Diferencia entre revisiones de «Almagesto: Libro VIII - Capítulo 06»
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<ref name="Referencia 203"></ref>
De cualquier modo, en el caso de la primer y ultima visibilidad [de las estrellas fijas], encontramos que el método geométrico expuesto [arriba], usando solo sus posiciones [en latitud y longitud], no es mayormente adecuado. Para esto no es posible <ref name="Referencia 204"></ref> encontrar el tamaño del arco por el cual el Sol debe ser removido debajo del horizonte en orden una estrella dada tener su primer o ultima visibilidad por un método similar a los procedimientos geométricos por el cual, ej., uno demuestra el punto en la eclíptica con cual aquella estrella sale. Para aquel arco [el arcus visions] no puede ser el mismo para todas aquellas estrellas no la misma para una estrella dada en todos los lugares [sobre la tierra], pero varia de acuerdo a la magnitud de la estrella, su distancia en latitud desde el Sol, y el cambio en las inclinaciones de la eclíptica [con respecto al horizonte].
Si imaginamos [Fig. 8.3] un circulo meridiano ABGD, un semicírculo de la eclíptica AEZG, y un semicírculo del horizonte BED por cerca del polo H, esto es claro que, dada una estrella saliendo simultáneamente con el punto E de la eclíptica <ref name="Referencia 205"></ref>, si una estrella de mayor magnitud tiene su primer visibilidad cuando el Sol esta en una distancia de, ej., el arco EZ por debajo de la tierra, una estrella de menor magnitud, igualmente una en una distancia igual en latitud desde el Sol, tendrá su primer visibilidad cuando el Sol esta en una mayor distancia respecto del arco EZ, y [por lo tanto] el efecto de sus rayos es más débil. Nuevamente, para las estrellas de igual magnitud, si una estrella cual es más cercana en latitud a aquel punto E tiene su primer visibilidad en una distancia [del Sol desde el horizonte] del arco EZ, una estrella cual esta mas lejos respecto de aquella [desde el punto E en latitud] tendrá su primer visibilidad en una distancia [solar] menor. Dada la misma distancia del sol por debajo del horizonte, los rayos en la vecindad de la eclíptica y del sol mismo son más densos <ref name="Referencia 206"></ref> respecto de aquellos más alejados. [Finalmente], en el caso de las estrellas de igual magnitud cuales salen a iguales distancias en latitud [desde el Sol], tanto mas la eclíptica esta inclinada al horizonte, [por lo tanto] haciendo un ángulo DEZ más pequeño, la distancia mayor [solar] EZ en la cual la estrella tendrá su primera visibilidad.
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Por lo tanto necesitamos observaciones para cada una de las estrellas fijas individuales en orden de determinar la distancia [requerida] del Sol por debajo de la tierra como medida a lo largo de la eclíptica. Y si igualmente la distancia vertical al horizonte (en instancia, en la figura presente [Fig. 8.4], Z) no resta lo mismo para las mismas estrellas en todos lo lugares en la tierra, porque los rayos de densidad similar no tienen el mismo efecto de oscurecimiento <ref name="Referencia 209"></ref> en el aire más espeso para las muchas latitudes norteñas, necesitaríamos observaciones, no meramente en una latitud terrestre, sino en cada una de las otras igualmente. De cualquier modo, si el arco correspondiente a Z sobra constante por donde sea en la tierra para las mismas estrellas (como parece probable, desde que las estrellas fijas también deben estar afectadas por la variación en la atmósfera en el mismo sentido tal como los rayos lo son), las distancias observadas en una latitud terrestre simple serán suficiente para nosotros determinar aquellas en las otras latitudes: [podemos hacer esto] por métodos geométricos, si la variación en la inclinación de la eclíptica es debida al lugar terrestre o al movimiento demostrado de la esfera de las estrellas fijas hacia atrás con respecto a ella [la eclíptica].
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<center>Fig. 8.3</center>
Línea 29:
Pero, de los arcos en cuestión, el arco BH y el arco QH son inmediatamente [dados, siendo] cada uno un cuadrante; y desde que el punto E, con el cual la estrella sale, esta dado por hipótesis, A, el punto culminante, es también dado, por medio de la sección en los tiempos de salida [II 9, p. 104]: por lo tanto el Arco AE también es dado de esta manera, y el arco EZ por la observación; y el arco AH también [y en consecuencia el Arco AB = Arco BH – Arco AH] es dado, siendo derivado desde la distancia del punto A desde el ecuador (cual esta dada desde una tabla de Inclinación [I 15]) y desde la distancia del ecuador desde el cenit a lo largo del mismo meridiano (cual iguala la elevación del polo). Por lo tanto el [arco] restante, ZQ, será dado.
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<center>Fig. 8.4</center>
Línea 49:
Tomaremos el mismo método de operación para conceder para las ultimas visibilidades, cuales ocurren cerca del punto de puesta. Prácticamente la única diferencia será aquella en la misma figura [Fig. 8.4] la eclíptica será dibujada en el otro lado [de BED], de acuerdo con el sentido que este es inclinado cuando el [arco] del horizonte BD es tomado como parte oeste [ver Fig. N].
Pensamos que lo suficiente de arriba es una indicación del método en este tipo de investigación teórica, suficiente [como mínimo]para que esto no pueda ser dicho que hemos obviado este tópico. De cualquier modo, viendo que el calculo de este tipo de predicción es de mayor complejidad, no solo porque del gran numero de latitudes e inclinaciones terrestres diferentes de la eclíptica involucrada, sino también porque de la clara multitud de las estrellas fijas; viendo, también, que, con respecto de las observaciones actuales de las fases <ref name="Referencia 211"></ref> esto es laborioso e incierto, desde que [las diferencias entre] los observadores mismos y la atmósfera en las regiones de observación puede producir variaciones en y debido alrededor del momento de la primer ocurrencia supuesta, como también clara, para mí como mínimo, desde mi propia experiencia y desde las discrepancias en este tipo de observaciones; viendo aquello, además, debido al movimiento [a través de la eclíptica] de la esfera de las estrellas fijas, igualmente para las latitudes terrestres individuales las simultaneas salidas, culminaciones y puestas no pueden restar por siempre idénticas con las presentes, cuales podrían tomarse tales como una cantidad vasta de cálculos numéricos y geométricos para calcularlo que hemos decidido para dispensar como una operación de tiempo de consumido. Para el tiempo presente nos contenemos así mismos con las [fases] aproximadas cuales no pueden ser derivadas ni desde <ref name="Referencia 212"></ref> registros tempranos <ref name="Referencia 213"></ref> o desde manipulaciones actuales del [globo] de estrellas para alguna estrella en particular. Por otra parte, notamos que los pronósticos concerniendo los estados de la atmósfera derivados de las primeras y ultimas visibilidades (si igualmente uno asigna esas como la causa [de los cambios en el tiempo], y no bastante las posiciones [del Sol] en la eclíptica), son siempre también aproximaciones, y no exhiben una regularidad perfecta e invariabilidad: esto parece que ese factor casual tiene una aplicación general, y deriva su fuerza, no mucho desde los tiempos actuales de la primera y ultima visibilidad, tanto como desde las configuraciones con respecto al Sol, tomadas como intervalos en números redondos, y, en parte, las inclinaciones
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