APUNTES DE COSMOGRAFÍA GRÁFICA 265 



diurno aparente de las estrellas. Dícese por esto qne el movimiento 

 anual del Sol es retrógrado. 



La posición del Sol en los diversos días del año se halla por méto- 

 dos indirectos, de los cuales expondremos el más recomendable, 

 tanto por su sencillez como por su exactitud. El lugar del Sol en una 

 época dada quedará determinado cuando se conozcan su declinación 

 y el círculo máximo trazado por los polos de la esfera celeste que 

 pasa por el centro del mismo. Eefiramos nuestros cálculos á la hora 

 de la culminación. Midiendo en ese momento la altura del Sol sobre 

 el horizonte, obtendremos su declinación por el procedimiento si- 

 guiente : sea PQ 'P Q la Tierra y L el lugar del observador (fig. 18) 

 P, P ' 5 Q, Q ' ; H, H ' tienen su significación anterior. La declinación 

 del Sol DCQ ' será igual á la diferencia de los ángulos LCQ ' y (LCD 

 = ZLS), ó sea la diferencia entre la latitud geográfica del lugar L y 

 la distancia zenital del Sol. 



La coordenada segunda es, como ya se ha dicho, el círculo máximo 

 pasando á la vez por los polos celestes y el centro del Sol. Para de- 

 terminar la posición de este círculo con respecto á las estrellas fijas, 

 obsérvese que la esfera celeste efectúa su rotación diurna uniforme- 

 mente en el intervalo de un día sideral, ó sea en 23 horas 56 minu- 

 tos 4 segundos de tiempo medio. Disponiendo, pues, de un reloj arre- 

 glado de tal manera que marque el tiempo sideral, se conocerá el 

 instante en que el círculo máximo en cuestión habrá cumplido la mi- 

 tad de su rotación diurna alrededor del eje del mundo, para lo cual, 

 esperando el momento de haber transcurrido 12 horas (tiempo side- 

 ral) después de la observación de la culminación superior del Sol, se 

 podrá determinar la posición del círculo máximo buscado en la esfera 

 celeste, refiriéndolo á las estrellas fijas que se ven á medianoche 

 junto á él ó sea al meridiano. Y si continuamos haciendo las obser- 

 vaciones indicadas en los días consecutivos del año, llegaremos á ob- 

 tener las posiciones del Sol durante el año en sus culminaciones su- 

 periores. 



Las dos primeras leyes de Kepler. — La irregularidad del movi- 

 miento anual aparente del Sol en la eclíptica es debida á no ser cir- 

 cular la órbita de la Tierra, ni su velocidad uniforme, sino que des- 

 cribe una elipse con velocidad variable. Es necesario, por lo tanto, 

 llamar la atención del lector sobre las leyes que rigen el movimiento 

 anual de la Tierra, las que fueron descubiertas por Kepler (1571- 

 1630). De las tres leyes encontradas por este astrónomo ilustre, sólo 



