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ción de luz por la atmósfera y la refracción hacen imposible su obser- 

 vación. Y como a medida que aumenta la altura de la estrella situada en 

 el primer vertical decrece el valor absoluto de su ángulo horario, resulta 

 que el sector de planisferio empleado será siempre muy inferior a 90°. No 

 obstante, el sector del planisferio debe comprender 90°, y será convenien- 

 te que el observador disponga, no solamente de cuatro que completen todo 

 el Ecuador, sino de veinticuatro; comprendiendo el primero, desde las cero 

 horas hasta las seis horas; el segundo, desde la una hora hasta las siete 

 horas, y así sucesivamente. 



El observador elegirá el sector que contenga las dos estrellas obser- 

 vadas. Con sólo cuatro sectores, podría suceder que cada una de las es- 

 trellas estuviese contenida en distinto sector. 



Puede ocurrir, en circunstancias que anteriormente hemos anotado, 

 que el círculo de distancias equicenitales comprenda en su interior al polo 

 terrestre. En tal caso, la proyección del punto A 1 (figura 2. a ) se hallará 

 situada en el sector opuesto por el vértice del que contenga la proyección 

 de la estrella, y el empleo del sector nos impide fijar el punto que deter- 

 mina uno de los extremos del diámetro de la proyección del círculo de po- 

 sición. Se puede salvar esta dificultad, si en cada uno de los sectores se 

 lleva dibujada una línea, como se ve en la figura 4. a , que represente la 

 proyección sobre el plano del Ecuador de un círculo de declinación, con 

 una graduación que corresponde a la intersección con los paralelos, y di- 

 bujada en escala igual a un medio de la que sirvió para dibujar el planis- 

 ferio. Sobre esa línea XX' se marcan los puntos a' y á r t , y su separación 

 medirá el radio de la proyección del círculo de posición. Fácil será ya su 

 trazado, una vez que conocido su radio marquemos sobre el sector la 

 posición del punto a. 



Sobre la escala y y' de la figura 4. a se medirá la distancia op que defi- 

 ne la latitud. 



Otra de las causas de error que hemos de considerar, es el producido 

 por la refracción. En las determinaciones hechas en la superficie terrestre, 

 la altura barométrica y las temperaturas del mercurio del barómetro y la 

 del aire ambiente, son datos que nos permiten hallar la corrección que 

 debe aplicarse a una distancia cenital para eliminar el error de refracción. 

 En determinaciones de poca precisión, como es la que nos ocupa, se ob- 

 tendrá una aproximación suficiente aplicando la corrección de refracción 

 media de la tabla siguiente, que publica el Anuario del Observatorio 

 Astronómico de Madrid: 



