.r las
tablas la
Paralaxe de la grande
orbita
,
ó
la -paralaxe
anua ;
quiero decir ,
el
ángulo
SLT,
_que dá la diferencia
entre el
lugar
del planeta visto ~esde
la
der-