DI ALESSANDRO DORNA. 69 
Metodo per calcolare un ecclisse di Sole in un dato luogo. 
Rappresento nella fig. 1 il Sole col centro in S, e la Luna in vici- 
nanza, supponendo che sia M'M la traiettoria del centro della Luna nel 
suo moto relativo rispetto al Sole, quali sono veduti da Torino, durante 
l’ecclisse. Ciò posto 
1° L’ecclisse comincierà e finirà quando il centro della Luna essendo 
in M' ed in W, il suo lembo toccherà il Sole esternamente in C' e C; 
2° La massima oscurazione avrà luogo allorchè il centro della Luna 
sarà in D alla sua minima distanza dal centro del Sole ; 
3° Gli angoli di posizione dei punti di contatto sono misurati sul 
disco solare a partire dal suo punto più boreale NV per il primo punto C', 
dall'arco NECC', e per il secondo C dall'arco NEC; 
4° La grandezza dell’ecclisse, preso per unità il diametro BE del 
Sole, è il rapporto fra la parte 4/° che rimane oscurata di BE e BE. 
È necessario innanzi tutto procurarsi le coordinate ed i semidiametri 
apparenti del Sole e della Luna, applicando alle ascensioni rette ed alle 
declinazioni vere dei loro centri le correzioni per la parallasse, ed al se- 
midiametro vero della Luna il rispettivo aumento, ritenendo quello del 
Sole come invariabile per la grande distanza di questo dalla Terra. Si 
può fare questa riduzione senza cambiare l’AR e la Decl. del Sole, ap- 
plicando alle vere della Luna le correzioni per la sua parallasse diminuita 
di quella del Sole e ridotta al luogo di osservazione. Infatti: 
Fig. 3. 
L' 
A 
Cc 
Siano, fig. 3, C, A il centro della Terra ed il luogo di osservazione , 
L, S le posizioni effettive della Luna e del Sole; pr, pr' le loro parallassi 
ridotte, ALC, ASC. Da A si vedono la Luna ed il Sole nelle direzioni 
AL, AS sotto l'angolo LAS. Ponendo il Sole nella direzione 45' paral- 
lela a CS, bisognerà, per vedere i due corpi ancora sotto lo stesso angolo 
