- 39 - 
Siendo e siempre muy pequeño, podremos escribir: 
sen t|» __ D — d 
sen e d (eos <]> — sen 4* sen e) 
Por lo tanto: 
sen £ 
d eos ó sen d; 
D — d eos 2 4 1 
(1) 
En general, si ó es un ángulo pequeño y al propio tiempo hacemos D = i, la 
fórmula anterior puede transformarse en esta otra, muy sencilla: 
sen £ = d sen q> (2) 
Tomando el ángulo T como argumento y haciendo hipótesis adecuadas so 
bre d y D, obtendremos diferentes valores de £ que, en conjunto, constituirán una 
curva de la forma aquí representada, aun cuando, por claridad se exagere mucho 
la inclinación. En esta curva, la estrella 3 marca el punto de inflexión, hallándose 
ésta en el mismo plano estereoscópico que las estrellas inmóviles i y 5. El ángulo 
o “pendiente” de la tangente en el punto de inflexión, con relación al plano 1-5, 
d 
tendrá, sensiblemente, como valor de su tangente trigonométrica —• 
Si hacemos D = 100 años de luz y da unas 60 horas de luz, espacio recorrido 
por las estrellas 2, 3 y 4 en 4 años de tiempo a la velocidad de 500 kms. por se¬ 
gundo, la pendiente será del orden de 12", pendiente o inclinación inapreciables, 
si no viniera en nuestro auxilio la estereoscopia. En efecto, este desvío sería sólo 
del orden de o",04 para io r de distancia angular; pero tales valores son sensibles, 
estereoscópicamente, aún a tan considerable distancia angular. 
Estas consideraciones nos llevan a un nuevo y elegante procedimiento para 
la determinación de la paralaje de las estrellas de una corriente dotada de una 
sensible componente radial, procedimiento de sensibilidad y exactitud indefinidas, 
puesto que se funda en una “acumulación” de movimiento y no en una simple 
oscilación periódica. 
En efecto; si vamos determinando una serie de valores de 1 f' y de £, y los 
603 
