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V
E AS T R O NO MÍ A.
6
4
r
eclipse. Porque hemos visto que
el
eclipse empieza
pará
Fíg/
París quando la distancia entre
el
punto de la proyeccion
al qual París corresponde ,
y
el
punto donde se halla la
Luna
en
el mismo instan te, es igual
á
la
suma de los ·
se~
midiámerros del Sol
y
de la Luna (
9
5 5
).
1
o o
5
La Luna camina ácia el oriente en su ór--
bita desde :
I
á
E
,
y
París camina en su paralelo de
d
á
B
,
pero mas despacio , pues se n~cesi tan
I 2
horas
para andar lá semiefipse del paralelo de París , mientras
que la Luna en
2
horas de tiempo anda en
su
órbita un
tr~cho casi tan grande. Así, la Luna llegará al otro lado
ó
al ,oriente de París,
y
estará en
E
quando París no
ha•
brá. llegado mas que á
B
;
se hallarán otra vez
á
la mis–
ma
distancia uno de otro , quiero decir ,
á
una distan–
cia
BE
,
igual
á
la suma de los semidiámetros de
la
Luna
y
del Sol ;
y
en hallando dos puntos
B
y
E
señala–
dos con
el
mis'mo minuto ,
se
sabrá con certeza
el fin
del
eclipse.
1006
El medio del eclípse siempre es con cortísima
diferencia el medio del intervalo de tiempo corrido entre
el principio
y
el
fin.
Se buscará, pues, el minuto que es
1
-
tuviere en medio de estos momentos señal-ados en
I
y
E;
_Y
el minuto que tambien estuviere en medio de
Á
y
d.
La
dtistancia en_tre estos dos puntos
D
y
G,
de
los
qua–
les el uno está sobre la órbita ,
el
otro sobre el parale–
lo de París, dará la
m-as
corta
distancia
entre los- cehtros
de
la Luna
y
del Sol ,.
ó
su distancia
al tiem~o del me-
Tom.VIL.
Ss
dio