Ai  contrario , quando  la  suma  de  los  semidiámetros
m BLh-LBC  es  mayor  que  la  latitud  m BC  , el
disco  del.  satélite  queda  obscurecido  de  una  cantidad
igual  al  exceso  $ y,  por  consiguiente  , el  eclipse  se-
rá total , quando  este  sea  igual  al  duplo  del  semi-
diámetro , ó lo  que  es  lo  mismo  , al  diámetro  ente-
ro del  satélite.  Asi,  pata  que  en  su  oposición  su-


ce-


DE  NAVEGACION.  38 1

ceda  eclipse,  es  necesario  que  la  Luna,  por  exem-
plo  , se  halle  á bastante  distancia  de  sus  nodos  pa-*
ra  que  su  latitud  no  exceda  6 , porque  la  som^
bra  terrestre  nunca  ocupa  en  la  región  de  la  Luna
mas  de  47^  y el  semidiámetro  1 7^

: 4 1 2 La  parte  obscurecida  del  diámetro  apa-¿
rente  de  la  Luna , como  también  la  ocultada  del
Sol  , suele  expresarse  en  dozabos  del  mismo  diá-»
metro , que  se  llaman  dedos  ó dígitos  eclípticos  y¡
cada  digito  se  divide  en  sesenta  minutos.
4 1 3 El  eclipse  de  satélite  pues  , qué  consfs-?
te  en  la  entrada  y salida  ó Inmersión  y emersión  de
los  diferentes  puntos  de  su  disco  en  el  cono  de  som-
bra del  planeta  principal,  debe  verificarse  en  el  mis-
mo instante  para  todo  el  universo  , según  sucedería
con  los  eclipses  de  SoL  considerados  como  de  Tier-
ra (399)5  y asi  , halladas  sus  apariencias  para  un
lugar  determinado  , los  resultados  son  constantes,
aunque  se  varíe  la  suposición  del  punto  desde  el
qual  se  observan.  Esta  circunstancia  hace  los  eclip-
ses lunares  de  un  cálculo  mucho  mas  fácil  que  los
solares  , que  no  son  los  mismos  en  teda  la  superfi-
cie de  la  Tierra,  como  indicare'mos  inmediatamente.
