PHYSICAS E NATURAES 



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e B' designarem as posições da terra nos momentos t e t' em que o raio 

 luminoso vindo de S encontra os dois extremos do eixo óptico da lu- 

 neta com que se observa, e suppozermos tirado pela estrella e pelos 

 pontos em que a linha B'Bi encontra a esphera celeste um circulo má- 

 ximo, o arco d'esse circulo máximo que corresponder ao angulo SA'B' 

 medirá o deslocamento apparente devido á aberração. Posto isto desi- 

 gnemos por 



Sr=SBBj, a verdadeira direcção 

 da estrella referida á linha de movi- 

 mento do observador B^B^ , 



Sr' = S'BBi, a direcção apparente, 



V a velocidade da luz, 



V a velocidade da terra. 



O triangulo ABA' dá-nos 



A A' sen (3' — 3) v 



BÃi~~ sen 3' """F' 



substituindo o seno pelo arco e fa- 

 zendo 



k: 



vira 



Fsen 1" 

 ^'— 3=/rsen3'. 



Veremos mais tarde como se pôde pela observação determinar o 

 valor de k, ordinariamente chamado a constante da aberração; por em 

 quanto supporemos simplesmente conhecido o seu valor pela substitui- 

 ção 2i V Qv dos números que representam a velocidade da luz e a ve- 

 locidade media da terra na sua orbita. Suppondo esta orbita circular é 

 claro que o ponto do qual a terra parecerá affastar-se no momento em 

 que a longitude do sol for 0, será um ponto da ecliptica cuja longi- 

 tude egualará a do sol mais 90°. 



Antes de procedermos á deducção das expressões da aberração em 

 ascensão recta e declinação, recordaremos também, como acabamos de o 

 fazer para a aberração, alguns princípios da theoria das parallaxes, que 

 nos mostrarão desde logo como d'essas expressões se possam immedia- 

 tamente deduzir as que se referem á parallaxe, e vice-versa. 



JORN. DE SCIENG. MATH. PHYS. E NAT. — N. X. 7 



