Los eclipses totales

1)     Introducción.

La observación continuada de los eclipses, el deseo de comprenderlos y más tarde de predecirlos fueron el primer 

móvil de la ciencia y sin duda alguna, un factor primordial en el desarrollo intelectual del hombre; la razón humana 

halló sus primeros grandes éxitos y su mejor campo para ejercitarse.

Es fácil comprender el mecanismo de los eclipses, sus características principales y su gran variedad. Conocer las leyes de su sucesión en el curso de un año, y más tarde año tras año, saber predecir su retorno en lapsos seculares, no exigen matemáticas superiores, la más modesta aritmética, con un poco de atención basta para lo esencial.

 

Todavía hoy los eclipses proporcionan mucho material a la ciencia, a la física, a la geofísica, así como a la mecánica celeste. Los astrónomos siguen realizando largos y fatigosos viajes alrededor del mundo para formular a los eclipses totales de Sol las preguntas que han preparado mucho tiempo antes. La utilidad de los eclipses no hace sino aumentar, en estos últimos años, por el desarrollo de nuestros conocimientos sobre el Sol, muchos de cuyos fenómenos y procesos son todavía tan mal comprendidos.

 

2)     Aspectos generales de los eclipses.

 

En su movimiento alrededor de nuestro planeta la Luna pasa por delante de otros astros más lejanos y, con su disco, puede ocultar a éstos. Este fenómeno recibe el nombre de ocultación de los astros por la Luna y de la forma de su disco, es de gran importancia determinar con gran precisión los momentos exactos del comienzo y final de la ocultación. Con frecuencia ocurre la ocultación de estrellas, y más raramente de planetas.

 

Los eclipses son fenómenos naturales sujetos a las leyes de la Mecánica Celeste que rigen el movimiento de los astros y pueden predecirse con bastante anticipación y exactitud. Los más conocidos son aquellos en los que intervienen el Sol, la Tierra y la Luna, pero también tienen lugar eclipses en otros planetas y satélites de nuestro Sistema Solar, como es el caso de los satélites de Júpiter, o aquellos que intervienen en el cambio de brillo de ciertas estrellas dobles llamadas variables a eclipse.

 

Tratemos aquí los eclipses en los que interviene nuestro satélite natural, hay eclipses cuando la sombra de la Luna cae sobre la Tierra o cuando la sombra de la Tierra cae sobre la Luna. En el primer caso es eclipsado el Sol y en el segundo caso lo es la Luna. Observemos ante todo que el eclipse de Sol ocurre en el momento de una Luna Nueva (Sol y Luna en conjunción), mientras que el eclipse de Luna ocurre necesariamente en el momento de una Luna Llena (Sol y Luna en oposición, es decir, diametralmente opuestas en el cielo con respecto a la Tierra). Dicho de otro modo, el eclipse de Sol implica la alineación Sol, Luna, Tierra en este orden, en tanto el eclipse de Luna requiera la alineación Sol, Tierra, Luna.

 

El eclipse de Luna es un fenómeno objetivo; la Luna, cuerpo no luminoso por sí mismo y violentamente iluminado por el Sol cuando hay Luna Llena penetra, en el momento del eclipse, en la sombra de la Tierra y se extingue. Toda persona situada en el hemisferio que mira en este instante hacia la Luna puede ser testigo del cambio y todos los observadores, donde ellos se encuentren, estarán acordes sobre el aspecto del fenómeno, por ejemplo sobre su fase en una hora determinada de tiempo universal. La descripción de un solo observador bastará si es completa; cualquier otra sería un doble trabajo.

 

Por el contrario, el Sol es un cuerpo luminoso por sí mismo. En el momento del eclipse la Luna, pantalla opaca, oculta el Sol a ciertos observadores terrestres que se encuentran en la sombra proyectada por aquélla. Pero el Sol no es modificado en nada; para otros observadores terrestres, en el mismo instante, aparece tan claro como de costumbre; para ellos no existe eclipse; están fuera de toda sombra. En este sentido puede decirse que el eclipse de Sol es un fenómeno subjetivo pues reside en la sensación del sujeto y no en la modificación del objeto eclipsado.

 

Para que tengan lugar los eclipses de Sol y de Luna deben cumplirse ciertas condiciones esenciales, el eclipse de Sol solamente es posible en la fase de Luna Nueva y el de Luna en fase de Luna Llena. Por otra parte si el plano de la órbita lunar coincidiera con el plano de la eclíptica entonces los eclipses de Sol y de Luna tendrían lugar cada mes sinódico (por ejemplo, intervalo de tiempo entre dos fases de Luna Llena). Pero el plano de la órbita lunar está inclinado respecto al plano de la eclíptica formando un ángulo de 5° 09’, por lo que la Luna, durante la Luna Nueva o Luna Llena, puede encontrarse lejos del plano de la eclíptica, y entonces su disco pasará por arriba o por debajo del disco del Sol o del cono de sombra de la Tierra, y no habrá eclipse alguno.

 

Otra condición para que suceda un eclipse de Sol o de Luna es necesario que esta última, durante la Luna Nueva o Luna Llena, se encuentre cerca del nodo de su órbita, es decir, no lejos de la eclíptica como se puede ver en la figura 1.

 

 Es obvio que el eclipse de Sol es también posible por el otro lado del nodo lunar, a una misma distancia de éste. El Sol desplazándose a una velocidad media de 59‘ por día, recorre en 34 días un arco de la eclíptica igual a 33°. Pero en 34 días tendrá lugar obligatoriamente una Luna Nueva, e incluso dos, pues el mes sinódico tiene una duración de 29.5 días. Por consiguiente, cada año ocurren sin falta 2 eclipses de Sol (cerca de los nodos de la órbita lunar), pero también pueden haber 4 e incluso 5 eclipses. Suceden 5 eclipses de Sol en un año cuando el primero de ellos tiene lugar poco tiempo después del 1 de enero. Entonces el segundo sucede en la Luna Nueva siguiente, el tercero y cuarto algo antes de que transcurra medio año y el quinto eclipse  pasados 345 días después del primero (transcurridos 354 días pasarán 12 meses sinódicos).

 

Para que tenga lugar el eclipse de Luna es necesario que en la Luna Llena la distancia entre los centros de la sombra terrestre y la Luna sea menor de 56’,5. Por lo tanto, el eclipse de Luna, aunque sea de poca duración, es posible cuando el centro de la sombra terrestre dista del nodo lunar, a uno u otro lado, menos de 10’,6. La sombra de la Tierra, desplazándose por la eclíptica a una velocidad de 59’ por día, vence esta distancia en 10.8 días, recorriendo en 21.6 días la doble distancia de 21°,2. Pero,  puesto que el mes sinódico contiene 29.5 días, puede ser que la Luna Llena suceda a una distancia mayor de 10°.6 hacia el Oeste del nodo, mientras que la Luna Llena siguiente pueda suceder a esta misma distancia hacia el Este del nodo, y entonces en este mes no habrá eclipses de Luna. Tampoco los habrá en el mes siguiente, pues el centro de la Luna pasará a través del nodo transcurridos 27.2 días (mes dracónico), mientras la Luna Llena sucederá 2.3 días más tarde. En 2.3 días la Luna se apartará del nodo 30° y el centro de ésta pasará al lado del centro de la sombra terrestre a una distancia superior a 56’,5.

 

El siguiente eclipse de Luna solamente puede tener lugar al cabo de medio año, cerca del otro nodo de la órbita lunar, pero por las mismas causas puede ser que tampoco suceda. En el transcurso del año pueden no haber ni un solo eclipse lunar, pudiendo acontecer un máximo de dos o tres eclipses. Suceden tres eclipses de Luna en un año cuando el primero de éstos tiene lugar poco tiempo después del 1 de enero, el segundo acontece a finales de junio y el tercero terminando diciembre, al cabo de 12 meses sinódicos (354 días) después del primer eclipse.

 

El Saros.

 

Desde la antigüedad se conoce que los eclipses, tanto de Sol como de Luna, volvían a ocurrir a intervalos regulares. 

Esto se conoce con el nombre de Saros (palabra egipcia que significa ”repetición”). 

El Saros comprende 223 meses lunares o sea 18 años y 10 u 11 días. Efectivamente, los eclipses se sucederán en el mismo orden (después de cualquier eclipse inicial) transcurrido tanto tiempo cuanto sea necesario para que la misma

 fase lunar se repita a una distancia entre la Luna y el nodo de su órbita igual a la existente durante el eclipse parcial.

 

Las fases de la Luna se repiten como término medio al cabo de 29.53 días (mes sinódico); el regreso de la Luna a un mismo nodo de su órbita tienen lugar pasados 27.21 días (mes dracónico), y el intervalo de tiempo entre dos pasos sucesivos del centro del Sol a través de un mismo nodo de la órbita lunar, denominado año dracónico, es igual a 346.62 días. Por consiguiente, el periodo de repetición de los eclipses (Saros) sería igual al intervalo de tiempo, transcurrido el cual coincidirán de nuevo los comienzos de estos tres períodos. Resulta ser que 242 meses dracónicos son casi exactamente iguales a 223 meses sinódicos, y también iguales a 19 años dracónicos, es decir:

242 meses dracónicos = 6585.36 días;

223 meses sinódicos = 6585.32 días = 18 años 11 días 7 horas 42 minutos;

19 años dracónicos = 6585.78 días

 

Puesto que 223 meses sinódicos son en 0.04 días más cortos que 242 meses dracónicos entonces, pasados 6585 días, la Luna Nueva (o la Luna Llena) sucederá a una distancia del nodo de la órbita lunar algo diferente que hace 18 años. Por esto las condiciones de los eclipses no se repetirán con exactitud. Además, como el Saros contiene un número entero de días y aproximadamente 1/3 de día, las zonas de visibilidad de los eclipses en 18 años se desplazan por la superficie terrestre hacia el Oeste en unos 120°.

 

Durante cada Saros ocurren como promedio 71 eclipses, 43 de Sol y 28 de Luna. De este modo, los eclipses de Sol tienen lugar con más frecuencia que los de Luna en una proporción 4 a 3, pero en un punto dado de la superficie de la Tierra se pueden observar con mayor frecuencia los eclipses de Luna, ya que éstos se ven en todo el hemisferio nocturno de la Tierra y para todos los puntos de este hemisferio comienza en un mismo momento físico y termina también simultáneamente. Pero, claro está, dichos momentos, según el tiempo local de cada punto de la Tierra, son distintos y dependen de la longitud geográfica del lugar, mientras que los eclipses de Sol solamente se observan en una zona relativamente estrecha. En un punto dado de la superficie terrestre los eclipses totales de Sol se ven, en término medio, una vez cada 200 – 300 años.

 

3)     Los eclipses de Sol.

 

Las ocultaciones del Sol por la Luna se denominan eclipses de Sol (figura 2a). Para los diferentes puntos de la superficie de la Tierra los eclipses de Sol tienen diferentes aspectos. El disco del Sol estará totalmente oculto solamente para el observador ubicado en el interior del cono de sombra lunar, cuyo diámetro máximo en la superficie de la Tierra no supera los 270 km. En esta zona relativamente estrecha de la superficie terrestre, donde cae la sombra de la Luna, se verá el eclipse total de Sol (figura 2b). En las zonas de la superficie terrestre sobre las que cae la penumbra de la Luna, en el interior del denominado cono de penumbra lunar, se verá el eclipse parcial de Sol: el disco de la Luna cubrirá solamente una parte del disco solar. Cuanto más cerca del eje de la sombra se encuentre el observador, tanto mayor será la parte del disco del Sol que está tapada y tanto mayor será la fase del eclipse. Fuera del cono de la penumbra se ve todo el disco del Sol y no se observa eclipse alguno.

 

Producto de que la distancia de la Luna a la Tierra varía desde 405 500 hasta 363 300 km, mientras que la longitud del cono de la sombra lunar a veces no alcanza la superficie terrestre. En este caso, para el observador cerca del eje del cono de la sombra lunar, el eclipse de Sol será anular: los márgenes del disco solar quedarán al descubierto y formarán alrededor del disco oscuro de la Luna un anillo fino brillante (figura 2c). El eclipse anular solo produce una penumbra y el espectáculo no es comparable en nada al de un eclipse total. Algunas veces el eclipse es sucesivamente anular, total, y después anular a lo largo de la línea de centralidad.

 

Los eclipses anulares son un poco más frecuentes que los eclipses totales (15 % más), puesto que la Luna circula durante más tiempo sobre el apogeo de su órbita, donde su diámetro aparente es inferior al del Sol. Clasificando como totales a los eclipses mixtos (que son totales al menos para algunos lugares), hallamos igual cantidad de eclipses totales y anulares.

 

En los diferentes puntos de la Tierra el eclipse de Sol comienza en distinto tiempo. Como resultado del movimiento de la Luna alrededor de la Tierra y de la rotación de la Tierra alrededor de su eje, la sombra de la Luna se desplaza por la superficie terrestre aproximadamente de Oeste a Este, formando una zona de sombra de varios miles de kilómetros de longitud y de un ancho de cerca de 200 km por término medio.

 

La mayor cantidad de eclipses solares que pueden ocurrir en un año es de 5, pero esto sucede en raras ocasiones. La última vez fue en 1935 y no se repetirá hasta el 2206. En cambio 4 eclipse de Sol en un año es un hecho más frecuente. Por ejemplo, durante el pasado siglo XX esto aconteció 5 veces: 1917, 1946, 1964, 1982, y 2000. Casi todos estos eclipses son sólo parciales en todos los lugares donde se observan, pues el cono de sombra de la Tierra cruza por encima o por debajo de las regiones polares Norte y Sur de nuestro planeta respectivamente.

 

La mayor duración posible de la fase de totalidad durante un eclipse total de Sol es de 7 minutos y 31 segundos y no ha sucedido hasta la fecha, para ello debe producirse una coincidencia de dos situaciones favorables: el fenómeno ocurrir lo más próximo posible al perigeo de la Luna y la Tierra encontrarse lo más próximo posible a su afelio. Por estas razones los diámetros aparentes de la Luna y el Sol se acercarán a sus valores máximos y mínimo posibles respectivamente y el cono de sombra de la Luna tocará la Tierra profundamente, trazando al desplazarse una ancha franja de totalidad.

 

Otro detalle interesante en relación con los eclipses de Sol es que pueden ocurrir 2 dentro del mismo mes, esto sucedió en el año 2000 el 1 y el 31 de julio, no sucedía desde diciembre de 1880 y no se repetirá hasta diciembre del 2206.

 

El último eclipse total de Sol observado en Cuba ocurrió el 29 de julio de 1878 y cruzó sobre la mitad occidental. En la mañana del 22 de noviembre de 1919 fue visible en casi toda la isla un eclipse anular y otro tanto acontecerá el 5 de enero del 2038, pero a la salida del Sol  y en la región oriental. En Cuba no se observará un eclipse total de Sol hasta el 13 de junio del 2132 y en la zona oriental del país. Para observar este fenómeno en la capital (Ciudad Habana) “habrá que esperar” hasta el 28 de junio del 2299.

 

La observación directa del Sol sin utilizar los medios de protección adecuados siempre es peligrosa, pues pueden producirse daños irreparables en la retina. Esto es válido incluso cuando la Luna oculta un 99 % de la superficie solar, o cuando el Sol se halla a baja altura sobre el horizonte. La mayor seguridad para observar el fenómeno se obtiene utilizando los filtros ópticos especialmente diseñados para tal fin. Debe tenerse cuidado con filtros y películas de color, que si bien atenúan la luz, dejan pasar las nocivas radiaciones ultravioleta e infrarrojas.

 

Lo más seguro es proyectar la imagen del Sol en una pantalla y estar atentos a que nadie intente mirar directamente a través del telescopio. Una pequeña perforación hecha con un alfiler en una cartulina es suficiente para observar una imagen del disco solar.

 

Un efecto muy interesante es el que se produce al atravesar los rayos del Sol los intersticios entre las hojas de los árboles y proyectarse en el suelo cientos de imágenes del creciente solar. Este efecto se observa mejor alrededor del máximo del eclipse.

 

Los eclipses totales de Sol revisten un gran interés científico y es usual que se organicen expediciones integradas por astrónomos de diversas especialidades a fin de estudiar el fenómeno desde las zonas más privilegiadas. Por ejemplo, durante el eclipse del 29 de mayo de 1919, se realizó por primera vez el experimento para medir la desviación de la luz según fue predicho por Einstein en su Teoría de la Relatividad.

 

Por su parte los eclipses parciales son aprovechados por los radioastrónomos para investigar las fuentes locales y otras características de la radioemisión solar incluso con instrumentos pequeños, gracias al apantallamiento gradual producido por la Luna al ocultar parte del Sol. Las observaciones ópticas también resultan de importancia con el objetivo de precisar los momentos de los contactos del borde de la Luna con las manchas solares como complemento de los registros de ondas de radio.

 

4)     Los eclipses de Luna.  

Los eclipses totales de Luna no poseen el mismo valor científico que los eclipses solares, pero pueden aprovecharse para lograr algunos resultados de interés, entre ellos la evaluación del estado de la atmósfera de la Tierra a escala global y realizar observaciones de ocultaciones de estrellas débiles por la Luna en mejores condiciones que las usuales.  

 

La Tierra iluminada por el Sol, proyecta su sombra (y penumbra) hacia el lado opuesto de éste. Como sea que el diámetro del Sol es mayor que el diámetro terrestre, la sombra de la Tierra, igual que la sombra de la Luna, tiene la forma de cono que se estrecha paulatinamente. El cono de la sombra terrestre es más largo que el cono de la sombra lunar, y su diámetro a la distancia de la Luna supera el diámetro de la última en más de 2.5 veces.

 

Para que tenga lugar un eclipse de Luna (figura 3a) tienen que hallarse los tres astros en línea recta o muy próximo a ella, con la Tierra interpuesta entre el Sol y la Luna. En estas circunstancias el satélite natural terrestre se introduce parcial o totalmente en el cono de sombra que proyecta en el espacio nuestro planeta; pueden ser totales, como el que ocurrirá en la noche del 8 al 9 de noviembre del actual año; parciales, si el cruce de la Luna se produce por el borde de la sombra sin penetrar de lleno en ella y penumbrales, cuando nuestro satélite sólo se acerca al borde de la sombra.

 

Un eclipse total de Luna comienza siempre como eclipse penumbral y continua como eclipse parcial a medida que nuestro satélite natural penetra en los conos de penumbra y de sombra de la Tierra respectivamente. Por último cuando la inmersión en el cono de sombra es completa, se inicia el eclipse total (figura 3b).

 

Aunque parece lógico suponer que al llegar ese momento la Luna debe hacerse inobservable al verse privada de la luz del Sol, esto ocurre rara vez. La atmósfera de la Tierra actúa como un prisma refractando los rayos solares que pasan rasantes a la superficie de la Tierra y hasta una altura de 50 – 60 km y los desvía hacia el interior del cono de sombra. Estos rayos son de tonalidad rojiza, debido a que la atmósfera absorbe las radiaciones azules y violetas. Además la nubosidad en la baja atmósfera y la transparencia en sus niveles superiores determinan en gran medida la tonalidad que mostrará la superficie lunar durante la fase total del fenómeno, con una coloración que puede variar  desde el anaranjado o rojo ladrillo en los eclipses claros, hasta el rojo oscuro o carmelitoso en los oscuros, llegando en ocasiones excepcionales a hacerse casi invisible.

 

Si alguno de nosotros estuviera en la Luna, contemplaría en esos momentos un eclipse de Sol producido por la Tierra, destacándose en el firmamento el disco negro de nuestro planeta, rodeado de un halo luminoso, donde predominarían las tonalidades rojizas, que como se comprenderá es la atmósfera terrestre iluminada por el Sol.

 

La totalidad y grado de brillantez de ese halo, factores de los que depende el color de la superficie lunar durante el eclipse, se relacionan, según la teoría científica más acertada, con el grado de nubosidad prevaleciente en la atmósfera durante el fenómeno, y con la presencia en las capas de aire superiores, de residuos de grandes explosiones volcánicas ocurridas durante los meses, e incluso en el año anterior al eclipse. Una atmósfera terrestre limpia producirá un eclipse claro.

Si bien al estado de la actividad solar pudiera corresponderle también alguna influencia, parece demostrado que el efecto principal se vincula a la trasparencia del anillo atmosférico atravesado por la luz solar durante el fenómeno. Casi todos los eclipses de Luna notablemente oscuros que registra la historia, han ocurrido meses o incluso algunos años después de grandes erupciones volcánicas que han lanzado a la atmósfera enormes cantidades de polvo y ceniza. Los casos más notables se señalan en la tabla1.

 

Tabla1: Relación de los eclipses totales de Luna más oscuros.

 

Fecha del eclipse

Explosión del volcán

Octubre 4 de 1884

Marzo 30 de 1885

Septiembre 24 de 1885

Krakatoa (Indonesia) en 1883

Octubre 16 de 1902

Abril 11 de 1903

Monte Pelee (Martinica) en 1902

Marzo 22 de 1913

Septiembre 15 de 1913

Monte Katmai en 1912

Diciembre 30 de 1963

Junio 24 de 1964

Monte Agung (Bali) 20 de marzo de 1963

Julio 06 de 1982

Diciembre 30 de 1982

El Chichonal (México) 03 de marzo de 1982

 

En la tabla 2 aparece la escala Danjón muy utilizada para clasificar los eclipses totales de Luna.

 

Tabla 2: Escala de Danjón de los eclipses totales de Luna.

 

No de la escala

Descripción del eclipse

0

Eclipse muy oscuro, Luna casi invisible, sobre todo en el medio de la totalidad.

1

Eclipse oscuro, (gris o pardo oscuro). Detalles lunares muy difíciles de distinguir.

2

Eclipse rojo oscuro o rojizo. Casi siempre con una mancha muy oscura en el centro de la sombra, siendo más clara su zona exterior.

3

Eclipse rojo ladrillo. Sombra bordeada a menudo por una zona gris o amarillenta bastante clara.

4

Eclipse rojo cobrizo o anaranjado, muy claro. Zona exterior azulosa muy luminosa.

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