UNIDAD DIDÁCTICA ECLIPSES

Autores: Juan Carlos Casado / Miquel Serra-Ricart

INTRODUCCIÓN

Para hablar sobre eclipses hay que hablar necesaria- mente de los protagonistas que se ponen en escena, esto es, la luz, las sombras y los cuerpos implicados: el Sol, la Luna, la Tierra y sus movimientos relativos.

En esta sección inicial presentaremos sumariamente estos cuerpos y diversos conceptos introduciendo nociones y términos que serán necesarios para una adecuada comprensión de los posteriores capítulos.

La luz

La luz es el elemento base de estos fenómenos, y aun- que aquí sólo realizamos una pequeña aproximación, es importante su comprensión para contemplar globalmente el mecanismo de los eclipses y sus con- secuencias.

La luz es una forma de energía electromagnética, re- presentada por el espectro electromagnético. La luz visible se distingue porque su longitud de onda o color está comprendida entre los 4.000 y 7.000 Angstroms (Å) (figura1).

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Figura 1. La luz visible en el espectro electromagnético.

Todas estas formas de energía electromagnética pre- sentan unas características comunes:

  •  Son emitidas a partir de una fuente energética o emisor: lámpara de filamento, antena, el Sol (figura 2).
  •  Se transmiten por el vacío (de forma aproxima- da el espacio) y pueden pasar a través de cualquier sustancia que sea «transparente».
  •  Se desplazan a la misma velocidad en el vacío: cerca de 300.000 km/s. En otras materias «transpa- rentes» (agua, vidrio), la velocidad disminuye.
  •  Son irradiadas en líneas o «rayos» rectos en el vacío.

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Figura 2. Fuente de radiación electromagnética

Sombras

Cuando la luz ilumina un cuerpo opaco, el objeto produce una sombra con su misma forma, en virtud de su trayectoria rectilínea en medios de baja densi- dad. Esto lo podemos ver en escenas tan cotidianas como contemplar nuestra propia sombra (figura 3).

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Figura 3. Proyección de sombras.

Una esfera, como un balón o la Luna, proyectarán un círculo o una elipse de sombra sea cual fuere la dirección en que reciban la luz.

Si la fuente de luz o foco es pequeño o puntual (y esto depende de lo alejados que estén el foco del objeto), se producirá sólo sombra bien definida, que serán las regiones oscuras a las que no alcanza la luz.

Un ejemplo de este tipo de foco son las estrellas.

Pero si el manantial luminoso es suficientemente amplio, entre el contorno oscuridad-luz, aparece una franja de transición en semisombra o «penumbra», que es alcanzada solamente por una parte del foco luminoso. El Sol constituye un ejemplo de fuente lu- minosa relativamente amplia, al presentar un tamaño apreciable visto desde la tierra (figura 4).

f4Figura 4. Fuente de luz puntual y extensa.

Movimientos terrestres: rotación y traslación

Los dos movimientos básicos de la Tierra, la rotación y la traslación, presentan importantes efectos en el mecanismo de los eclipses.

Rotación

Es el movimiento causante de la sucesión de días y noches. La Tierra gira en sentido oeste-este alrededor de un eje imaginario que determinan los polos norte y sur geográficos. Este movimiento produce la impre- sión de que el cielo gira, de manera que para apre- ciarlo sólo basta comprobar el desplazamiento del Sol y la Luna por el firmamento.

Traslación

Es el movimiento de la Tierra alrededor del Sol, im- pulsada por la gravitación. Nuestro planeta tarda 365 días y cuarto en completar un revolución en torno al Sol, a una distancia media del astro rey de 150 millo- nes de kilómetros.

La órbita de la Tierra alrededor del Sol es elíptica, por lo que la distancia entre la Tierra y el Sol varía duran- te el transcurso del año. El paso por el punto más cer- cano a nuestra estrella o perihelio se produce a co- mienzos de enero, siendo a principios de julio cuan- do atraviesa el afelio o máxima distancia.

La órbita que describe la Tierra en torno al Sol deter- mina un plano, llamado eclíptica, que es fundamen- tal en los eclipses. Precisamente «eclíptica» es la raíz de la palabra «eclipse», el cual proviene del término griego clásico «ekleipsis», que significa «fracaso».

 

La órbita lunar

Al igual que la Tierra gira alrededor del Sol, la luna lo hace en torno a la Tierra en 29,53 días o un mes lu- nar. Durante este periodo de tiempo, nuestro satélite nos muestra diferentes ángulos de iluminación en su superficie o fases, que corresponden a la posición re- lativa orbital que ocupa con respecto al Sol y a nues- tro planeta. A las posiciones de Luna Nueva y Luna Llena se les denomina sicigias (figura 5).

f5Figura 5. Fases lunares. En los recuadros se muestra el aspecto desde la Tierra.

La órbita lunar también es elíptica. Este hecho es de suma importancia para los eclipses, pues como vere- mos, produce diferentes tipos de eclipses solares. Al punto más cercano a la Tierra se le denomina perigeo, mientras que el apogeo es la posición más alejada. La distancia media a nuestro satélite es de 384.392 km, mientras que en el perigeo es de 356.410 km y en el apogeo alcanza 406.679 km.

Otro aspecto de suma importancia para los eclipses es que el plano de la órbita lunar está inclinado con respecto al plano de la eclíptica aproximadamente unos 5o. Si la órbita lunar fuera coplanaria con la de la eclíptica, cada mes lunar tendrían lugar dos eclip- ses, uno de Sol y otro de Luna.

La órbita lunar y la eclíptica interseccionan en dos puntos llamados nodos, que tienen la particularidad de no ser fijos. El nodo ascendente es aquél en el cual la Luna pasa por la eclíptica del sur al norte y en el caso opuesto se tiene el nodo descendente. La línea que une ambos nodos se denomina línea de los nodos (figura 6).

f6Figura 6. Eclíptica y órbita lunar. La «zona crítica» indica la franja donde es posible que se produzcan los eclipses. (Gráfico M. Serra-Ricart / Shelios).

El Sol

Nuestra estrella diurna es una más entre los 200.000 millones de estrellas de la Vía Láctea, pero para no- sotros es diferente porque es la más cercana, ya que sólo se halla a una distancia media de 150 millones de kilómetros de la Tierra, como hemos mencionado anteriormente. La proximidad del Sol le convierte en el astro más brillante del firmamento, con una magni- tud visual de -26,8; la Luna Llena tiene magnitud -12,5, es decir, medio millón de veces más débil; Júpiter -2,5 y la estrella más brillante del cielo, Sirio, – 1,4 o 14.000 millones de veces más tenue que nues- tra estrella.

Su diámetro es de 1.392.000 km –el de la Tierra, de 12.756 km en el ecuador-, conteniendo el 99,8% de toda la masa del Sistema Solar. La temperatura en la esfera visible, denominada fotosfera, es de alrededor de 5.000o C, pero en el núcleo alcanza 15 millones de grados. Su edad se estima entre unos 4.500 y 5.000 millones de años. Atraviesa la etapa intermedia de su vida en la llamada Secuencia Principal, una situación estable gracias al equilibrio entre las reacciones ter- monucleares que ocurren en el interior de las estre- llas, que sirven para transformar hidrógeno en helio, y la gravedad, que tiende a aplastarlas. Se espera que el Sol continúe así otros 5.000 millones de años más.

Si miramos al Sol a simple vista (a baja altura sobre el horizonte o mediante un filtro adecuado), veremos un disco luminoso y definido, pero nada más que lla- me nuestra atención.

Sin embargo, un estudio más profundo del Sol revela multitud de fenómenos y de aspectos que lo convier- ten en un astro merecedor de toda dedicación. No en vano hay en el mundo observatorios altamente especializados en el estudio de la heliofísica o física solar, rama de la astrofísica que trata únicamente del Sol.

El Sol, como todas las estrellas, es un astro en conti- nua actividad. No hay dos días iguales. En consecuen- cia, su observación y estudio presenta el aliciente de la constante mutabilidad y de las frecuentes sorpre- sas.

En el centro del Sol o núcleo en cada segundo, 564 millones de toneladas de hidrógeno se fusionan, termonuclearmente, en 560 millones de toneladas de helio. Los núcleos de hidrógeno (protones) se con- vierten en núcleos de helio a razón de cuatro a uno; sin embargo, hay una diferencia de masas que se li- bera en forma de energía, dado que los cuatro protones son ligeramente más pesados que el núcleo de helio formado. Esta diferencia se debe a los cuatro millones de toneladas por segundo que resultan so- brantes al transformarse el hidrógeno en helio.

A partir de ahí se produce un transporte de energía del núcleo solar a la superficie, en primer lugar, me- diante radiación y en capas más superficiales a través de corrientes convectivas. El resultado de estas co- rrientes convectivas se puede ver en forma de granu- lación. Toda la fotosfera está surcada de una trama celular parecida, por su geometría, a granos de arroz.

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Figura 6a. Mancha solar obtenida con el Telescopio Solar Sueco en el Observatorio del Roque de los Muchachos – Garafía – La Palma.

Estas células son la parte superior de cada una de las columnas de corrientes ascendentes -calientes- y descendentes -más frías- del transporte energético. Las dimensiones de esta granulación son considerables: cada «grano» mide unos 800 km de diámetro.

En torno a la fotosfera hay una «atmósfera» rojiza de unos 10.000 km de grosor, denominada cromosfera, en la que se proyectan gases a muy altas temperatu- ras y de la que sobresalen las protuberancias, espe- cie de llamaradas que son lanzadas al espacio a enor- mes velocidades y que pueden alcanzar varios cien- tos de miles de kilómetros de altitud.

Tanto la cromosfera como las protuberancias pueden verse directamente en los momentos de la totalidad de un eclipse de Sol. En condiciones normales es ne- cesario el uso de dispositivos o filtrajes especiales para su observación.

f7Figura 7. Capas del Sol. (Gráfico J.C.Casado)

Por encima de la cromosfera está la corona (figura 7), una especie de aureola de forma irregular y plateada. Está compuesta por gases a una temperatura de más de un millón de grados pero de densidad muy baja, de modo que generan poca luz y calor. Sus límites son imprecisos, hasta el punto de que puede consi- derarse que la Tierra se halla inmersa en sus regiones más externas donde, además de los gases, figuran abundantes partículas de polvo. La corona solar re- sulta visible a simple vista durante la fase total de un eclipse solar total.

ECLIPSES ¿Qué son?

El término eclipse se aplica indistintamente a dos fe- nómenos, en realidad muy diversos, provocados por las posiciones relativas del Sol, emisor luminoso, de la Tierra y de la Luna, cuerpos opacos que intercep- tan la luz solar.

Un eclipse de Sol se produce cuando el astro rey es ocultado por el globo de la Luna, que se interpone entre la Tierra y el Sol. Por lo tanto, un eclipse de Sol tiene lugar siempre en fase de Luna Nueva, siendo ésta una condición necesaria pero no suficiente para que se produzca el fenómeno.

El eclipse de Luna es determinado por el paso de nues- tro satélite por la sombra de la Tierra. Como la Luna se halla en una posición opuesta a la del Sol, los eclip- ses lunares siempre suceden en fase de Luna Llena, siendo al igual que en los eclipses solares, condición necesaria pero no suficiente.

Condiciones para que se produzcan eclipses

El hecho de que los eclipses sólo ocurran en las sicigias (Luna Nueva o Luna Llena) impone una condición. Ya sabemos que las órbitas de la Tierra y de la Luna no son coplanarias, de manera que en la mayoría de las ocasiones nuestro satélite se encuentra por encima o por debajo del plano de la eclíptica. Para que se produzca un eclipse, la Luna tiene que hallarse en el plano de la eclíptica (o muy cerca), en fase de Luna Nueva (eclipse de Sol) o de Luna Llena (eclipse de Luna). Dicho de otro modo, en las sicigias la línea de los nodos del sistema Tierra-Luna debe apuntar (casi) al Sol.

Realmente para que un eclipse se origine no es imprescindible que la Luna se sitúe exactamente en el nodo, sino que basta con que se encuentre en las proximidades del mismo (véase la figura 6); vamos a ver estos límites.

En los eclipses de Sol, al menos la penumbra lunar debe alcanzar la Tierra, produciendo un eclipse parcial de Sol visible desde algún lugar de nuestro planeta. Para ello, la Luna debe situarse en un punto que se encuentre, como máximo, a una latitud o distancia perpendicular a la eclíptica de 1o 35’, por encima o por debajo. Para que la umbra lunar se proyecte contra la Tierra, el valor extremo es 1o 03’. Evidentemente, la amplitud de estos límites para un eclipse dado varía con las distancias de la Tierra a la Luna y al Sol.

Puesto que la Luna se mueve en una órbita, estos límites en latitud imponen que la Luna se sitúe como máximo a una longitud o distancia al nodo medida a lo largo de la eclíptica de 18o 31’ para un eclipse parcial y de 11o 50’ para que la sombra lunar alcance la Tierra. En el caso de los eclipses de Luna, para que la Luna pueda ser alcanzada por la sombra de la Tierra es necesario que la latitud no supere 1o 25’. Si es inferior a 24’, se producirá un eclipse total de Luna. La longitud al nodo, como máximo, será 12o 15’ para eclipses penumbrales y para totales 9o 30’.

Por lo tanto, en estas circunstancias de cercanía al nodo, se abre una «ventana» durante 35,66 días en los que se darán condiciones de eclipse. Estas configuraciones tienen lugar dos o tres veces al año – cada 173,31 días- en las llamadas estaciones de eclipses. El año de eclipses (346,62 días) es el tiempo empleado para que se repita una alineación del Sol con la Luna en el mismo nodo y la Tierra, es decir,  contiene exactamente dos estaciones de eclipses. El año de eclipses es unos 19 días más corto que el año civil. Como hemos visto, la línea de los nodos no tiene una orientación estacionaria, sino que posee un giro de unos 20o por año, completando una vuelta en 18,61 años en sentido retrógrado. Esto hace que las fechas en las que suceden los eclipses vayan cambiando. Así, por ejemplo, los eclipses de 2001 figuran en los meses de enero-febrero, junio-julio y diciembre; los eclipses de 2003, en mayo y noviembre, y los de 2006 en marzo y septiembre.

El movimiento de los nodos hace que los eclipses sucedan a lo largo de toda la eclíptica, sirviendo de escenario todas las constelaciones zodiacales.

Cantidad de eclipses al año

La cantidad mínima es cuatro (incluidos los eclipses de Luna por la penumbra), dos eclipses de Sol y dos eclipses de Luna. Por ejemplo en 1999, 2003, 2005, etc. (figura 8).

Esta cantidad puede bajar a dos en los calendarios corrientes, que no suelen contemplar los eclipses lunares penumbrales. En este caso, los dos eclipses serían importantes eclipses de Sol, totales o anulares, uno en cada estación de eclipses.

A menudo sucede que, cuando una estación de eclipses comienza por un importante eclipse solar, le sucede un eclipse lunar débil. Un año civil puede incluir un mínimo de tres estaciones de eclipses, aunque generalmente sólo una será completa. Cada cierto número de años, en un año civil pueden tener lugar dos estaciones de eclipses completas. Los 19 días restantes podrían estar repartidos en dos estaciones de eclipses diferentes aunque no completas. En este caso, se darían cuatro estaciones de eclipses en un mismo año.

f8Figura 8. Eclipses de Sol y de Luna entre 1990 y 2012. (Gráfico I.M.C.C.E, adaptado por J.C. Casado)

Puede ocurrir que las dos estaciones de eclipses en un año contengan cada una tres eclipses. Pero también, al ser más corto el año de eclipses que el año civil, puede tener lugar una tercera estación de eclipses, como ocurrió en 2000 y 2001, y sucederá en 2009, 2010 y 2011, aunque las estaciones de eclipses no son completas y como máximo encontramos en estos casos seis eclipses. También es muy común que cuando en uno de los nodos ocurre un eclipse (de Sol o de Luna), en el siguiente nodo tenga lugar el eclipse opuesto (de Luna o de Sol). Este es el intervalo mínimo entre dos eclipses sucesivos y corresponde a medio mes draconítico o de 13,6 días. La cantidad máxima de eclipses en un año civil puede llegar a siete. Ésta ya es una circunstancia muy rara. Y sólo puede ocurrir en estas combinaciones:

– 5 eclipses de Sol y 2 eclipses de Luna – 5 eclipses de Luna y 2 eclipses de Sol – 4 eclipses de Sol y 3 eclipses de Luna – 4 eclipses de Luna y 3 eclipses de Sol En cualquier caso, los eclipses solares serán parciales, poco importantes. El año más cercano con 7 eclipses fue 1982, aún más remarcable por el hecho de que los tres eclipses lunares fueron totales. Esta situación no volverá a repetirse hasta el año 2485.

Ciclos de eclipses

Las estaciones de eclipses se repiten año tras año, pero la época de cada eclipse en sucesivas estaciones no sigue una pauta regular. Hay varias definiciones de mes lunar teniendo en cuenta diferentes puntos de paso de la Luna. Aquí nos interesan el denominado sinódico, desde Luna Nueva a Luna Nueva que contiene 29,53 días, y el draconítico, que es el tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos por el nodo ascendente de la órbita lunar y dura 27,21 días. Un año de eclipses (346,62 días) no contiene un número entero de meses sinódicos (entre once y doce) ni draconíticos (entre doce y trece). Si se busca un periodo más largo, que sea aproximadamente múltiplo exacto de los tres ciclos, es decir, lo que en matemáticas se conoce por mínimo común múltiplo, dispondremos de un nuevo ciclo capaz de proporcionarnos predicciones de eclipses.

Éste es el llamado ciclo de Saros, al parecer conocido por los astrónomos caldeos en la antigüedad. El ciclo de Saros comprende exactamente 223 meses sinódicos. Este periodo es de 18 años y 11 días (18 años y 10 días si se incluye el 29 de febrero) y prácticamente coincide con 19 años de eclipses y con 242 meses draconíticos. Es decir, que:

223 meses sinódicos (29,5306 días c/u) = 6.585,32 días 19 años de eclipses (346,6200 días c/u) = 6.585,78 días

242 meses draconíticos (27,2122 c/u) = 6.585,35 días

Esta resonancia entre los tres ciclos produce una repetición de eclipses en poco tiempo, hablando en términos astronómicos.

El ciclo de Saros presenta una fracción de día (de casi un tercio) incluida en su periodo (6.585,32 días). Cuando el ciclo se repite, la Tierra ha rotado hasta una posición correspondiente a esta porción del día. Por tanto, el eclipse se verá en una zona de la Tierra al oeste del precedente, distante un tercio del perímetro del globo terrestre. Después de tres ciclos Saros, se acumula casi un día completo, y un eclipse solar acontece en una zona próxima en longitud terrestre a la que tuvo lugar 54 años antes. Sin embargo, el eclipse habrá experimentado una ligera deriva en latitud hacia uno de los polos.

Cada eclipse de una misma «familia» o serie de Saros sigue el mismo sentido de deriva hacia el polo en cuestión (norte o sur). Para ilustrarlo, podemos ver la figura 9, donde se muestran los eclipses totales de Sol de 1925, 1943, 1961,1997, 2015 y 2033, todos miembros de la misma serie de Saros 120. La serie comenzó con un eclipse parcial en el polo sur en el año 915 de nuestra era, para ir trasladándose gradualmente en cada evento hacia al norte, como se puede ver en la misma figura, ocupando los más antiguos latitudes menores. Este desplazamiento en latitud ocurre porque la Luna Nueva en cada Saros sucesivo se mueve un poco respecto del nodo. El medio día de diferencia entre 19 años de eclipses y el Saros (6.585,78-6.585,32 = 0,46 días) ocasiona este cambio. En el ejemplo de la figura 9, la serie de Saros  finalizará con un eclipse parcial en el polo norte en el año 2195. El ciclo de Saros opera análogamente para los eclipses lunares. En cada eclipse lunar la posición de nuestro satélite se desplaza con respecto al anterior hacia el norte o el sur con relación al centro de la sombra terrestre.

f9Figura 9. Bandas de totalidad de eclipses de Sol de la misma serie de Saros 120. (F. Espenak, NASA RP 1178, adaptado por J.C. Casado).

El ciclo de Saros actúa análogamente para los eclip- ses lunares. En cada eclipse lunar la posición de nues- tro satélite se desplaza con respecto al anterior hacia el norte o el sur en relación con el centro de la som- bra terrestre.

Una serie de Saros se desarrolla durante más de 1.200 años, produciendo unos 80 eclipses de Sol y otros tantos de Luna de todos los tipos.

En el interior de un Saros se pueden observar series cortas de eclipses de Sol y de Luna. Comprenden ocho o nueve eclipses consecutivos, repartidos en ocho estaciones de eclipses. El tipo de estos eclipses aumenta en importancia hasta el cuarto o quinto de la serie, para luego disminuir.

Asimismo se pueden constatar series largas de eclip- ses estudiando, no la evolución de los eclipses en un mismo Saros, sino la evolución de eclipses homólogos de uno a otro Saros, es decir, los que tienen lugar en una misma lunación (numerada de 1 a n en Saros sucesivos). Se observa que en un periodo de 72 Saros (alrededor de 1.300 años), un eclipse de Sol evolu- ciona de la manera siguiente: una docena de eclip- ses parciales de importancia creciente, después 48 eclipses totales o anulares, seguidos de 12 eclipses parciales de importancia decreciente.

La numeración de las series largas o series de Saros, fue establecida por el astrónomo holandés G. Van den Bergh en 1955 a partir de 8.000 eclipses del canon de Oppolzer.

La figura 8, ya mencionada anteriormente, represen- ta eclipses durante 23 años, de 1990 a 2012. Se pue- de observar, por ejemplo, un Saros que va desde ju- nio de 1993 a junio de 2011. Este Saros contiene 81 eclipses, 40 de Sol y 41 de Luna. De los 40 eclipses de Sol, 15 son parciales y 25 centrales (12 anulares, 12 totales y uno mixto).

Esta figura muestra numerosas propiedades vistas so- bre los eclipses:

  • . El número mínimo de eclipses al año.
  • · Cuando hay tres eclipses, el eclipse central es máximo (muy importante) y los eclipses del extremo son débiles.
  • · Los cuatro eclipse del año 2011 son homólogos de los eclipses de 1993 y los cuatro eclipses de 2012 son homólogos de los de 1994.

Canon de eclipses

Las listas de eclipses de Luna y de Sol se publican en obras llamadas canon de eclipses.

El más conocido es el de Theodor Ritter von Oppolzer. Su primera edición, el «Canon der Finsternisse» («Ca- non de eclipses», en alemán) fue publicado en 1887 en el volumen 52 de las Memorias de Matemáticas y Ciencias Naturales de la Academia Imperial de Viena. Esta obra monumental, corregida, fue reeditada por la editorial americana Dover, aunque actualmente está totalmente agotada. En el canon se encuentran 8.000 eclipses de Sol entre -1207 y 2161 y 5.200 eclipses de Luna entre -1206 y 2132. El canon con- tiene las cantidades geométricas y trigonométricas ne- cesarias, los denominados elementos del eclipse, para calcular todas las circunstancias de cada eclipse en cada lugar de la Tierra. Además también figuran ma- pas de eclipses solares (figura 10). Este canon, sin em- bargo, no contempla los eclipses penumbrales de Luna -poco importantes- y adolece de ciertos errores en eclipses de la antigüedad, debido a que en la épo- ca en que fue redactado no era bien conocida la di- námica del sistema Tierra-Luna.

f10Figura 10. Un mapa del Canon de Oppolzer, que muestra la línea central de los eclipses solares entre el 19 de mayo de 1985 y el 7 de febrero de 2008. Los eclipses totales aparecen como líneas continuas y los anulares, como líneas de trazos. Nótese que algunas líneas de centralidad pueden mostrar discrepancias con mapas modernos. Esto es debido a que el trazado de dichas líneas se realizó calculando solo tres puntos que se unieron con un arco circular. Para un cálculo exacto el propio Oppolzer recomendó utilizar las tablas numéricas del Canon.

Más recientemente Jean Meeus y Hermann Mucke (1979 y 1983, Astronomisches Büro, Viena), han pu- blicado un canon de eclipses de Sol utilizando orde- nadores, que contiene todos los eclipses entre -2003 y +2526 y otro canon de eclipses lunares entre -2002 y +2526.

Los últimos cánones aparecidos se deben al astrofísico de la NASA Fred Espenak, y tratan todos los eclipses solares y lunares desde el año 1901 al 2100, conce- diendo especial relevancia, con mapas y datos deta- llados, a los eclipses comprendidos entre 1986 y 2035. Estos cánones están disponibles en su sitio web (véase bibliografía e información), así como varios catálogos de eclipses, destacando los de eclipses so- lares de -1999 a +4000 y de eclipses lunares de – 1999 a +3000.

Eclipses de Sol

Como hemos visto, durante el eclipse solar la Luna proyecta una sombra sobre la superficie terrestre. Esta sombra está compuesta de dos zonas diferenciadas: la penumbra o sombra exterior y la umbra o sombra interior. Desde la penumbra sólo se oculta una frac- ción del disco solar: el evento es parcial. La umbra, en cambio, es una sombra absoluta, puesto que des- de ella se tapa plenamente el Sol, es decir, el eclipse es total. Además la sombra, al estar producida por la iluminación de una fuente luminosa de ciertas dimen- siones (el Sol) sobre una esfera (la Luna), presenta la geometría de un cono.

Tipos

Parciales: En este tipo de eclipse la umbra no llega a tocar ningún lugar de la superficie terrestre. Estos eclip- ses se producen siempre en altas latitudes (norte o sur) y corresponden a los primeros o últimos eventos de un ciclo de Saros (figura 11).

No centrales: La umbra alcanza la Tierra, dando lu- gar a un eclipse solar que puede ser, como veremos, anular, total o mixto, pero el eje del cono umbral no toca la Tierra, perdiéndose en el espacio. Este tipo de eclipses afecta siempre a regiones polares. Obviamen- te un eclipse parcial es, asimismo, no central, pero la expresión se reserva para los eclipses totales y anulares.

f11Figura 11. Esquema de un eclipse parcial de Sol (gráfico basado en el libro «Eclipse», de B. Brewer»).

Centrales: El eje del cono de umbra lunar intersecciona con la Tierra. En ocasiones excepcio- nales puede ocurrir que el eclipse sea central, pero que no tenga límite norte o sur, debido a que la umbra se proyecta sobre zonas polares, junto al limbo terrestre.

Las condiciones de los eclipses centrales se compli- can por el hecho de que la eclíptica, como hemos visto, es una elipse. Como resultado, el diámetro apa- rente solar varía desde 31’ 28″ en el afelio a 32’ 32″ en el perihelio. Esta variación del 3% es inobservable a simple vista, pero tiene consecuencias para los eclip- ses. Más influyente aún es el hecho de que la órbita lunar en torno a la Tierra también sea elíptica. La va- riación del apogeo al perigeo alcanza el 12%, cau- sando una oscilación en el diámetro lunar aparente desde 29’ 24″ a 33’ 32″. Como se desprende de estas consideraciones, las alteraciones en los diámetros aparentes del Sol y la Luna son los causantes del tipo de los eclipses centrales: anulares, totales o mixtos.

f12Figura 12. Posiciones extremas de la umbra lunar en relación a la Tierra. (F. Espenak, NASA RP 1178, adaptado por J.C. Casado)

Cuando la Luna se halla en el perigeo y la Tierra en el afelio, la umbra se extiende 23.500 km más allá del centro de la Tierra. En este caso, el diámetro aparente lunar es un 7% ó 2’ mayor que el solar. Por el contrario, si la Luna se sitúa en el apogeo y la Tierra en el perihelio, la umbra se queda a 39.400 km del geocentro, siendo el diámetro aparente lunar un 10% ó 3’ menor que el solar. Estas distancias representan los límites extremos de ambas situaciones (figura 12). En el primer caso que acabamos de ver anteriormente, es decir, la Luna está en el perigeo y la Tierra en el afelio, la umbra intersecciona con la Tierra, originando un eclipse total de Sol. Los conos de sombra proyectados por la Luna (umbra y penumbra) producen, a causa de los movimientos de traslación lunar y la rotación de nuestra planeta, un barrido sobre la superficie de la Tierra, que determina las regiones desde las que se verá el fenómeno (figura 14). Si nos ceñimos a la umbra, se producirá un largo y estrecho pasillo, denominado banda de totalidad, desde el cual el fenómeno se contemplará como total. La longitud típica de esta senda de oscuridad es de unos 14.000 km, con una anchura máxima de 273 km, lo que representa menos del 0,5% de la superficie terrestre. A ambos lados de la trayectoria de totalidad, se encuentra una amplia extensión penumbral, de miles de kilómetros de amplitud, desde la que se percibe el evento como parcial, más leve cuanto más alejado se encuentre el observador de la senda umbral.

f13Figura 13. Esquema de un eclipse central anular (gráfico basado en el libro «Eclipse», de B. Brewer»).

Cuando la situación es inversa a la expuesta anteriormente, la prolongación de la umbra genera una umbra negativa o anti-umbra (figura 13). Desde ella, la imagen de nuestro satélite aparece menor que la del Sol, mostrándose silueteada sobre la brillante fotosfera solar. Este tipo de eclipse, denominado anular, toma el nombre del anillo de luz solar que rodea a la Luna en la fase central del fenómeno. En este caso también, al igual que en los eclipses totales, se crea una banda de anularidad en la que el eclipse se verá como anular, mientras que a ambos lados de la trayectoria de anularidad, se encuentra la zona penumbral o de parcialidad.

f15Figura 14. Esquema de un eclipse central total de Sol (gráfico basado en el libro «Eclipse», de B. Brewer»).

Un tercer tipo de eclipse central puede darse al pro- ducirse en un mismo fenómeno una transición entre el anular y total. Este eclipse se denomina mixto, híbri do o anular-total. Tiene lugar cuando la punta de la umbra coincide con algún lugar de la Tierra. En este caso, debido a la curvatura del globo terrestre, la umbra alcanza parte de la superficie de nuestro pla- neta y, en otro intervalo de su trayectoria, la umbra «cae corta», originándose una anti-umbra y su con- secuente eclipse anular. La banda de anularidad-to- talidad usualmente (aunque no siempre) comienza y termina como eclipse anular, cambiando a total en el trayecto central del recorrido. Estos eclipses constitu- yen tan sólo el 4% de los solares.

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¿Cómo se ven?

Eclipse parcial: En todo eclipse parcial su desarrollo presenta dos contactos (figura 15). El primer contac- to es el instante de tangencia entre los discos solar y lunar, que marca el inicio del fenómeno. Tras el avan- ce paulatino de la Luna, se llega al medio o máximo del evento, momento en el que se cubre una mayor fracción del disco solar, alcanzándose la mayor mag- nitud. La magnitud de un eclipse es la fracción del diámetro solar ocultado por la Luna. Se trata de un valor que representa la proporción entre ambos diá- metros, por lo que no debe confundirse con el oscu- recimiento, que mide la superficie solar tapada por la Luna (figura 16).

La magnitud puede expresarse tanto en porcentaje como en fracción decimal (60% ó 0,60). A partir de este momento, la Luna comienza a retirarse hasta lle- gar al último contacto y fin del eclipse (figura 17).

Figura 16. Magnitud y oscurecimiento de un eclipse solar. La magnitud expresa la fracción del diámetro ocultado en tanto que el grado de oscuridad u oscurecimiento representa el área eclipsada. (Gráfico B.d.L. adaptado por J.C. Casado).

f17

Figura 17. Desarrollo completo del eclipse parcial de Sol del 12 de octubre de 1996 fotografiado a intervalos regulares desde la bahía de San Sebastián (Guipúzcoa). (Foto J.C. Casado).

MUY IMPORTANTE: En un eclipse parcial el Sol sigue muy brillante, por lo que es necesario el uso de medios adecuados para su observación segura, que serán los mismos que los de una observación solar habitual.

Eclipse anular: Aun cuando la magnitud de este eclip- se es alta y es perfectamente perceptible, un decreci- miento de la iluminación ambiental, la luz residual del disco solar es suficiente para seguir impidiendo la visión de la corona solar, y hacer necesario utilizar TODOS LOS MEDIOS DE OBSERVACIÓN SEGUROS COMO SI SE TRATARA DE UN ECLIPSE PARCIAL.

Un observador situado en la zona de anularidad ex- perimenta cuatro contactos o instantes de tangencia entre los discos solar y lunar. El evento tendrá una primera parte o fase precedente en la que se produci- rá en primer término el primer contacto, o instante en que se «tocan» por primera vez ambos discos. Poco a poco, en un proceso que dura aproximada- mente una hora y media, el disco solar se va ocultan- do hasta producirse el segundo contacto, cuando el disco lunar «entra» completamente en el disco solar. Entonces, se inicia la fase central o de anularidad, culminando con el medio del fenómeno. Esta fase, como máximo, puede alcanzar unos 12 minutos y medio de duración. Transcurrida ésta viene la fase siguiente, los eventos suceden de forma análoga, pero en orden inverso, con un tercer contacto o fin de la anularidad y el cuarto contacto o finalización del eclipse (figura 18). Fuera de la zona de anularidad el observador situado en la penumbra, ve el fenómeno como parcial.

f18Figura 18. Fases de un eclipse anular (gráfico basado en el libro «Eclipse», de B. Brewer»).

Eclipse total: De manera análoga a los eclipses anu- lares, los totales constan de cuatro contactos. El pri- mer contacto y la fase precedente son parecidos al de un eclipse anular. Pero antes de llegar al segundo contacto, la iluminación ambiental comienza a pre- cipitarse espectacularmente. Los parámetros atmos- féricos, tales como la temperatura o la humedad rela- tiva se ven alterados (tal como se constata, por ejem- plo, en estudios llevados a cabo por Marcos Peñaloza, de la Universidad de Essex, y el Dr. Edward Hanna, del Instituto de Estudios Marinos de Plymouth).

Figura 19. Vista panorámica que recoge la aproximación de la umbra lunar a más de 4.500 km/h, desde el horizonte oeste poco antes del segundo contacto. La elevada posición del observador (más de 4.000 m de altitud en el altiplano boliviano) permitió captar la umbra proyectándose contra la atmósfera de la Tierra. Eclipse solar del 3 de noviembre de 1994 (Foto J.C. Casado).

Si el observador se encuentra situado en un lugar ele- vado, con una buena visibilidad del paisaje lejano, puede divisar perfectamente a la propia umbra lunar aproximándose por el horizonte oeste a velocidad supersónica (figura 19). En el instante del segundo contacto se produce el anillo de diamantes (figura 20),

f20Figura 20. Anillo de diamantes en el eclipse total de Sol del 11 de julio de 1991, fotografiado en las cercanías de La Paz (Baja California Sur, Méjico). La óptica del telescopio produjo los reflejos que se observan en torno al disco eclipsado. (Foto J.C. Casado).

un fulgor que, por efecto de la irradición, tiene lugar en el punto donde se oculta la fotosfera. Pero antes de desaparecer la última porción de la fotosfera, ésta se divide, debido a la accidentada orografía del bor- de del disco lunar, en unos fragmentos luminosos de fotosfera, llamados perlas de Baily (figura 21). Enton- ces aparece súbitamente la corona solar, deslumbra- da hasta entonces por el brillo fotosférico, un millón de veces superior (figura 22). En los primeros segun- dos se muestra parte de la cromosfera como un fino arco de intenso color rojizo con brillantes protuberancias, que si no son suficientemente grandes, des- aparecen rápidamente tras el avance del disco lunar (figura 23).

f21Figura 21. Perlas de Baily fotografiadas en el segundo contacto del eclipse solar del 21 de junio de 2001 desde Zambia. (Foto J.C. Casado).

La corona, de intenso color blanco perlado, muestra unas estructuras que siguen la disposición del cam- po magnético del Sol. En el centro resalta el disco lunar, convertido en un agujero negro en el cielo. La forma y brillo de la corona depende esencialmente del instante en que se encuentre nuestra estrella en su ciclo de actividad de 11 años.

f22Figura 22. Imagen de la corona durante la totalidad del eclipse solar del 21 de junio de 2001. Debido al gradiente de brillo de la corona, se combinaron digitalmente fotografías con diferentes exposiciones para mostrar detalles en toda su extensión. En la izquierda de la imagen se puede ver el punto de luz correspondiente a la estrella SAO77915, de magnitud 4,2. (Fotos y procesado J.C. Casado).

 

 

 

 

f23Figura 23. Cromosfera y protuberancias visibles en la totalidad del eclipse solar del 11 de agosto de 1999, desde Hungría. Combinación de fotografías tomadas al comienzo y final de la totalidad. (Imagen J.C. Casado).

 

Los planetas visibles a simple vista y las estrellas más brillantes aparecen en el firmamento, creándose una «noche» artificial, aunque la iluminación es más bien como la de un crepúsculo avanzado (figura 24). So- bre el círculo completo del horizonte se muestran colores semejantes a los de una puesta de Sol, por- que allí a lo lejos, el eclipse no es total.

 

f24Figura 24. Aspecto del paisaje totalmente eclipsado durante el eclipse solar del 21 de junio de 2001 en Zambia. Bajo el Sol eclipsado puede verse brillando al planeta Júpiter. (Imagen J.C. Casado).

La totalidad termina pronto, tal es el efecto psicológi- co que produce, seguramente al estar incluida entre dos largas fases parciales. En el mejor de los casos, esto es, en el ecuador, la duración alcanza como máximo 7 minutos y medio. Para latitudes medias la totalidad puede durar 6 minutos en el mejor de los casos y tan sólo 3 minutos en las regiones polares. Estadísticamente, se comprueba que la duración me- dia de la totalidad es de unos 3 minutos. Con el ter- cer contacto (segundo anillo de diamantes), los acon- tecimientos suceden de manera análoga, pero en or- den inverso a la fase precedente.

Los eclipses totales (y casi lo mismo podría decirse de los anulares) no son fenómenos infrecuentes como pudiera parecer, ya que, en promedio, acontecen una vez cada 18 meses. Sin embargo para un punto de la superficie terrestre -por ejemplo una ciudad- el fenó- meno sucede en promedio una vez cada 375 años. Por ello es necesario realizar largos viajes para situar- se en la banda de totalidad.

Mapas de eclipses

Para representar y visualizar las zonas de la Tierra por las que será visible un eclipse solar se utilizan mapas terrestres que llevan superpuestas unas curvas que delimitan las áreas desde las cuales será visible el fe- nómeno.

La interpretación de tales mapas es más sencilla de lo que parece, proporcionando además una informa- ción bastante completa sobre las circunstancias ge- nerales y locales del evento.

El principal problema en la cartografía es la imposibi- lidad de representar intuitivamente una superficie es- férica (la Tierra) en un mapa, que es un plano. Según la aplicación a que se destine se emplea un determi- nado tipo de proyección cartográfica. La mayoría de los mapas de eclipses solares, como los que apare- cen en las Efemérides publicadas anualmente por el Observatorio Astronómico Nacional o el Real Institu- to y Observatorio de la Armada en San Fernando, utilizan la proyección estereográfica, la cual permite una buena representación de las zonas eclipsadas,  aunque con deformaciones hacia las zonas margina- les del mapa.

Como ejemplo hemos elegido el mapa (figura 25) del eclipse anular de Sol del 3 de octubre de 2005.

Las zonas en las que el eclipse resultará visible -en mayor o menor medida- son las que quedan dentro del área central coloreada. Desde el exterior, aunque se vea el Sol, el eclipse no tendrá lugar, por hallarse fuera de la zona de sombra lunar. La estrecha y larga franja central es la banda de anularidad. Desde su interior, el eclipse será anular, aunque a distintas ho- ras. El asterisco de color negro, situado aproximada- menteenelcentrodelabandadeanularidad, representa el punto de Máximo Eclipse o lugar en el que el eje de la sombra lunar pasa más cerca del centro de la Tierra.

Fuera de la banda de anularidad el eclipse se verá parcial, con magnitud decreciente a medida que la posición del observador se aleje más, perpendicular- mente, de esta banda. En esta zona, situado en el con- tinente africano, se puede notar una «s» de color rojo, que indica el punto sub-solar o lugar de la Tierra don- de el Sol se encuentra en el cenit a la hora del Máxi- mo Eclipse.

Los tiempos de comienzo y final del eclipse se indi- can mediante líneas punteadas, a intervalos de una hora, con el horario en Tiempo Universal. Asimismo se indican, en color rojo, el Primer Contacto y Último Contacto, que señalan los lugares de la Tierra donde, respectivamente, tienen lugar el primer y último con- tacto con la sombra lunar.

f25Figura 25. Mapa global del eclipse anular de Sol del 3 de octubre de 2005.

En el mapa se pueden ver las regiones españolas afec- tadas por el eclipse. El eclipse será anular en una ban- da que cruzará la Península de noroeste a sudeste, abarcando la Comunidad Gallega, Castilla-León y Castilla-La Mancha, la Comunidad de Madrid y Va- lencia. Desde el resto de regiones el eclipse se verá como parcial, aunque muy intenso, excepto en Ca- narias, donde alcanzará como máximo un 50% de ocultación. Para la península, el eclipse comenzará hacia las 7:30 TU y finalizará hacia las 10:30 TU El máximo, o momento de mayor ocultación, será la hora intermedia entre ambos instantes, esto es, hacia las 9:00 TU. En Canarias, al ser parcial, el eclipse ten- drá menor duración. Comenzará hacia las 7:45 TU y acabará poco después de las 10:00 TU.

¿Qué estudiar?

Los eclipses solares, particularmente los totales, ofre- cen una oportunidad única para realizar una gran variedad de observaciones y experimentos, a pesar de la brevedad de la fase central. Algunos de estos están enfocados al estudio del mismo Sol y del espa- cio circundante y otros, en su sentido más amplio, tienen que ver con la interrelación con nuestro pla- neta.

Además, satélites artificiales como el SOHO, que vi- gilan al Sol en diversas longitudes de onda, ofrecen una referencia de comparación entre las observacio- nes de estaciones terrestres y las del espacio.

Estos son, de una manera general, los estudios que pueden llevarse a cabo sobre los eclipses solares:

El Sol como cuerpo astronómico:

  • Estudios en la corona solar (los más abundan- tes), que como se ha visto en la introducción, tiene una temperatura media de 1.000.000 oC, no siendo aún bien conocido el mecanismo de su calentamien- to. Entre estas investigaciones pueden citarse: densi- dad y estructuras de la corona, ondas de choque, interrelación corona-protuberancias, materia «fría» coronal (¡a 800.000oC!), campos magnéticos, mate- ria neutra en la corona interna, polarización.
  • Mediciones de alta precisión del diámetro so- lar. Los contactos de inicio y final de la fase total ofre- cen unas referencias para realizar esta medida. Estos  estudios pueden permitir responder a la cuestión de si el tamaño del Sol varía con el tiempo. Estudio del espacio y la materia que rodea al Sol (posible anillo de polvo).
  • Comprobaciones de la teoría de la relatividad general.

Interrelación con la Tierra:

  • · Perturbaciones gravitatorias en el sistema Tie- rra-Luna: su estudio permite un mejora de la preci- sión en las Efemérides Astronómicas. · Alteraciones meteorológicas: presión, tempera- tura, humedad relativa, conductividad del aire. Este es un campo donde el aficionado puede colaborar con el científico.
  • · Alteraciones medioambientales: efectos ópticos (cambios en el color y brillo del cielo), aparición de las bandas de sombra, estudios de la radiación solar y su relación con capas atmosféricas. Efectos quími- cos en la atmósfera terrestre, ya que una parte de la radiación solar es absorbida por partículas (molécu- las y átomos), que cambian sus características según sea día o noche.
  • · Reacciones y alteraciones en el comportamien- to de la fauna y flora. · Aspectos históricos: los eclipses han sido utili- zados como elementos de datación para fechar he- chos históricos.
  • · Aspectos etnográficos: leyendas, mitos y creen- cias en la cultura popular y local.

Eclipses de Luna

Hemos visto anteriormente que la visibilidad de los eclipses de Sol depende de la situación geográfica del observador. Por el contrario, en los eclipses de Luna el fenómeno se observa desde cualquier lugar de nuestro planeta donde la Luna se encuentre por encima del horizonte a la hora del eclipse. Y a dife- rencia de los eclipses de Sol, en los que el horario de las fases del eclipse depende de la posición geográfi- ca del observador, en los eclipses lunares éstos serán los mismos independientemente del lugar de obser- vación.

Tipos

Penumbrales: La Luna sólo es tapada, parcial o total- mente, por la penumbra terrestre. En cualquier caso, el oscurecimiento de la imagen lunar es muy leve y solo perceptible si hay un gran porcentaje de oculta- ción (figura 26). Por esta misma razón es muy difícil apreciar los contactos del eclipse. Este tipo de eclipse es poco importante y como se ha mencionado más arriba a menudo no se cita en los calendarios popu- lares.

Parciales: Nuestro satélite natural resulta oculto en parte por la umbra terrestre. El borde de la umbra es oscuro, y perfectamente discernibles los instantes de los contactos, aunque presenta una borrosidad debi- do a que la Tierra posee una atmósfera que difumina la definición del contorno de su sombra (figura 28).

 

f26Figura 26. Imagen de la Luna sin eclipsar (a la izquierda) y eclipsada por la penumbra totalmente (a la derecha) durante el eclipse lunar del 16 de mayo de 2003. (Imagen J.C. Casado-Shelios).

Totales: La Luna penetra completamente en la umbra de la Tierra. Debido a que el diámetro de nuestro pla- neta es cuatro veces mayor que el lunar, su sombra también es mucho más ancha, por lo que la totalidad de un eclipse lunar puede prolongarse hasta 104 mi- nutos (figura 27).

En la figura 28 se muestra un esquema donde apare- cen todos los tipos de eclipses lunares y sus contac- tos o fases.

¿Cómo se ven?

Eclipse penumbral: Como se ha mencionado más arriba, no resultan distinguibles los contactos. Tan solo es perceptible una ligera atenuación en el brillo del disco lunar, sobre todo en la zona más cercana al borde de la umbra.

Eclipse parcial: Después de la fase penumbral, que dura aproximadamente una hora, la umbra se mues- tra oscura y su borde curvado bien visible, aunque éste presenta una falta de definición. Con el telesco- pio es posible apreciar el avance de la umbra tapan- do la superficie lunar y sus detalles orográficos, como cráteres y montañas.

f27Figura 27. Composición fotográfica del eclipse lunar del 16 de mayo de 2003. Imágenes tomadas al comienzo (a la derecha), medio y final (a la izquierda) de la totalidad. (Imagen J.C. Casado-Shelios).

f28Figura 28. Diferentes tipos de eclipses lunares. Se nombran con letras los diversos

contactos de cada eclipse y la posición en el medio del fenómeno excepto en el eclipse total (IV). Trayectoria I (eclipse penumbral parcial) A: comienzo del eclipse, B: medio del eclipse penumbral, C: final del eclipse. Trayectoria II (eclipse penumbral total), en este eclipse no se indica el comienzo y final de la fase penumbral total, por coincidir casi con el medio. A: comienzo del eclipse; B: medio; C: final del eclipse. Trayectoria III (eclipse parcial) A: comienzo del eclipse penumbral; B: comienzo del eclipse umbral o del eclipse

parcial; C: medio del eclipse parcial; D: final del eclipse parcial o del eclipse umbral; E: final del eclipse penumbral. Trayectoria IV (eclipse total) A: comienzo del eclipse penumbral; B: comienzo del eclipse umbral; C: comienzo de la totalidad; D: final de la totalidad; E: final del eclipse umbral; F: final del eclipse penumbral. (Esquema de J.C. Casado).

Eclipse total: El eclipse se inicia como un eclipse penumbral, continuando con una fase de eclipse umbral. Una vez que la umbra cubre por completo el disco de la Luna, éste no desaparece sino que toma una coloración rojiza, aunque los tonos y el brillo en esta fase de totalidad varían de un eclipse a otro. Por término medio la iluminación de la Luna desciende unas 10.000 veces en la totalidad, haciéndose visi- bles todas las estrellas del firmamento como si no hu- biera Luna. La causa de que el disco lunar aún pre- sente una iluminación se debe a la atmósfera terres- tre, que actúa como una lente refractando rayos sola- res y desviándolos hacia la Luna. La coloración roji- za se produce por una absorción en la atmósfera de nuestro planeta, más acusada en el azul que en el rojo. La capa de ozono, la presencia de polvo de ori- gen volcánico y el estado de la atmósfera por la zona donde pasan los rayos solares durante el eclipse, así como la actividad solar, son los principales responsa- bles de los cambios observados de un eclipse a otro en cuanto a la luminosidad y la coloración del disco lunar totalmente eclipsado. Tras la totalidad la umbra se retira como en un eclipse parcial y termina con una fase penumbral (figura 29).

f29figura 29. Desarrollo del eclipse total de Luna del 4 de abril de 1996 durante casi cuatro horas, fotografiado a intervalos regulares desde las Bardenas Reales (Navarra). (foto J.C. Casado).

Mapas de eclipses

Al igual que en los eclipses solares, para representar las zonas de la Tierra donde será visible el eclipse de Luna se emplean unos mapas del mundo donde se trazan unas curvas que muestran las regiones afecta- das por el eclipse.

f30Figura 30. Mapa del eclipse total de Luna del 8-9 de noviembre de 2003.

La proyección cartográfica que se emplea es la cilín- drica de Mercator, la más común para representar el mundo globalmente. En ella se muestran fielmente las zonas ecuatoriales, pero deforma y aumenta las distancias paulatinamente hacia las regiones polares.

Como ejemplo se ha elegido el eclipse total de Luna del 8-9 de noviembre de 2003, el propuesto para rea- lizar la práctica de observación (figura 30).

La región donde será visible por completo todo el desarrollo del fenómeno (zona central más sombreada) aparece señalada con la letra «V». Por el contrario, las zonas de la Tierra donde no será visible el eclipse se indican con la letra «I».

El grupo de regiones situadas a la derecha del mapa, entre la zona «V» e «I» aparecen bajo el rótulo «Eclip- se a la puesta de la Luna». Significa que una determi- nada fase del eclipse ocurre cuando la Luna se esté poniendo por el horizonte del lugar. Análogamente, a la izquierda del mapa, hay otras zonas delimitadas por curvas bajo el rótulo «Eclipse a la salida de la Luna», que indica las regiones de la Tierra donde ocurre una fase del eclipse a la salida de la Luna por el horizonte local.

Las curvas tienen el siguiente significado:

P1 : Límite de la región donde se observa la entrada en la penumbra.

O1 : Límite de la región donde se observa la entrada en la umbra.

T1 : Límite de la región donde se observa el comienzo de la totalidad.

T2 : Límite de la región donde se observa el final de la totalidad.

O2 : Límite de la región donde se observa la salida de la umbra.

P2 : Límite de la región donde se observa la salida de la penumbra.

El asterisco, situado aproximadamente en el centro de la región «V», indica el lugar de la Tierra donde será visible la Luna en el cenit en el medio de la tota- lidad.

Como se puede ver, desde todo el territorio español será visible el eclipse por completo en muy buenas condiciones, sobre todo en Canarias, por hallarse la Luna a gran altura sobre el horizonte en la totalidad.

¿Cómo verá el eclipse, por ejemplo, un observador situado en Los Ángeles (EEUU)? Mirando al mapa vemos que Los Ángeles se encuentra entre las curvas O1 y T1, muy cerca del límite de esta última y en la zona de «Eclipse a la salida de la Luna». El observa- dor no verá la primera fase penumbral ni práctica- mente toda la primera fase umbral. La Luna saldrá por el horizonte muy poco antes del comienzo de la totalidad, pudiendo a partir de ese momento ver el resto del desarrollo del eclipse.

¿Qué estudiar?

Mediante la observación de la Luna en la totalidad es posible estudiar el estado de la atmósfera de la Tierra, ya que, como hemos visto, la iluminación proviene de la luz que ha pasado a través la atmósfera de nues- tro planeta. Precisamente fue así como en 1942 los astrónomos franceses Chalonge y Barbier mostraron que el ozono de nuestra atmósfera abunda especial- mente entre los 20 y 30 km de altura.

Otro aspecto para estudiar proviene de que las estre- llas ocultadas por la Luna permiten refinar el estudio del movimiento de nuestro satélite en su órbita alre- dedor de la Tierra. Durante un eclipse lunar son visi- bles muchas más estrellas que en condiciones nor- males, por lo que se pueden observar un buen nú- mero de ocultaciones.

Según observaciones que datan del siglo XVIII, pare- ce producirse una variación en el tamaño de la som- bra de la Tierra. Este apasionante estudio puede reali- zarse cronometrando el mayor número posible de inmersiones y emersiones en la umbra de accidentes lunares, como cráteres. Esta observación es sencilla de realizar, siendo la que proponemos como activi- dad para el eclipse total de Luna del 8-9 de noviem- bre de 2003.

Bibliografía e información en Internet

BIBLIOGRAFÍA

A continuación citamos algunos textos especializa- dos de interés. Son muy escasas las obras en español sobre eclipses, aunque normalmente en cada libro de astronomía se dedica un capítulo a este respecto, con mayor o menor rigurosidad.

· SERRA-RICART, M. et al. Eclipses. Tras la som- bra de la Luna. Shelios, 2000. Ameno y vistoso libro sin perder rigurosidad, dedicado especialmente a ex- pediciones para observar eclipses totales de Sol.

· GIL CHICA, F.J. Teoría de eclipses, ocultacio- nes y tránsitos. Universidad de Alicante, Murcia, 1996. Tratado sobre la teoría de eclipses y cuerpos ocultantes en general. Se trata de un libro que desarrolla con detalle el aspecto matemático de estos fenómenos, por lo que exige un conocimiento avanzado de las matemáticas.

La bibliografía más amplia sobre el tema se en- cuentra en inglés:

· ESPENAK, F. Fifty Year Canon of Solar Eclipses : 1986-2035. NASA Reference Publication 1178. Sky Publishing Corporation, Cambridge (USA), 1987. Ca- non o catálogo de referencia realizado por uno de

Diseño: Gotzon CañadaUnidad Didáctica Eclipses 61

los mejores especialistas, Fred Espenak. Contiene datos y mapas de todos los eclipses solares entre 1986 y 2035 con detalle e información general del perio- do 1901-2100.

· ESPENAK, F. Fifty Year Canon of Lunar Eclip- ses: 1986-2035. NASA Reference Publication 1216. Sky Publishing Corporation, Cambridge (USA), 1987. Canon que contiene datos y mapas de todos los eclip- ses lunares entre 1986 a 2035 con detalle e informa- ción general del periodo 1901-2100.

· MEEUS, J. Elements of solar eclipses 1951-2200. Willmann-Bell, Inc, Richmond (USA). Contiene los elementos besselianos de los 570 eclipses solares en- tre 1951 y 2200, que permiten calcular las circuns- tancias generales y locales de los mismos. Las fórmu- las, de alta de precisión, han sido desarrolladas por el Bureau des Longitudes de París. También existe una versión en disquete con los elementos grabados, aun- que sin rutina para su empleo, que debe ser progra- mada.

· GUILLERMIER, P. y KOUTCHMY, S. Total Eclip- ses. Springer, 1999. Ciencia, observaciones, mitos y leyendas sobre los eclipses, especialmente los totales de Sol. Un magnífico libro para quien quiera apren- der más sobre los eclipses y su observación.

· REYNOLDS, M.D. y SWEETSIR, R.A. Observe eclipses. Observe Astronomical League Publications, Washington (USA), 1995. Excelente obra de divulga- ción y manual de observación, cubriendo todos los

aspectos que puede abarcar el aficionado. Se puede adquirir a través de la editorial que publica la revista americana Sky and Telescope, Sky Publishing Corporation.

Por último destacan las Publicaciones Técnicas de la NASA, que se publican unos dieciocho meses antes de cada eclipse anular o total. Recogen mapas, ta- blas, predicciones e información general y local so- bre las circunstancias del eclipse en cuestión. Para mayor información dirigirse a Fred Espenak, NASA/ GSFC, Code 693, Greenbelt, MD 20771 (USA) ó vía e-mail : espenak@gsfc.nasa.gov

 

DIRECCIONES DE INTERNET

En español:

· http://www.shelios.com Expediciones de ca- rácter científico-divulgativo, con una componente de aventura, alrededor de toda la Tierra para observar y registrar espectáculos naturales como eclipses, tor- mentas de meteoros, auroras polares y otros fenóme- nos astronómicos.

· http://www.skylook.net Información y expedi- ciones sobre eclipses y otros fenómenos con un ál- bum temático de imágenes. · http://www.saros.org Expedicionescientíficas para observar eclipses y otros eventos astronómicos. · http://www.astronomia-e.com Sitio de la revis- ta «Tribuna de Astronomía y Universo». Información general y efemérides sobre fenómenos celestes como eclipses.

En inglés:

· http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/ eclipse.html Probablemente el más completo sitio que existe sobre eclipses. Aquí se encuentra «en lí- nea» los catálogos solares y lunares de miles de años. Mucha información y vínculos de interés.

· http://eclipse.span.ch/eclipse.htm Expedicio- nes e imágenes en directo por el cazador suizo de eclipses Olivier Staiger. · http://www2c.biglobe.ne.jp/~takesako/cal/ emapwin_eng.htm Programa para Windows sobre eclipses solares que muestra con datos y gráficos to- dos los eclipses entre el 3.000 A.C. y el 3.000 D.C. · http://skyandtelescope.com/observing/ objects/eclipses/ Instrucciones para la observación de eclipses de la revista americana Sky & Telescope. · http://www.williams.edu/Astronomy/ IAU_eclipses/ Página sobre eclipses de la Unión Astronómica Internacional (IAU), con referencias y vínculos interesantes.

ACTIVIDAD: ECLIPSE TOTAL DE LUNA

Paso de la sombra terrestre por detalles de la superficie lunar – 8-9 NOVIEMBRE 2003

Introducción

Un eclipse total de Luna es un fenómeno llamativo para aquellos que pueden verlo con un buen cielo despejado.

Durante la totalidad o fase total, nuestro satélite se encuentra durante varias decenas de minutos sumer- gido en el cono de umbra de la Tierra. Pese a ello, como se ha explicado anteriormente, la Luna no sue- le llegar a desaparecer, sino que su brillo se atenúa espectacularmente -hasta el punto de hacerse visibles todas las estrellas del firmamento como si no estuvie- ra la Luna- , tomando una coloración rojiza.

La visibilidad de la Luna depende de las condiciones atmosféricas de la Tierra. Y particularmente del esta- do de transparencia de las capas superiores de la at- mósfera, las cuales, en ocasiones, están contamina- das con polvo terrestre o nubes.

Por ejemplo, los observadores que presenciaron el eclipse total de Luna del 16 de junio de 1816 decla- raron que la imagen lunar desapareció por comple- to. Este hecho se explica por qué en la primavera de 1815, el volcán Tambora, de la Isla de Sumbawa, en Indonesia, había explotado en una de las más gran- des erupciones de la historia, lanzando a la atmósfe- ra gran cantidad de cenizas que ocultaron la visibili- dad del disco lunar durante la totalidad.

Datos generales

La fase total del segundo eclipse lunar del año 2003 (el primero tuvo lugar el 16 de mayo) sucederá con la Luna muy cerca del borde sur de la umbra terrestre, por lo que tendrá lugar una totalidad corta (25 minu- tos) y previsiblemente una imagen lunar mucho más brillante que la del eclipse de mayo.

Este eclipse será el último total de Luna de la serie de Saros 126, que a partir de este momento irá produ- ciendo gradualmente eclipses lunares de menor im- portancia.

La fase penumbral comenzará a las 22:15 T.U. (mis- ma hora en Canarias, 23:15 en el resto de España) del 8 de noviembre, pero seguramente no será per- ceptible una disminución del brillo del disco lunar hasta las 23 T.U. La fase parcial comenzará a las 23:33 T.U, comenzando a ocultarse los detalles superficia- les lunares, como cráteres, al paso de la umbra terrestre. La totalidad comenzará a la 1:06 TU y durará hasta la 1:31 TU, ya del día 9 de noviembre. La fase parcial y penumbral finalizarán, respectivamente, a las 3:05 TU y 4:22 TU (figura 31).

f31Figura 31. Posición de la Luna respecto de la sombra terrestre durante las diferentes fases del eclipse total de Luna del 8-9 de noviembre de 2003.

 

El eclipse completo será visible desde Europa, gran parte de África y la zona oriental del continente ame- ricano. La Luna se pondrá por el horizonte en dife- rentes fases del eclipse para los observadores asiáti- cos. Para las zonas del oeste de Estados y Unidos y Canadá, en cambio, la Luna estará saliendo por el horizonte en diversas fases parciales del fenómeno. El eclipse no será visible desde el este de Asia y en países como Japón, Indonesia y Australia por estar la luna por debajo del horizonte (véase mapa, figura 30).

Observación del paso de la sombra terrestre por detalles superficiales lunares

Introducción

Pierre de La Hire señaló en 1702, mediante observa- ciones de eclipses lunares, que la sombra de la Tierra era, en promedio, un 2,5% mayor de lo que debería ser. Muchos observadores posteriores confirmaron este resultado así como la variación del tamaño de la sombra terrestre de un eclipse lunar a otro. Aunque el fenómeno parece estar relacionado con la atmós- fera terrestre, no se conocen aún con exactitud los mecanismos de esta variación. Incluso existen algu- nas ideas alternativas acerca del agrandamiento de la sombra terrestre basadas en experimentos de labo- ratorio que muestran que podría ser una ilusión ópti- ca. Pero todavía no hay conclusiones definitivas, por lo que hay que seguir observando.

El estudio del tamaño de la sombra terrestre puede ser realizado cronometrando los tiempos en que la umbra terrestre entra y sale por cráteres y otros deta- lles superficiales lunares durante las fases parciales de un eclipse total de Luna. Este tipo de observación es muy sencilla de llevar a cabo, estando al alcance de cualquier persona que disponga de un pequeño telescopio. Tan solo conviene atender ciertas normas que se tratan a continuación. Se anima a realizar esta observación al mayor número posible de observado- res, ya que con gran cantidad de resultados es posi- ble efectuar análisis estadísticos para su posterior es- tudio.

Por supuesto, esta interesante observación puede rea- lizarse durante otros eclipses totales de Luna.

Objetivos

Generales

  1. Aprender a utilizar el telescopio astronómico, tan- to desde el punto de vista mecánico (movimientos, orientación), como óptico (rango de aumentos, visi- bilidad de objetos celestes).
  2. Aprender a estimar las condiciones atmosféricas en observación telescópica: transparencia atmosféri- ca y turbulencia.
  3. Organizar la preparación del material y el instru- mental, así como de los procedimientos necesarios para realizar una observación telescópica de carác- ter científico.
  4. Realizar un trabajo observacional en equipo si- guiendo una metodología.

Específicos

  1. Reconocer con un telescopio detalles superficia- les lunares.
  2. Efectuar cronometrajes del paso de la sombra te- rrestre sobre cráteres lunares siguiendo una metodo- logía propuesta.
  3. Trasladar los datos de observaciones a un Informe de Observación estandarizado.

Instrumental y material necesario

Se necesita un telescopio astronómico de cualquier tipo, preferiblemente con seguimiento automatizado. El aumento debe ser el máximo que permita una vi- sión del disco lunar al completo. Si el telescopio fue- ra de abertura grande, proporcionando una imagen muy luminosa, puede utilizarse un filtro lunar o un filtro de densidad neutra para atenuar el brillo de la imagen lunar.

Asimismo es necesario algún reloj digital con visua- lización de segundos y sincronizado con señales horarias o un patrón de tiempo (véase más abajo «soft- ware y recursos en Internet»). Para que tenga validez científica la precisión del cronometraje de cada crá- ter debe ser de 0,1 minutos o 6 segundos.

Puede resultar muy útil una grabadora de sonidos para realizar el registro de los contactos vocalmente, so- bre todo cuando se trate de un observador solo.

También es necesario un buen atlas lunar para el re- conocimiento de los diferentes cráteres propuestos en la observación. En cualquier caso es necesaria su iden- tificación previa con toda seguridad varios días antes de la fecha del eclipse (en el apartado «Lista de cráte- res con tiempos previstos» incluimos una imagen de la Luna Llena con los cráteres identificados). De to- das maneras debe tenerse en cuenta que en fase de Luna llena resultará más difícil la identificación de los cráteres. Asimismo hay que advertir que habitualmen- te los mapas lunares figuran con el sur hacia arriba, de la misma manera en que se muestran los cuerpos celestes en los telescopios astronómicos.

Por último no debe olvidarse el equipo necesario habitual para observaciones astronómicas nocturnas: elementos de escritura, linterna, ropa de abrigo, etc.

Metodología de observación

Como se ha indicado anteriormente, el observador debe reconocer a la perfección los cráteres que vaya a cronometrar. Es más conveniente atenerse a unos pocos bien identificados que intentar abarcar una lis- ta más extensa.

Uno de los cráteres más fáciles de identificar es Platón (aproximadamente en el medio de la figura 32). Este cráter de 101 km de diámetro se encuentra cerca del centro del disco lunar pero situado hacia el borde o limbo norte de éste. Muy cerca de él se hallan los montes Tenerife, una cadena montañosa que alcan- za 1.450 m de altitud, extendiéndose más de 100 m.

f32Figura 32. Posición y aspecto del cráter Platón y los montes Tenerife en el disco lunar (arriba a la derecha). (Imagen extraída del programa Virtual Moon Atlas).

Para cada cráter hay que cronometrar el paso de la umbra por sus dos bordes opuestos, esto es, dos cronometrajes de contacto a la entrada en la umbra (inmersión) y otros dos a la salida de ésta (emersión), aunque en este segundo caso resultará más difícil el cronometraje por estar oculto el cráter por la umbra terrestre. Si el cráter es de dimensiones pequeñas, solo será posible cronometrar un contacto en la inmersión y otro en la emersión del cráter, ya que no presentará dimensiones suficientes para apreciar los bordes.

Debe tenerse en cuenta que el borde de la umbra es difuso y seguramente provocará una ligera indeter- minación en la apreciación del contacto.

Como hemos mencionado se deberá disponer de un reloj sincronizado con algún patrón horario. Hay dos métodos sencillos para registrar los tiempos de con- tacto:

1) Con grabadora. Es el más adecuado para un solo observador. Se trata de dejar en marcha una graba- dora de sonidos (recuérdese poner una cinta de sufi- ciente duración, por ejemplo, una cara de la cinta para la inmersión y la otra para la emersión, así como pilas nuevas). Al comienzo de la grabación se hará una lectura de la hora (con segundos) y seguidamen- te, sin dejar de grabar (por lo tanto debe desconectar- se el modo «activación de la grabación por voz» de ciertas grabadoras) se irá nombrando el cráter y seña- lando sus contactos. Lo ideal sería disponer de un receptor de radio de onda corta y sintonizar una emi- sora que transmita señales horarias continuas. Poste- riormente se escuchará la grabación, y basándose en la hora inicial registrada, solo restará cronometrar los tiempos de contacto de cada cráter y apuntarlos en el «Informe de Observación», cuyo modelo se ad- junta en el Apéndice I.

2) A vista y oído. La observación puede realizarse en equipos de dos personas. Una será el observador, quien estará al ocular del telescopio, identificando el cráter dirá el instante en que se produce el contacto. La otra persona actuará de anotador, apuntando la hora en que el observador indica cada contacto.

Lista de cráteres con tiempos previstos

A continuación se muestra una lista de los tiempos de inmersión y emersión previstos para 15 cráteres lunares en el eclipse del 8-9 de noviembre de 2003:

previstos

Debemos recalcar que esta lista es sólo orientativa y que en ningún caso debe suponer una influencia para el observador. Asimismo, si se realiza la observación en un grupo, cada observador debe situarse a sufi- ciente distancia del otro para consignar sus observa- ciones independientemente de los demás.

 

En la imagen lunar de la figura 33 se identifican estos cráteres mediante una numeración que se correspon- de a esta lista:

1: Grimaldi – 2: Aristarco (muy brillante) – 3: Kepler – 4: Copérnico (grande) – 5: Pytheas (pequeño, brillan- te) – 6: Thimocharis – 7: Tycho (brillante) – 8: Platón (grande, oscuro) – 9:Aristóteles – 10: Eudoxo – 11: Manilio – 12: Menelao (brillante) – 13: Plinio – 14: Taruntio (brillante) – 15: Proclo (brillante).

 

f33Figura 33. Situación de los cráteres propuestos para realizar el cronometraje del paso de la umbra terrestre durante el eclipse lunar del 8-9 de noviembre de 2003. El Sur está arriba.(Foto J. C. Casado – Shelios).

Envío y análisis de las observaciones

Los partes o informes de las observaciones realizadas pueden enviarse a la atención del Sr. Miquel Serra Ricart a las siguientes direcciones:

1.- E-mail: mserra@ot.iac.es

2.- Correo ordinario: Instituto de Astrofísica de Cana- rias, 38200 La Laguna, Tenerife.

Todos los datos recibidos serán analizados estadísticamente y los resultados incluidos en el por- tal web del Instituto de Astrofísica de Canarias.

Software y recursos en Internet

Software

Estos programas para ordenador pueden descargar- se de Internet desde las direcciones que se indican y son de uso libre (freeware):

· Virtual Moon Atlas (http:/www.geocities.com/ jpvcedasa/VMA/ES_index.html). Para sistema opera- tivo Windows 95 y superiores, en español. Excelente atlas digital lunar para observación y estudio de nues- tro satélite. Posee funciones interesantes como zoom, diversos tipos de mapas, fases, base de datos de for- maciones lunares, libraciones, etc. También está dis- ponible un tutorial para su aprendizaje.

· Wineclipse (http://home.ccc.atheinzscs/ eclipse.zip). Para sistema operativo Windows, en in- glés. Calcula eclipses solares y lunares, proporcionan- do datos numéricos de cada uno de ellos. Realiza un trazado sobre un mapa de la Tierra que muestra las zonas de visibilidad del fenómeno.

· Programas de eclipses. (http:/www.britastro.org/ lunar/exes/eclipses.exe). Para sistema operativo MS- DOS, en inglés. Paquete de tres programas. SOLECL es un programa gráfico para eclipses solares que muestra diversos datos y el aspecto del Sol para una hora determinada. LUNECL muestra eclipses penumbrales, parciales y totales de Luna. Representa gráficamente la penumbra y umbra terrestres en rela- ción al disco lunar a la hora escogida. Asimismo representa la posición de hasta 26 detalles lunares. MOONECL realiza una predicción de los tiempos de paso de la umbra terrestre por diversos detalles su- perficiales lunares (se pueden emplear hasta 100) en eclipses de Luna. Genera una lista con los nombres de los detalles y los horarios en forma de archivo de texto tabulado.

Recursos en Internet

· Hora de precisión (http://www.time.gov/ timezone.cgi?UTC/s/0/java). Aparte de las señales horarias que se transmiten mediante diversas emiso- ras de radio se puede recurrir a esta dirección de Internet que da la hora directamente en Tiempo Uni- versal (T.U.) con una precisión de 0,6 segundos.

· Observatorio Lunar Theodore, en Australia (http://netspeed.com.au/minnah/LEOx.html). Uno de los estudios que se realizan es la variación del tama- ño de la sombra terrestre, observable durante eclip- ses de Luna. Mucha información sobre estudios lunares.

· Consolidated Lunar Atlas (http:/ www.lpi.usra.edu/research/cla/index.shtml). Atlas lu- nar fotográfico disponible por zonas y para diferen- tes ángulos de iluminación solar.