ECLIPSES Y OCULTACIONES 351 



calculareDios la hora T a la que llega la Luna al punto D 

 agregando a T^ el cociente de DA/AC. 



4.— PRINCIPIO Y FIN DEL ECLIPSE.— Principiará el 

 eclipse según hemos visto en el párrafo 2, cuando la distan- 

 cia geocéntrica de la Luna al Sol sea igual a P — p-^s-{-l; 

 en ese instante, del punto A, fig. 1, se verá el borde Oriental 

 de la Luna tocar al Occidental del Sol, y desde el punto del 

 borde del Sol situado en el plamo STL y hacia el Occidente 

 se vería el borde Occidental de la Luna tocar al Oriental 

 de la Tierra en el punto A. 



Ahora bien, según lo que se dijo en el § 3 un punto 

 cuya distancia geocéntrica al Sol es P — p-\-s-\-l, se verá 

 del Sol a una distancia de la Tierra representada por: 



si r es el radio de la circunferencia que representa el disco 

 de la Tierra vista del Sol. Sentado esto, es claro que si he- 

 mos construido la trayectoria relativa de la Luna respecto 

 a la Tierra, del modo que dijimos (3), para tener la posi- 

 ción de la Luna cuando empieza el eclipse, nos bastará fijar 

 el punto de esa trayectoria cuya distancia al centro de la 

 Tierra sea: 



F—p 



Para eso trazamos una circunferencia de radio R (Fig- 

 7) ; esa circunferencia encuentra a HH' en dos puntos L^. 

 y L^, situados uno al Occidente y otro al Oriente de la 

 Tierra ; cuando la Luna llegue al primero de ellos empezará 

 el eclipse, y terminará al llegar al segundo. 



Para tener las épocas T^ y T^ de esas fases, tomaremos 

 las distancias L^A y L^A, A siendo la posición en la época 

 Tq de la conjunción, y las dividiremos por la distancia ÁC, 

 que es lo recorrido en una hora, los cocientes obtenidos nos 



