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hállense las coordenadas acimutales del astro, corregidas de refracción 

 y desviación de la brújula, y de semidiámetro, si es el Sol el astro obser- 

 vado. 



Sobre oS marqúese el punto Ten la di visión que corresponda a la dis- 

 tancia cenital del astro. Únase T con P' para obtener t como intersección 

 de PT con oE'. Trácese el radio oo t formando con oE r un ángulo igual al 

 complemento del acimut del astro observado . Esta recta y la perpendicu- 

 lar en el punto medio m del segmento ot, determinan el centro o x de un 

 arco de círculo oct, que es un lugar geométrico de puntos que contiene la 

 proyección estereográfica del cénit del observador. 



Para obtener otro lugar geométrico, tracemos la proyección del círcu- 

 lo de distancias equicenitales que, según se indicó en el procedimiento de 

 observación de las alturas de dos estrellas, está determinado por los pun- 

 tos aya' como extremos de un diámetro. 



El punto z, intersección de los dos lugares geométricos indicados, es 

 la proyección estereográfica del cénit. La latitud será igual a la declina : 

 ción del paralelo que pase por él, y la hora local será igual a la ascensión 

 recta del astro con el valor angular del arco E'R reducido a tiempo. El 

 punto R es aquel en que corta al círculo graduado el radio que pasa por z- 

 Esta hora local, comparada con la marcada por el reloj en el momento de 

 la observación, nos dará la longitud respecto del lugar a cuyo tiempo si. 

 déreo esté ajustado el reloj. 



Como indica la figura 6. a , sólo una parte se utiliza en el trazado, y 

 será conveniente prescindir de la porción no utilizada a fin de poder au- 

 mentar, dentro de dimensiones límites, el tamaño de la proyección, y con 

 ello la precisión en la determinación. 



Cuando el astro observado sea el Sol, como su declinación máxima es 

 inferior a 24°, será suficiente el empleo de un sector de 1 15 o * 



Si es una estrella el astro observado, puede ser insuficiente un sector 

 de 1 15°, y deberá tener una amplitud tanto mayor cuanto mayor sea la 

 declinación de la estrella. 



Las dimensiones del dibujo podrán reducirse notablemente si se tiene 

 en cuenta la siguiente consideración: La posición del punto t sobre la rec- 

 ta OE' es-función de la distancia cenital y de la declinación del astro ob- 

 servado. Si se trata de observaciones del Sol será, pues, una función de 

 dos variables. Una de estas variables, la declinación, está sujeta a oscila- 

 ciones tan lentas, que bien puede considerarse como constante dentro de 

 un intervalo de tiempo proporcionado. 



Podemos, pues, considerar como constante la declinación, asignándole 

 un valor determinado que, naturalmente, deberá estar comprendido entre 



