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Condiciones para que haya) eclipse: 

 « < P -;> + s + /; 

 empieza el eclipse para la Tierra en general, cuando, 



tí =- P —p + 5 + /. 



La mijma figura 1 nos enseña que empezará el eclipse 

 central, para un punto como el A, cuando la Luna llegue a 

 B, esto es, cuando la distancia geocéntrica de la Luna al 

 Sol sea 



ETB=:P— A 



Pasemos ahora a la figura 2, en la que NL y NS' repre- 

 sentan las órbitas de la Luna y el Sol, tales como se ven en 

 la esferji celeste. Se comprende a la simple inspección de 

 esa figura que la distancia aparente de la Luna al Sol en las 

 sizlgias depende de la latitud de la Luna o de su distancia 

 al nodo. Si el Sol estuviese inmóvil, la menor distancia a la 

 que pasaría la Luna del Sol sería SP ; pero a causa del mo- 

 vimiento del Sol se aproximan un poco más, si bien la dife- 

 rencia entre SP y la menor distancia es muy pequeña, por 

 ser la velocidad aparente del Sol muy pequeña relativamente 

 a la de la Luna; tomaTcmos, pues, SP como la menor dis- 

 tancia. Ahora bien, la condición para que haya eclipse, es: 



por otra parte, considerando el triángulo LSP en el que 

 LSP es igual a la inclinación de la órbita lunar, 



tg PS = tg I,S. eos i = tg. /3 eos i, 



en virtud de la pequenez de PS y por ende de ^ ; 



PS = /;; eos i. 



De donde resulta como condición para que haya eclipse, 



^^{^—p-^s^l)sec i. 



1 es muy pequeña — oscila entre 4°57' y 5°20' — por esa razón 

 P — p-j-.s-j-í y ^ difieren muy poco y no ha}' inconveniente, 



