ción para el caso en que la luz llega perpendicular al movimiento de la Tierra (fig. 51). Al llegar una partícula luminosa al objetivo de un telescopio, supongamos que éste se halla en la posición 1; mientras la luz recorre la longitud l del telescopio, la Tierra con el telescopio en ella, pasa a ocupar la posición 2, a la distancia d de la posición 1; el rayo alcanza, pues, el centro del ocular, cuando ya no procede de la dirección del eje del telescopio, sino de otra dirección un poco apartada de la primera en el sentido del movimiento de la Tierra. La dirección de la visión no señala, pues, el verdadero lugar de la estrella, sino otro lugar del cielo un poco desviado hacia delante. El ángulo de desviación queda determinado por la relación d : l y se ve que depende de la longitud del telescopio; pues si esta longitud aumenta, aumenta el tiempo que necesita la luz para recorrerlo y, por tanto, también la distancia el recorrida por la Tierra durante ese tiempo. Es evidente que las distancias l y d, recorridas en un mismo tiempo por la luz y por la Tierra, son entre sí como las velocidades correspondientes:
Esta proporción, llamada también constante de aberración, la designaremos en adelante con la letra β:
Tiene un valor numérico muy pequeño, pues la velocidad de la Tierra en su trayectoria alrededor del Sol vale aproximadamente v = 30 km./sec, mientras que, como ya dijimos, la velocidad de la luz c = 300.000 km./sec; por donde resulta β igual a 1/10.000.
Las posiciones aparentes de todas las estrellas fijas están, pues, algo desplazadas en la dirección del movimiento momentáneo de la Tierra y describen, por tanto, durante la anual revolución de la Tierra alrededor del Sol, una pequeña figura elíptica. Midiéndola es posible hallar la relación β, y como la
