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Diferencíenlos respecto á h y o la ecuación 
sen h = sen <p sen l -f- eos cp eos o eos T, 
y (end remos 
dh_ _ sen cp eos o — eos <p sew o eos J 
í/o eos h 
siendo T un pequeño ángulo, puesto que' se trata de observa- 
ciones circunmeridianas, reemplacemos su coseno por la uni- 
dad, v tendremos 
dh eos h i 
do eos h 
designando h la altura meridiana del sol, siendo esta relación 
casi igual á 1 esceplo en el caso en que el sol culmine cerca 
del zenit di puede tomarse por dh, de donde resulta esta 
regla. 
Para tener en cuenta el cambio de declinación en el in- 
tervalo de las dos medidas, debe restarse de la segunda al- 
tura cuando esta variación propende á elevar el astro, y su- 
marla si propende á bajarle. 
Esta regla seria defectuosa en el caso de las alturas pró- 
ximas á 90°; pero entonces se ha visto que la corrección antes 
mencionada no tiene mas importancia á causa de la pequenez 
del coeficiente de d £ (/¿’ — h) en la espresion dedL. 
Es por otra parle fácil ver geométricamente, considerando 
el triángulo, polo, zenit y sol que generalmente tiene una exac- 
titud muy suficiente 
dh = di eos S, 
siendo l el ángulo en el astro dado por la relación 
sen S sen T 
sen o eos ít 
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De esta manera podría calcularse fácilmente la reducción 
dh en el caso en que se diferenciase sensiblemente de di. 
