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D E ' AS T R O NO Mi A.
7
o
r
para .
fa
hora
de
la observacion ,
la multiplicaremos
por
el
Fig.
t 'oseno
del
ángólo-
vertical
y
del
radio
CD ·,
y ·
sacaremos
HD:::::;:.
7
11
o,
esta es
la
pr"olongacion
·que .
la diferencia de
las
paralaxes
causaba
eh
la
distancia observada
á
lá hora
dada.
Vamos
á
enseñar una operac.ion gráfica ,
por
la
quat
se
haHa con mucha
mas facilidad. cista
prolongacion.
4
l I
1
r 4 .
Es de
mucha
convenienda para la Astronomía;
poder egecutar todas
las
operaciones
y
cálc11los de las
pa-–
ralax·es de los pasos · de
Venus
y
Merct1rio, sin
cálculo;,
por úna
operacion
gráfiéa ~muy facil , que'
~saca hasta
las
dé–
cimas de segundo. Es tan fatigosa esta tarea por los demás
~
mét~_dos ,
que la
mayor
parte de
}os
Astrónomos
han
dejado
de
calcula.r sus observáciones ;
y
aprovecharlas
para
sacat –
resu1tados'
solo
por huir
de la molestia
de
este tr·abajo.
l
I
Í
5
Al
é_asó
actual
hemos
de
aplicar
lo
qi1e
de-
j~mos dicho (
9
5
o ·,
9
8 3
y sig.
)
acerca
de
las
proyec–
éiones en los ·eclipses de Sol. Desde el
centro
·del
Sol se
ima–
ginará uri
cono ·· de rayos
que
rodean
la
Tierra, de
suerte
que·
el
círculo
de
la Tierra, que
hemos
llamado
Círculo de
llumi–
nacion
(
9
7 7 ) ,
sea su base;
y
el
ángulo
en
el
centro
del
Sol sea
de
1
8
11
,
porque la
Tierra
mirada desde
el Sol se
verÍá en un
ángulo
de
1
8
11
(
5
9
8
) •
Esre '
cono
de
rayos
cortado en
la
órbita de
Venus
forma
allí
un
círcu–
lo menor que es la proyeccion de la Tierra ; cuyo semidiá,..
metro se vé en un
ángulo igual
á
la diferencia de las
para-'
laxes de Venus
y
del
Sol (
9
5_
1
),
que
_es
2-
2
11
~
,
á
su
paso
ror
el Sol.
Sea