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Precisemos las ideas. Sean S el Sol; MT y ATV, respecti- 

 vamente, las intersecciones del plano de la eclíptica y del de 

 la órbita de Venus con una esfera de radio arbitrario cuyo 

 centro sea el Sol; Ty V las proyecciones de la Tierra y de 

 Venus sobre la misma esfera en un instante dado. Tracemos 

 desde 1/los arcos de círculo máximo VTy VP, siendo el 



último perpendicular á la eclíptica. El arco VP expresará, 

 por tanto, la latitud heliocéntrica b del planeta, y el P 7 la 

 diferencia L — / de las longitudes heliocéntricas de la Tierra y 

 Venus. Supónese nula, en atención á su pequenez, la latitud 

 heliocéntrica de la Tierra. Entonces el triángulo esférico rec^ 

 tángulo VPrdará para el ángulo VTP= Tía siguiente 

 fórmula: 



cot r=cot ¿? sen (L-/). 



Obsérvese ahora que el plano STV, cuya inclinación so- 

 bre el de la eclíptica tiene por medida el ángulo T, represen- 

 ta el plano de simetría del segmento luminoso de Venus, y 

 es, en consecuencia, perpendicular al diámetro que une las 

 puntas ó cuernos del mismo segmento, de manera que el 

 valor de T podrá servir para determinar el ángulo de posi- 

 ción del indicado diámetro. 



Para dar una idea de la rapidez de las variaciones del án- 

 gulo T en estas circunstancias, eligiremos, como ejemplo. 



