Trabajo práctico sobre los eclipses:

Eclipse, oscurecimiento de un cuerpo celeste producido por otro cuerpo celeste. Hay dos clases de eclipses que implican a la Tierra: los de Luna, o eclipses lunares, y los de Sol, o eclipses solares. Un eclipse lunar tiene lugar cuando la Tierra se encuentra entre el Sol y la Luna y su sombra oscurece la Luna. El eclipse solar se produce cuando la Luna se encuentra entre el Sol y la Tierra y su sombra se proyecta sobre la superficie terrestre. Los tránsitos y ocultaciones son fenómenos astronómicos similares pero no tan espectaculares como los eclipses debido al pequeño tamaño de los cuerpos celestes que se interponen entre la Tierra y un astro brillante.

Eclipse de Luna

Iluminada por el Sol, la Tierra proyecta una sombra alargada en forma de cono en el espacio. En cualquier punto de este cono la luz del Sol está completamente oscurecida. Rodeando este cono de sombra, llamado umbra, se encuentra un área de sombra parcial, llamada penumbra. La longitud media aproximada del cono de sombra es de 1.379.200 km; a una distancia de 384.600 km, la distancia media entre la Luna y la Tierra, tiene un diámetro de 9.170 km aproximadamente.

Un eclipse total de Luna tiene lugar cuando la Luna penetra por completo en el cono de sombra. Si penetra directamente en el centro, se oscurecerá alrededor de 2 horas; si no penetra en el centro, el periodo de fase total es menor, y si la Luna se mueve solamente por el límite del cono de sombra su oscuridad puede durar sólo un instante.

El eclipse parcial de Luna tiene lugar cuando solamente una parte de la Luna penetra en el cono de sombra y se oscurece. La extensión del eclipse parcial puede fluctuar desde una fase casi total, cuando la mayor parte de la Luna se oscurece, a un eclipse menor cuando sólo se ve una pequeña zona de sombra de la Tierra al pasar la Luna. Históricamente, el primer indicio que se tuvo del perfil de la Tierra fue al ver su sombra circular pasando a través de la cara de la Luna.

Antes de penetrar la Luna en el cono de sombra, tanto en el eclipse total como en el parcial, está dentro de la zona de penumbra y su superficie se va haciendo visiblemente más oscura. La parte que penetra en el cono de sombra aparece casi negra, pero durante el eclipse total el disco lunar no está totalmente oscuro, sino que permanece ligeramente iluminado con una luz rojiza: los rayos solares son refractados por la atmósfera terrestre y penetran en el cono de sombra. Si se produce un eclipse lunar cuando la Tierra está cubierta con una densa capa de nubes, éstas impiden la refracción de la luz; en esa situación la superficie de la Luna se hace invisible durante la fase total.

Eclipse de Sol

La longitud de la sombra de la Luna varía de 367.000 a 379.800 km, y la distancia entre la Tierra y la Luna de 357.300 a 407.100 km. Los eclipses totales de Sol tienen lugar cuando la sombra de la Luna alcanza la Tierra. El diámetro de la sombra nunca es mayor de 268,7 km en el punto en el que toca la superficie de la Tierra de forma que el área en la que es visible un eclipse total de Sol nunca es más ancha que este diámetro y normalmente es bastante más estrecha. El ancho de la zona de penumbra, o área del eclipse parcial en la superficie de la Tierra, es de 4.800 km aproximadamente. En algún momento, cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, su sombra no alcanza la Tierra. En esos momentos tiene lugar un eclipse anular durante el que aparece un anillo brillante del disco solar alrededor del disco negro de la Luna.

La sombra de la Luna se mueve a través de la superficie terrestre en dirección Este. Dado que la Tierra también gira en esta dirección, la velocidad a la que se desplaza la sombra de la Luna sobre la Tierra es igual a la velocidad de la Luna en su órbita, menos la velocidad de rotación de la Tierra. La velocidad de desplazamiento de la sombra en el ecuador es de 1.706 km/h aproximadamente; cerca de los polos, donde la velocidad de rotación es virtualmente cero, es de unos 3.380 km/h. La trayectoria de un eclipse total de Sol y el tiempo de su fase total se puede calcular a partir del tamaño de la sombra de la Luna y de su velocidad. La duración máxima de un eclipse total de Sol es de unos 7,5 minutos, pero estos eclipses son raros y sólo tienen lugar una vez cada varios miles de años. Un eclipse total, normalmente, se puede ver durante unos tres minutos desde un punto en el centro del recorrido de su fase total.

En áreas fuera de la banda barrida por la sombra de la Luna, pero dentro de la penumbra, tienen lugar eclipses parciales y el Sol sólo se oscurece parcialmente.

Al principio de un eclipse total, la Luna comienza a moverse a través del disco solar aproximadamente una hora antes de su fase total. La iluminación del Sol disminuye gradualmente y durante la fase total (o cerca de ella) declina a la intensidad del brillo de la luz de la Luna. Esta luz residual la produce en gran medida la corona del Sol, la parte más exterior de la atmósfera solar. Cuando la superficie del Sol se va estrechando hasta una pequeña franja, se hace visible la corona. Un momento antes de que el eclipse sea total, en esta franja destellan brillantes puntos de luz llamados perlas de Baily. Estos puntos son producidos por los rayos del Sol al atravesar los valles y las irregularidades de la superficie lunar. Las perlas de Baily son también visibles en el momento que finaliza la fase total del eclipse (reaparición). Exactamente un momento antes, un momento después y algunas veces en la fase total se pueden ver estrechas bandas de sombras en movimiento sobre objetos en la superficie terrestre. El origen de estas bandas de sombra no se conoce con exactitud, pero se piensa que están producidas por la refracción irregular de la luz en la atmósfera terrestre. Antes y después de la fase total, un observador situado en una colina o en una aeronave puede ver la sombra de la Luna moviéndose en dirección Este a través de la superficie de la Tierra como la sombra de una nube pasando rápidamente.

Frecuencia de los eclipses

Si la órbita de la Tierra estuviera en el mismo plano que la órbita de la Luna, tendrían lugar dos eclipses totales durante cada mes lunar, un eclipse lunar por cada Luna llena, y un eclipse solar por cada Luna nueva. Sin embargo, las dos órbitas están inclinadas y, por tanto, los eclipses tienen lugar sólo cuando la Luna o el Sol están a algunos grados de los dos puntos, llamados nodos, donde se cruzan las órbitas .

Periódicamente, el Sol y la Luna vuelven a la misma posición relativa de uno de los nodos y como resultado de esto los eclipses se repiten a intervalos regulares. El tiempo del intervalo, llamado saros, es de un poco más de 6.585,3 días, unos 18 años y 11 días más 8 horas aproximadamente. El saros, conocido desde la época de la antigua Babilonia, se corresponde casi exactamente a 19 pasos del Sol por el mismo nodo, 242 pasos de la Luna por el mismo nodo y a 223 meses lunares. La disparidad entre el número de pasos de la Luna y el número de meses lunares es el resultado del movimiento de los nodos en dirección Oeste a razón de 19,5° por año. Un eclipse que se repite después del saros será una duplicación del primero, pero será visible 120° más al Oeste en la superficie de la Tierra, debido al tercio de un día, incluido en el intervalo. Los eclipses lunares se reproducen 48 o 49 veces y los solares 68 o 75 antes de que ligeras diferencias en los movimientos del Sol y la Luna eliminen el eclipse.

Durante un saros tienen lugar, aproximadamente, 70 eclipses, 29 son de Luna y 41 de Sol; de estos últimos 19 suelen ser totales y 31 parciales. Como mínimo en un año pueden tener lugar 2 eclipses, como máximo 7, y una media de 4. En el siglo XX se habrán producido 375 eclipses: 228 de Sol y 147 de Luna.

Observación de los eclipses

Sólo durante un eclipse total de Sol se pueden analizar muchos problemas astronómicos. Entre ellos se encuentran el tamaño y la composición de la corona solar y la refracción de los rayos de luz al pasar cerca del Sol debido a su campo gravitatorio. El gran brillo del disco solar y la iluminación producida por el Sol de la atmósfera de la Tierra hacen imposible las observaciones de la corona solar excepto durante un eclipse solar. El coronógrafo, un telescopio fotográfico, permite la observación directa del borde del disco solar en todo momento. En la actualidad, las observaciones científicas sobre los eclipses solares son muy valiosas, especialmente cuando el recorrido del eclipse barre amplias superficies. Una red compleja de observatorios especiales puede proporcionar a los científicos datos que aumenten la información sobre cómo afectan a la atmósfera de la Tierra las pequeñas variaciones del Sol y mejorar así las predicciones de las erupciones solares.

Bibliografía utilizada: www.lafacu.com