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I
DE ASTRONOMIA.
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dos distancias al zenit, observadas ( suponiendo que .
el
ze-
Fig.
~
·nit
del observador esté entre la Luna
y
el
polo elevado);
y
multiplicar cada una de ellas por el radio correspondiente de
la
Tierra antes de practicar la regla que a~abamos de sentar.
La elipse
BECP
representa una mitad del esferoide
I
3
6.
terrestre;
T,
es
el
centro;
TP,
es
el
ege de la Tierra;
E,
el equador;
B
y
C
son los dos observadores que supongo
debajo de un mismo meridiano
y
observando
á
un tiempo
la Luna en
L; ZMB, zCN
son las perpendiculares
á
la
superficie de la elipse en
B
y
C;
el
ángulo
LBZ
es la dis-
tancia aparente de la Luna
al
zenit, para
el
obse-rvador
B;
LCz
es la distancia aparente para el observador
C.
Se calcu-
larán los ángulos
MBT, NCT
que forman las perpendicula-
.res á la superficie de la Tierra en
B
y
C,
con los radios
BT
y
CT
tirados al centro/ de la Tierra, conforme se verá en la
Geografia; se restarán de las distancias al zenit,
y
quedarán
los ángulos
LCD:, LBA
ó
las distancias corregidas, que ser-
virán para lo mismo que han servido antes las distancias al
zenit en la Tierra esférica ( 8 5
I ).
Ya que
TB
:
TL
::
sen
.T LB
:
sen
TBL
ó
ABL,
tendremos, quando el ángulo
B
fuere recto ,
r1
igual al seno de la paralaxe orizontal en
Berlin (
2
8
9
) ;
asimismo
i-~
es el seno de la paralaxe
orizontal en el Cabo de Buena-Esperanza
ó
en
el
punto
C.
Luego el seno de la suma ,
ó
del ángulo
BLC
==
~~
sen
LCD
+-
~1
sen
LBA
(
I.
6
5 5 ) ,
suponiendo
el
coseno de·
cada paralaxe ig1.1al á la unidad ; luego 1-a distancia
T L
CT .
sen
LCD
-+-
TB
.
se n
LBA
d
l
l
.
-
--- sen
BLC___ ;
y
el
seno
e a para axe ori zon..
Ll 4
tal