693 / 912
Por
egemplo ; en
el
eclipse ' de
1
7
6
4
~
el
lado
LM
Fís:
era de
3
9
1
5
2
11 ,
la suma de los semidiámetros de la pro–
yeccion
y
de la penombra , esto es , de la paralaxe de
la
Luna ,
y
de los semidiámetros del Sol
y
de la Luna , era
de
1
°
2
4
1
5
8
!
1
Se formará su suma
y
su diferencia;
se sumarán sus logaritmos , se tomará
su
mitad,
y se
la
añadirá el logaritmo constante o,
3 4 4
1
J
5 (
que
es
la
,-diferencia entre
el
logaritmo del movimiento horario ,
y el
de
1 h
ú
3
6
o
o
11
) ,
se sacará el logaritmo de
9948
11
en
2 h
4
5
1
4 8
.
11
Luego
el
principio del eclipse general será
á
.7h
3
7
1
1
2
9
11
de
la mañana,
Y.
el
fin
á
1 h
9_
1
5
11
de 1'1.
tarde.
·9 6
5:
El
principío del
eclípse central sucede quando
lá
Luna
está en el punto
V,
donde su órbita corta el círculo
de
-proyeccion. Porque entonces el centro de la Luna, el cen–
:tro
del Sol
y
el
borde de la Tierra están sobre una misma
,:linea ,
y
el
punto de la Tierra cuya proyeccion .está en
V,.
,iYé
el
_cen'tro de la Luna sobre
el
centro del Sol.
En el triángulo
LMV
,
rectángulo en
M,
conocemos
..fa
perpendicular
LM
(
~
6
3 ) ,
y
la linea
LV
que es
el
,, radio
de la
proyecci.on; buscaremos
el
lado
M V,
le con;..
·,vertiremos en tiempo , quiero decir, que bus~aremos
quanto
..tiempo gasta la
Luna
en andar
V Jvl,
y
restando este
tiem:"
,po del tiemp~
del
medio
del
eclipse , sacáremos eL tiempo
1sue será en París , quando el eclipse empezará á ser central
rara
algun punto
V
de
la
Tierra.
Para el .
ecliEs~ de...
I
7_
6
± ,
ror .ege!}1plo ·, ,tenemos
LP!