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sición verdadera se halla retrasada con respecto á la media de todo este intér- 
valo, y tiene lugar el día 3 de junio de 1909, á 13 h 34 m , tiempo medio astronómico 
de París, ó sea el citado día, á 13 h 25 m , tiempo medio astronómico del meridiano de 
Greenwich, contado desde el medio día; y contado en tiempo medio civil del ex¬ 
presado meridiano de Greenwich, según el cómputo legal vigente, sucede la oposi¬ 
ción verdadera del Sol y la Luna el día 4 de junio de 1909, á l h 25 m , contado desde 
0 b de la noche, como se consigna en los almanaques de Barcelona. 
Siendo el argumento G, ó la distancia del Sol al nodo descendente U de la 
Luna en dicho plenilunio 969,222, cuyo complemento á 1.000 ó distancia al nodo 
ascendente es 30,778; y siendo este valor menor que 50, límite de los eclipses 
seguros, según se demuestra en la introducción á las indicadas tablas, resulta 
que hay eclipse de Luna en el mentado plenilunio ú oposición, que será total; 
pues la distancia de la Luna al nodo ascendente será de 969,222 U; es decir, que 
le falta sólo 30,778 para llegar al nodo descendente U, que es el más próximo; 
pero como aún no lo ha alcanzado, su latitud es boreal al tiempo del eclipse, y 
vá disminuyendo á medida que se aproxima al citado nodo descendente Por 
esta razón la hora del medio del eclipse sucede 4 m después de la oposición á 
t h 29 m del día 4. 
El argumento C que representa la anomalía media de la Luna y tiene por 
valor 204,744, expresado en milésimas partes de la circunferencia, cuyo valor se 
aproxima á 250, demuestra que la Luna se halla aproximadamente en dicho ple¬ 
nilunio á su distancia media de la Tierra. 
El cálculo aproximado que hemos expuesto debe preceder siempre al defini¬ 
tivo que determina con todos sus detalles las circunstancias del fenómeno. Sa¬ 
biendo ya que un plenilunio debe producir eclipse, se procede al cálculo rigoroso 
del mismo, empezando por determinar por medio de las tablas del Sol y la Luna, 
los elementos siguientes para la hora supuesta ó aproximada de la oposición: La 
longitud verdadera del Sol, su semidiámetro aparente, su paralaje horizontal, y su 
movimiento horario en longitud. La longitud y latitud verdaderas de la Luna, 
sus movimientos horarios en ambas coordenadas, su paralaje horizontal ecua¬ 
torial, y su semidiámetro central. Con estos datos, haciendo uso de los movi¬ 
mientos horarios, se determina el instante exacto del plenilunio ú oposición, así 
como las coordenadas de ambos astros para el mismo instante. Se calcula 
luego el radio del disco de sombra visto desde la tierra, que es igual á la suma 
de las paralajes horizontales del Sol y de la Luna, menos el semidiámetro apa¬ 
rente del Sol, y este valor se aumenta en —jj para tener en cuenta el efecto de la 
atmósfera terrestre que en aquella distancia es aún sensible. Con estos datos fá¬ 
cil es ya, aplicando las fórmulas que se deducen de la teoría, determinar la órbita 
relativa de la Luna y todas las circunstancias del eclipse; es decir, los instantes 
de los contactos exteriores con la sombra, que corresponden al principio y fin del 
eclipse y los de los contactos interiores, que corresponden al principio y fin de los 
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