las condiciones más favorables para que los errores cometidos en la deter- 

 minación de las alturas tengan una influencia mínima en el valor del resul- 

 tado obtenido. 



La diferencia de acimutes A'-A, debe ser lo más próxima posible 

 a 90°, y, en tal caso, las relaciones que preceden se transformarán en 



d®= — sen k'dh 4- sen kdh! ', 

 eos <p dx = eos k'dh — eos kdh' . 



Si una de las estrellas se observa en el meridiano y la otra en el pri- 

 mer vertical; es decir, si 



A = y A' = ± 90°, 

 será: 



d<? = — sen k'dh, 



eos <p£/x = —eos kdh', 



fórmulas que no son otra cosa que la expresión de que la precisión de la 

 latitud obtenida depende de la delicadeza con que se aprecie la altura me- 

 dida en el meridiano, y que el valor obtenido para el ángulo horario será 

 tanto más preciso cuanto mayor sea la precisión con que se mida la altura 

 de la estrella situada en el primer vertical. 



Además de todo esto, es necesario tener en cuenta que la variación de 

 altura de una estrella es máxima cuando atraviesa el primer vertical, y 

 que es muy pequeña cerca del meridiano, siendo nula cuando la estrella 

 pasa por él. 



Por todo ello será conveniente observar una estrella en el primer ver- 

 tical y otra en el meridiano, y tomar como tiempo de la observación ei 

 momento en que se haya medido la altura de la estrella situada en el pri- 

 mer vertical. No será preciso, para una determinación de esta naturaleza, 

 hacer la reducción de la altura observada en el meridiano a la que tendría 

 en el momento en que la otra estrella pasó por el primer vertical, pues 

 aun admitiendo que entre uno y otro momento transcurran dos minutos 

 de tiempo, la variación de la altura en ese intervalo, calculada por la 



fórmula 



dh — eos <p sen kdt, 



para una estrella ecuatorial situada cerca del meridiano en un vertical de 

 un grado de acimut, será de treinta y cinco segundos de arco, y la influen- 



Rev. Acad. de Ciencias.— XVI.— Enero, febrero y marzo, 1918. 23 



