527 / 912
DE AS T R O NO MÍ A.
L:
1"
'
..
d
S
d
º
'
11
E
t
b.
F1"
fJ'
ne 10centnca
e
aturno era
e
1
2
4
t
2
4.
s a o -
o•
servacion comparáda con la del día 3 de Mayo de
I
6 9
9
dá (
7
3 4
)
9
5
2 1
°
I
3
1
2
0 11
para
el
lugar del nudo;
restando de este lugar
el
de Saturno visto desde el Sol 8
s
1
7
°
1
6
1
6
11 ,
se saca la distancia de Saturno
á
su nudo
descendiente , 3 3
°
5 7
1
1
4
11
vista desde el sol ", que es
el
arco
LA
de la eclíptica. Por consiguiente en el triángulo
esférico
PAL
rectángulo en
L
,
conocemos los lados
LA
y
·1
I
8•
P L;
haremos, pues, esta proporcíon (III. 7 o
9 E)
:
el seno de
Ja
distancia
al nudo
es
al
seno
total,
como
la tangente de la la-.
titud es
á
la tangente del ángulo A,
y sacaremos la inclina'"'
cion verdadera de la órbita de Saturno
2
°
3
o
1
5
0
11
6.
7 4
2
Este método que determina á un tiempo la
in-
clinacion y el nua.o de un planeta por dos observaciones de
latitudes iguales, es menos exacto que el método por el qual
1
se determina cada una de estas dbs cosas separadamente po~
medio de una observacion hecha en el nudo para determinar
el nudo , y de una observacion hecha en uno de los lími–
tes para determinar la inclinacion de la órbita. Y de he....
cho, si las dos observaciones correspondientes están cerca
1
del nudo, determinan mal la in_clinacion de la orbita; por–
,que
entonces la latitud es pequeña,
y
no se debe deter-.
minar una cantidad m~yor por otra menor. Si las dos ob ...
'servaciones se hubieren hecho cerca de los límites , no son
muy
á propósito para determinar la posicion·
dd
nudo. Por
egemplo,
á
3
o
O
del nudo la latitud de un planeta no es mas
gue 1.a mitad de
su inclinacion ; si
en la
latitud observada
hu-