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L, e supponiamo che la Luna L sia già a contatto in B del cono ombroso. 

 Se immaginiamo la linea LBC perpendicolare all' eclittica, passante per 

 1' asse VCTS del cono stesso, si può per grande approssimazione tenere 

 per la grandezza della latitudine della Luna, di guisa che se risulti 



/?(L) < r(L) -+- u(d) 



indicando con /?(L) la latitudine della Luna all' istante dell' opposizione, 

 con r(L) il semi-diametro apparente della Luna stessa e con u(v) il semi- 

 diametro apparente della sezione ortosecante il cono dell' ombra vera, ac- 

 cadrà certamente un eclissi lunare. 



Condotte le rette BT, HTE si vede essere 



u(d) = ang° BCT= ang° BTE — ang° CT E 

 u(v) — ang° FBT h- ang° FHT — ang° HTS 



ed ora osservando che l'ang FBT é la paratassi n(V) della Luna; che 

 P ang° FHT è la paratassi n(S) del Sole, e che l'ang HTS é quello, sotto 

 al quale il centro della Terra T vede il raggio r(S) del Sole, si deduce 



u(o) = jt(L) -+- 7t(S) — r(S) . 



E qui è da notare che per paratassi si assumono le note equatoriali, 

 dal che nessun errore sensibile si produce, mentre d'altronde per la breve 

 durata degli eclissi lunari, oltre ad essere poco variabili, sono pochissimo 

 differenti dalle orizzontali. 



Adunque per la certezza di un'eclisse lunare é necessario che risulti 



0(L) < a(L) ■+- Jt(S) — r(S) -+- r(L) 



di facile spiegazione volgare. 



Consideriamo (fig. 3 a ) il caso della penombra costituita dalle tangenti 



Fig. 3 a 



Serie V. — Tomo VII. 



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