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ción AS' que forma con la paralela a TS llevada por A un 

 ángulo igual a la paralaje del Sol; ese mismo punto verá 

 el borde oriental del Sol en la línea AS" tal que el ángulo 

 S"AS' sea igual al fiemi-diámetro aparente S del Sol. Es 

 claTo que cuando el eclipse empieza para el punto A se verá 

 de él el disco de la Luna en contacto con el del Sol, y por 

 tanto, el ángulo S'AL será igual a la suma de los semi- 

 diámetros de dichos astros. Ahora bien, del centro de la 

 Tierra T se verá en ese mismo instante el centro del Sol 

 a una distancia del de la Luna igual a STL; pero: 



STIv = STB + BTL, 



BTL = S'AL = 5 -t- / 



STB = TBA — S'AS'''^ 



en donde TBA e^ la paralaje P de la Luna, S'AS'", la p del 

 Sol; luego diremos que empieza el eclipse para el punto A 

 situado en el círculo máximo perpendicular a TS, cuai do 

 la distancia angular geocéntrica de la Luna al Sol es igual 

 a la suma de sus semi-diámetros más la diferencia de sus 

 paralajes. 



Fijémonos ahora en que el primer punto de la Tierra 

 que ve el eclipse tiene que ser un punto como el A, situado 

 en el círculo máximo perpendicular a TS y el más avanzado 

 hacia el lado de la Luuaj^en efecto, la figura 3 nos hace ver 

 que cuando })ara otro punto como B empieza el eclipse, ya 

 el XJunto A ve i>arte de la Luna cubriendo el Sol. 



De lo anterior se concluye: para que haya eclipse la dis- 

 tancia aiif/itlar geocéntrica <1e la Luna al »SV>Z dcherá ser 

 mctwr que la suma de sus semi-diámetros más la diferencia 

 de sus paralajes: el eclipse empezará y tenninará para la 

 Tierra en general, cuando la distancia geocéntrica de dichos 

 astros sea la aludida. 



Con las notaciones indicadas y designando i)or h la 

 distancia geocéntrica de la Luna al Sol, tendremos : 



