langwijlig en ingewikkeld. Het tegendeel heeft bij
de maan-eklipsen plaats. Derzelver berekening is
veel eenvoudiger, maar de waarneming vandeiuiste
tijdstippen der in— en uittrede van de schaduw door
het zacht wegvloeijende der bijschaduw bijna ondoen
lijk. Intusschen zal de lezer bij eenig nadenken ge
makkelijk bespeuren, waaraan die meerdere moeije-
lijkheid van het berekenen van de eklipsen der zon
boven die der maan is toe te schrijven. Bij de laatste
heeft men noodig te weten, den juisten tijd van
volle maan, dat is, het oogenblik, waarop beide
hemelligchamen, uit het middelpunt der aarde te
zien, juist tegenover elkander staan; alsmede of zon
en maan ieder nabij genoeg aan eene der knoopen
van de maansbaan zijn om de maan te noodzaken,
door de schaduw der aarde heen te gaan; met andero
woorden men moet de juiste plaats van de maan
in haren loopkring weten; die der zon is, gelijk
van zelf spreekt, op het oogenblik van volle maan,
180" of een' halven cirkel van daar; men kent
de plaats der maan, als men, gelijk de sterrekun-
digen het noemen, hare lengte (d. i. haren afstand
van het nachteveningspunt)en hare breedte, hare
noordelijke of zuidelijke afwijking weet. Voorts moet
men de grootte van den schaduwkegel der aarde
kennendie hangt af van den afstand en de daar
uit voortvloeijende parallaxis en diameter der zon;
verder moet men wetenhoe ver de maan van de
LXXI.
