Delle ecdìjfi del sck . 177

tale si troverà a 7 h 37' 48" matut. e il fine a ore r 7' 34'' dopo il mez-zodì-, e la durata perciò per tutta la terra di ore j 29' 46'.

636. II principio dell’ ecclisse'centrale succede quando la luna giungeal punto V, in cui sorbita taglia il cerchio di projezione ; perché allorail centro della luna e del sole e il lembo della terra sono in una stessalinea , e il punto della terra che corrisponde al punto V vede il centrodella luna sopra quello del sole.

Nel triangolo L M V rettangolo in M , note la perpendicolare L M( 6 54 ) e la base L V , parallasse o raggio della projezione , si troveràM V che si convertirà in tempo lunare ; e questo tolto dati’ ora del mez-zo dell’ ecclisse generale , si avrà 1 ' ora numerata a Parigi , quando co-mincia l’ecclisse centrale al punto V della terra.

Esempio . Nella ecclisse del 1764 posta LV 3 34' o" zzs 3240" ;LM 39' 24', si avrà MV zzz 36' 56" , che danno di tempo i** zi'5'; la metà della quale durata tolta dal mezzo dell’ ecclisse io fa iì' 41"( 6 34 ), avremo il principio dell’ecclisse centrale a 9** i' 3 6", e aggiun-tala , il fine a il 1 * 43' 46" ; e ore a 42' io'' di tempo impiegato dallaombra a traversare la terra.

637. lutti questi calcoli dell’ ecclisse generale ponno farsi graficamen-te , siccome quelli delle ecclisll lunari ( 629 ) ; descritto un cerchio gran-de , il di cui raggio E A si dividerà in tanti minuti , quanti ne contienela parallasse , si prenderà la linea L H eguale allajlatitudine della luna ,e 1’ angolo MLH eguale alla inclinazione relativa dell’ orbita lunare( 609 ) ; si prenderà sulla stessa scala una linea eguale al moto orariodella luna per l’orbita relativa, e le si farà eguale la HN , notando inH fora della congiunzione, e in N un’ora di meno ; e divisa la N Hin 60 minuti, si seguirà a dividere in uguali minuti tutta 1 ’ orbita G K ;e in tal guisa si conoscerà 1’ ora, in cui la luna su in K, in V , in M,in X, in G, siccome trovato Io abbiamo negli articoli precedenti.

■ 638. Volendosi ora sapere quali sieno li paesi terrestri , cioè quali sie-no le loro longitudini e latitudini geografiche , che corrispondono ai pun-ti V , X , quando la luna giunge ai medesimi , noi lo spiegheremo permezzo d’ un globo . E in fatti non consigliere! mai alcun astronomo adadoperare la trigonometria per questi calcoli, se non l’esiggeslè un qual-che caso straordinario , 0 qualche importante osservazione ; essendo assaimeglio impiegato il tempo a calcolare delle osservazioni già fatte perestenderne e cavarne delle conseguenze , piuttosto che intrigarsi in talicalcoli laboriosi , per dedurne ciò che dovrà avvenire . Le operazioni gra-fiche sono sufficienti per delineare una carta simile alla tavola VII. -chesi, suole comunemente e compendiariamente unire ali’ effemeridi . L’ideae il modello fu dato dal Sig. Cassini quando osservò l’ecclisse del sole inFerrara nel 1664.

Suppongo dunque un globo terrestre di 6 pollici almeno di dia-,metro, e una riga con due piedi come GV A E {fig. 7 7), la di cui Iun ;ghezza V A sia eguale al diametro del globo , e I’ altezza al raggio dellòstesso , o un poco maggiore , £er poterla mettere sull’ orizzonte GÈ; i|

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