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siendo t y t, los intervalos de tiempo comprendidos entre la primera y segunda 
posición y entre la primera y tercera. 
De estas cuatro ecuaciones deduciremos los valores de las constantes a, b, 
c y d. Sean, ahora, Z,$ y X¡$ las coordenadas geocéntricas en el momento de la 
oposición, y x y x, los intérvalos de tiempo correspondientes. Tendremos: 
L% = L —f- a x b t 2 (I) 
= X -f- c t -|- d x 2 . (II) 
Representemos por (L) la longitud del Sol en la primera posición y por el 
movimiento medio diurno en longitud en el período de tiempo comprendido por 
las observaciones. Podremos escribir sensiblemente: 
(L) - f- (x x = -)- i8o°. (III) 
De las ecuaciones (I) y (III) se deduce: 
(L) — L — i8o° = (a — fx) t + b t 2 , 
con cuya ecuación obtendremos el valor de x, y, por lo tanto, el momento de la opo¬ 
sición del planeta con el Sol. Substituyendo x en (I) y (II), obtendremos y 
Calculando, ahora, por el mismo procedimiento, las longitudes y latitudes 
geocéntricas del planeta doce horas antes y doce horas después del momento de 
la oposición, obtendremos el valor de P r , que expresaremos, como sus con¬ 
géneres, en radiantes, y el de ó. 
Todos estos cálculos, prácticamente, no representan, en general, más de dos 
horas para un solo calculista. La exactitud de los resultados corresponderá natu¬ 
ralmente al grado de precisión con que se obtengan los datos de observación. 
Siguiendo este método de cálculo, me ha sido posible, recientemente, iden¬ 
tificar el planetoide Aschera (214), que en mis fotografías llevaba, además de un 
fuerte error en declinación, otro en ascensión recta de unos i8 m respecto de las 
efemérides. 
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