RESULTADOS DEL ECLIPSE DE SOL 167 



Sol 



^/ pTTcos <í' sen h , ^ ^, p tt sen y^ sen (x — 'Q . 



"~ eos <i ' seu y 



eos h. 



eu las que a y '5 son las coordenadas geocéntricas 



a\ 6' las aparentes 



//, el ángulo horario del astro 



p, el radio de la Tierra para el lugar de observación 



<?' la latitud geocéntrica de ese lugar 

 y TT la paralaje horizontal ecuatorial del astro, obteniendo pa- 

 ra distancias calculadas de los dos astros: 



Distancias 

 Placas calculadas 



2 839'^.4 



3 846 .5 



4 1053 .1 



5 1364 .8 que comparadas con las obtenidas con las placas dan 



las siguientes diferencias. 

 O — c 

 + 6^''.6 

 + 5 .8 

 + 4 .3 

 . + 7 .5 . 



Estas diferencias provienen de dos causas : de los errores 

 de las efemérides y del error de la longitud ; la longitud con 

 respecto a Greenwich, se conoce con cierta precisión y adop- 

 tando el valor de 6^^ 36°" 46^67 como exacto, no quedaría 

 sino la primera causa para explicar esas diferencias, que a 

 primera vista, tienen cierto carácter sistemático. Las ob- 

 servaciones meridianas de Luna, permiten encontrar las 

 correcciones a las efémeries y por eso se pensó en hacerlas 

 días antes y después del día del eclipse, pero el estado at- 

 mosférico lo impidió y por consiguiente, no se 'puede cono- 

 cer directamente su valor. 



lya distancia r de los dos astros está dada en general por 

 eos f = sen ^ sen ^' -|- eos ^ eos &' eos (a — o'') ; siendo a y '5 las coordena- 

 das aparentes de la Ivuna y , a^, c5^ las del Sol. 



