1 - Real Academia de Ciencias Exactas, FÃÂsicas y Naturales
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mt<br />
1<br />
IÓ2<br />
ASTRONOMÍA.<br />
dos los dias, ó á lo menos <strong>de</strong> 15 en 15, se tiene<br />
cuidado <strong>de</strong> notar esta altura, se verá que va aumentando<br />
y aproximándose cada vez mas al zenit;<br />
pero esto tiene sus límites como se verá hacia el<br />
dia 20 ó 21 <strong>de</strong> Junio, <strong>de</strong>s<strong>de</strong> la qual época lejos<br />
<strong>de</strong> subir retroce<strong>de</strong>rá pasando por los mismos puntos<br />
por don<strong>de</strong> subió, y si medimos lo que se ha<br />
separado <strong>de</strong>l equador en estos tres meses hallaremos<br />
que es con poca diferencia 23 |°. Observándole<br />
<strong>de</strong>spués en su retroceso advertiremos que hacia<br />
el dia 20 ó 21 <strong>de</strong> Setiembre se halla otra vez<br />
en el equador; pero en la parte opuesta <strong>de</strong>l cielo<br />
á aquella en que le vimos la primera vez. Des<strong>de</strong><br />
este punto se retira <strong>de</strong>l equador alejándose <strong>de</strong>l zenit,<br />
ó ganando en <strong>de</strong>clinación austral hasta separarse<br />
23 -| 0 <strong>de</strong>l equador, <strong>de</strong>s<strong>de</strong> el qual punto, en el<br />
que tocará el dia 20 ó 21 <strong>de</strong> Diciembre, volverá<br />
á acercarse á nuestro zenit hasta ponerse en el<br />
equador en la misma situación, respecto <strong>de</strong> las estrellas<br />
que en la que se le vio en la primera observación,<br />
y será al mismo tiempo correspondiente<br />
<strong>de</strong> 20 á 21 <strong>de</strong> Marzo. Como que <strong>de</strong>s<strong>de</strong> este tiempo<br />
vuelven á repetirse las mismas alteraciones, y á los<br />
mismos tiempos correspondientes que hemos advertido<br />
en el espacio <strong>de</strong> estos doce meses, concluiremos que á<br />
él está reducido su tiempo periódico, y en él se han<br />
<strong>de</strong> notar todas las irregularida<strong>de</strong>s que observamos.<br />
CAPITULO PRIMERO.<br />
§. XXXI.<br />
163<br />
Es evi<strong>de</strong>nte que si el sol tuviese su movimien- Posición <strong>de</strong><br />
la eclíptica<br />
to propio en el equador no habría diferencia en sus respecto <strong>de</strong>l<br />
alturas meridianas, ni en el tiempo en que estuviese<br />
sobre el horizonte: ni habría gran dificultad para<br />
concebir la posición <strong>de</strong> su órbita, pues ya tenemos<br />
conocida la posición <strong>de</strong>l equador. Pero ahora<br />
es preciso que por los quatro puntos principales<br />
que hemos observado, esto es, los dos <strong>de</strong> su mayor<br />
separación <strong>de</strong>l equador, y los dos en que coinci<strong>de</strong><br />
con el mismo, es preciso, digo, que nos imaginemos<br />
un círculo máximo que pase por ellos, y<br />
por todos los intermedios en que hemos observado<br />
que ha estado el sol. Es necesario para concebir<br />
esto que reflexionemos sobre la naturaleza <strong>de</strong> la esfera,<br />
y veremos que no hay gran dificultad en concebir<br />
como dados tres ó quatro puntos <strong>de</strong> posición,<br />
po<strong>de</strong>mos hacer pasar por ellos un plano en que se<br />
verifiquen las circunstancias que aquí se ponen <strong>de</strong><br />
cortar en dos puntos al equador, y separarse por<br />
uno y otro lado 23 |°. Esta órbita tiene en el sol<br />
el nombre particular <strong>de</strong> eclíptica. El ángulo que<br />
forman el plano <strong>de</strong> ella con el <strong>de</strong>l equador se llama<br />
inclinación, y así se dice que la eclíptica está<br />
inclinada al equador 23 £ °.