DETERMINACIÓN DE LA LATITUD 53 



.-. (h = ctff A. cosec A,, . dA. , 



eos o ^ ^ ^' 



fórmula que muestra que un error cualquiera cometido sobre el 

 valor de A^,, tiene tanta menor influencia sobre el valor deducido 

 para © cuanto más lejos del meridiano se encuentre la estrella en 

 el instante de su mayor elongación, esto es, que para un lugar dado, 

 se obtendrá un valor menos erróneo de <s , cuanto más cerca del 

 ecuador esté la estrella observada. 



CASO II 



Sean, como antes, P v Z (fig. 2) el polo celeste y el zenit del 

 lugar de observación, S y S' las posiciones de las dos estrellas en 

 el instante de su mayor elongación . 



Si B y Ap son la declinación de una de las estrellas y el ángulo 

 que su vertical forma con el que pasa por el polo, S' y A 'píos 

 elementos análogos de la otra estrella, tendré evidentemente 



PS = 90° — S; PS' = 90° — B'; SZP = A^ ; S'ZP = A'^, 



asi como 



PZ = 90° — ? , 



siendo (f la latitud del lugar de observación . 



La consideración délos triángulos SZP y S'ZP, rectángulos en 

 S y S' , me llevará otra vez á la formula 



3' 4- 3 B' — B 

 tg-^tg-^ (5). 



En este caso el ángulo SZS' es siempre igual á la diferencia 

 de los azimuts instrumentales de las dos estrellas, como en el caso 

 anterior, pero aquí, según se deduce déla figura, dicho ángulo es 



SZS' = A'p+A^; 



