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Como cada uno de estos lugares geométricos es una circunferencia, se- 

 rán dos los puntos comunes a las mismas que, en general, se presenten 

 como solución; pero el conocimiento aproximado de la situación del ob- 

 servador, y la elección conveniente de las estrellas observadas, permitirán 

 fijar, sin vacilación, cuál de los dos puntos de intersección de las circun- 

 ferencias referidas es la verdadera solución del problema. 



Si el observador dispusiera de un globo terrestre, le sería muy senci- 

 llo resolver el problema; pues para ello, una vez determinadas las distan- 

 cias cenitales simultáneas de las dos estrellas, no tendría que hacer más 

 operaciones que trazar con un compás esférico, y con aberturas iguales a 

 las distancias cenitales observadas, las dos circunferencias que determi- 

 narán por uno de los dos puntos de su intersección el lugar que ocupa el 

 observador. Para fijar sobre el globo terrestre los centros de estas cir- 

 cunferencias téngase en cuenta que cada uno de ellos está situado sobre 

 el paralelo de latitud igual a la declinación de la estrella observada, y 

 que su longitud, contada hacia el occidente de Greenwich, será igual a 

 la diferencia entre la hora sidérea de Greenwich (que podemos cono- 

 cer por medio de un cronómetro) y la ascensión recta de la estrella ob- 

 servada. 



Este procedimiento, tan rápido como elemental, no es aplicable al caso 

 de un observador situado sobre un aeroplano o un dirigible, puesto que, 

 si se quiere alcanzar alguna precisión en la determinación, será preciso 

 dar al globo celeste un tamaño excesivo, y no debemos olvidar que la 

 economía de espacio no es menos importante que la de tiempo en esta 

 clase de operaciones. Sin perjudicar en lo más mínimo la sencillez del an- 

 terior método, podemos prescindir del empleo de globo celeste y resol- 

 ver el problema operando sobre una superficie plana de dimensiones re- 

 ducidas. Para ello supongamos que la superficie plana de que- disponemos 

 es una representación estereográfica de la esfera celeste sobre el plano 

 del ecuador. 



Como en toda proyección estereográfica, los círculos se proyectan 

 según círculos, resulta que, según círculos se proyectarán los de distan- 

 cias equicenitales, y el problema quedará resuelto si llegamos a encon- 

 trar los centros y radios de la proyección de dichos lugares geométricos, 

 toda vez que, conocidos aquellos elementos, bastará trazar con un com- 

 pás las circunferencias correspondientes y ver las coordenadas que co- 

 rresponden al punto de intersección que sea solución del problema. Vea- 

 mos, pues, cómo podemos determinar la posición de las proyecciones de 

 los círculos de distancias equicenitales. 



Supongamos que el cénit de un observador sea el punto M de la figu- 



