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por ser muy importantes, sino porque no las he visto en ninguna de las publica¬ 
ciones en que se trata del movimiento propio de las estrellas. 
Ahora bien, en los procedimientos clásicos se ha tomado por plano funda¬ 
mental de las x y una eclíptica, llamada fija. Además, el eje de las x, por ejem¬ 
plo, debe tener una dirección también fija; pues de lo contrario el sistema de ejes 
estaría dotado de un movimiento de rotación. Para obtener esa dirección fija se 
toma la posición que en un momento determinado ocupa la intersección del plano 
ecuatorial con el de la eclíptica. Es preciso, por lo tanto, reducir las posiciones 
meridianas aparentes de las estrellas a una posición media y única para todas las 
compai'aciones de posición de una misma estrella. Será indispensable, pues, 
corregir las posiciones aparentes, suministradas directamente por las observa¬ 
ciones meridianas, de los efectos de aberración, de nutación y de precesión, y 
obtener las posiciones de todas las estrellas objetos de estudio referidas a una 
misma época o a un mismo equinoccio medio. Una vez obtenidos en esta forma 
diversos valores de A a y de A 5 para cada estrella, deberá aplicarse el cálculo 
de probalidades a la determinación de los valores que más se acerquen a la ver¬ 
dad, y, al propio tiempo, a calcular el error probable, para dar idea del grado de 
exactitud de cada movimiento propio obtenido. En fin, calcularemos el movi¬ 
miento propio total por la sencilla fórmula A s = V A a 2 ros 2 S — A 5 2 ; y el án- 
, , . . . A a 
guio del movimiento por esta otra : tg p — - C os o, 
A 5 
contando los ángulos de 
o° á 360 o , a partir del Norte y pasando por el Este. 
Fijémonos unos momentos en la verdadera significación de un plano fijo en 
el espacio. Si no existiesen o no viésemos las estrellas y sólo debiésemos fundar¬ 
nos en la observación, no conoceríamos la precesión de los equinoccios. En efecto, 
nuestros puntos primeros de referencia no podrán ser otros que nuestra Tierra, 
supuesta rigurosamente rígida, y el Sol. La posición de la eclíptica estaría referida 
al plano ecuatorial terrestre y el punto origen que tomaríamos en la esfera ce¬ 
leste sería una de las intersecciones de ambos círculos, determinada exclusiva¬ 
mente por observaciones de distancias zenitales del Sol, es decir, por la sola ob¬ 
servación de los puntos equinocciales. En cuanto al movimiento retrógrado de 
dichos puntos o a la precesión de los equinoccios, no sabríamos nada, a menos de 
que la teoría mecánica nos hubiese ilustrado sobre el particular fundándose en 
el abultamiento ecuatorial de la Tierra. 
Ahora bien, supongamos que teóricamente conocemos la existencia de la 
precesión, como realmente ocurre. Pues bien, aun así, es indispensable la obser¬ 
vación de puntos exteriores muy lejanos y fijos (las estrellas) para determinar el 
valor exacto de la constante de dicha precesión. Así vemos, por ejemplo, que 
Bradley efectuó centenares de observaciones de diferencias de ascensión recta 
entre el Sol y algunas estrellas brillantes. Estas observaciones de Bradley, re¬ 
visadas y reducidas modernamente por Auwers, nos han proporcionado los va¬ 
lores corrientes de la constante de la precesión. Por estos valores y por otros 
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