ECLIPSE LUNAR

Un eclipse solar es el fenmeno que se produce cuando la Luna oculta al Sol, desde la

perspectiva de la Tierra.

Tipos de eclipse solar

Cuando la Luna nueva se encuentra ms prxima a la Tierra (perigeo, izquierda), la

umbra alcanza la superficie de sta y un observador en A ver un eclipse total. Si la

Luna nueva est ms lejos (apogeo, derecha) la umbra no llega a la Tierra, y un

observador en B, en la antumbra, ver un eclipse anular. Los observadores en C, en la

penumbra, apreciarn eclipses parciales.

Existen cuatro tipos de eclipse solar:

Parcial: la Luna no cubre por completo el disco solar, que aparece como un

creciente.

Semiparcial: la Luna casi cubre por completo el Sol, pero no lo consigue.

Total: desde una franja (banda de totalidad) en la superficie de la Tierra, la Luna

cubre totalmente el Sol.2 Fuera de la banda de totalidad el eclipse es parcial. Se

ver un eclipse total para los observadores situados en la Tierra que se

encuentren dentro del cono de sombra lunar, cuyo dimetro mximo sobre la

superficie de nuestro planeta no superar los 270 km, y que se desplaza en

direccin este a unos 3.200 km/h. La duracin de la fase de totalidad puede durar

varios minutos, entre 2 y 7,5, alcanzando algo ms de las 2 h todo el fenmeno,

si bien en los eclipses anulares la mxima duracin alcanza los 12 minutos y

llega a ms de 4 h en los parciales, teniendo esta zona de totalidad una anchura

mxima de 272 km y una longitud mxima de 15.000 km.

Anular: ocurre cuando la Luna se encuentra cerca del apogeo y su dimetro

angular es menor que el solar, de manera que en la fase mxima permanece

visible un anillo del disco del Sol. Esto ocurre en la banda de anularidad; fuera

de ella el eclipse es parcial.

Para que se produzca un eclipse solar la Luna ha de estar en o prxima a uno de sus

nodos, y tener la misma longitud celeste que el Sol.

Cada ao suceden sin falta dos eclipses de Sol, cerca de los nodos de la rbita lunar, si

bien pueden suceder cuatro e incluso cinco eclipses. Suceden cinco eclipses solares en

un ao cuando el primero de ellos tiene lugar poco tiempo despus del primero de

enero. Entonces el segundo tendr lugar en el novilunio siguiente, el tercero y el cuarto

sucedern antes de que transcurra medio ao, y el quinto tendr lugar pasados 345 das

despus del primero, puesto que ese es el nmero de das que contienen 12 meses

sindicos.

Por trmino medio sucede un eclipse total de Sol en el mismo punto terrestre una vez

cada 200-300 aos. Para que suceda un eclipse de Sol, es preciso que la Luna est en

conjuncin inferior (Luna nueva) y adems que el Sol se encuentre entre los 18 31 y

15 21 de uno de los nodos de la rbita lunar.

La mayor o menor distancia de la Luna a su perigeo va a determinar que el eclipse sea

total o anular, como se explica en la figura 2. Los valores extremos para el perigeo y

apogeo lunares en el siglo XXI, tomados del Anuario del Observatorio Astronmico de

Madrid, son los siguientes:

Perigeo lunar: entre 356.375 km y 370.350 km

Apogeo lunar: entre 404.050 km y 406.712 km

Considerando los valores extremos de los anteriores resulta que la distancia de la Luna a

la Tierra variar en nuestro siglo en 50.337 km como mximo, cantidad importante que

supone unos 4 minutos de arco para el dimetro angular lunar, en ms o en menos, un

8% del dimetro angular medio de nuestro satlite.

Magnitud y oscurecimiento

A una misma magnitud no le corresponde necesariamente un igual oscurecimiento

(ver texto).

La magnitud de un eclipse solar es la fraccin del dimetro solar ocultado por la Luna,

mientras que el oscurecimiento se refiere a la fraccin de la superficie solar que queda

oculta. Son cantidades completamente distintas. La magnitud puede darse en forma

decimal o como un porcentaje: hablaremos indistintamente de una magnitud 0,2 o del

20%, por ejemplo.

Si el eclipse es total se considera el cociente entre los dimetros angulares lunar y solar.

En el momento de la totalidad este cociente valdr 1,0 o ms, en el caso de una Luna

nueva muy prxima al perigeo.

Por otra parte, no puede darse una correspondencia nica entre magnitud y

oscurecimiento porque debido a la variable distancia Tierra-Luna vara asimismo el

dimetro angular de sta y a eclipses de igual magnitud no les corresponde siempre un

mismo oscurecimiento. Esto se representa -de forma muy exagerada- en la figura 3:

tanto en A como en B la magnitud es de 0,5 -oculta la mitad del dimetro solar-, pero

el oscurecimiento -fraccin de superficie solar tras la Luna- es mayor en A que en B.

En la tabla de eclipses se dan las magnitudes de los eclipses solares hasta el ao 3698.

Inclinacin de la rbita

En un eclipse los centros del Sol, la Tierra y la Luna estn totalmente alineados, estando

la Luna siempre cerca de la lnea que une la Tierra y el Sol. Si la rbita de la Luna

estuviese sobre la eclptica (plano de la rbita de la Tierra), en cada revolucin lunar

dara lugar a un eclipse de sol durante el Novilunio y a un eclipse de luna durante el

Plenilunio, al cabo de unos 15 das. En realidad el plano de la rbita lunar est inclinado

respecto a la eclptica un ngulo de 508'13", lo que motiva, las ms de las veces, que la

Luna pase por encima o por debajo del Sol o por arriba o debajo del cono de sombra de

la Tierra sin que tenga lugar el eclipse. Solo habr eclipses en las sicigias (palabra que

engloba las conjunciones y oposiciones del Sol y la Luna) cuando el Sol est cerca de

los Nodos de la Luna o puntos en que la rbita lunar corta a la Eclptica. Este nombre

proviene de que los eclipses siempre ocurren en la proximidad a dicho plano.

Si la alineacin es bastante perfecta, la Luna est muy cerca del nodo durante la sicigia,

o su latitud no excede de un determinado valor, ocurre un eclipse total. Si la

coincidencia no es completa por no estar la Luna sobre la eclptica, aunque s cerca de

ella, se produce un eclipse parcial, quedando el Sol parcialmente oculto por la Luna

(eclipse parcial de Sol) o sta parcialmente inmersa en el cono de sombra de la Tierra

(eclipse parcial de luna).

Perodo Saros

Esta serie de condiciones son motivo de que los eclipses sean fenmenos raros que se

reproducen al cabo de 223 lunaciones, o sea 18 aos 11 das, y que se llama perodo

Saros y que es mltiplo comn de dos de las distintas revoluciones lunares.

En un ao hay dos estaciones de eclipses cuando el Sol pasa cerca de los Nodos. A lo

largo de un ao no pueden ocurrir menos de dos eclipses, que sern obligatoriamente de

sol, ni ms de 7: 5 de sol y 2 de luna, 4 de sol y 3 de luna, 2 de sol y 5 de luna. Hay 8

eclipses cada 6 lunaciones que se denominan series cortas. Tras un perodo Saros hay

un eclipse homlogo muy similar, pero que va evolucionando a lo largo de los distintos

saros, formando una serie larga que puede durar unos 1.280 aos.

Importancia histrica de los eclipses

Existen numerosas referencias histricas de este tipo de fenmenos en distintas pocas y

culturas; as constan documentados eclipses en el ao 709 a. C. en China o en el

332 a. C. en Babilonia. El eclipse solar ms antiguo del que existe constancia sucedi en

China el 22 de octubre del ao 2137 a. C., y al parecer cost la vida a los astrnomos

reales Hsi y Ho, los cuales no supieron predecirlo a tiempo.

Los eclipses de Sol y Luna han representado mucho para el desarrollo cientfico. Fueron

los griegos los que descubrieron el perodo Saros que les permiti predecir eclipses.

Por otra parte, Aristarco de Samos (310 a. C.-230 a. C.) determin por primera vez la

distancia de la Tierra a la Luna mediante un eclipse total de Luna. Hiparco(194 a. C.-

120 a. C.) descubri la Precesin de los equinoccios basndose en eclipses lunares

totales cerca de los Equinoccios y en unas tablas para el Sol, y mejor la determinacin

de la distancia de la Tierra a la Luna realizada por Aristarco. Kepler propuso usar los

eclipses de Luna como una seal absoluta para medir la longitud geogrfica de un lugar

sobre la Tierra.

Hacia 1695 Edmond Halley, comparando observaciones contemporneas con registros

histricos de antiguos eclipses, sugiere que la Luna se ha estado acelerando

gradualmente en su rbita. Unos aos ms tarde Richard Dunthorne cuantific el efecto

en +10" arcosegundos/siglo^2 en trminos de la diferencia de longitud lunar. Hoy es

sabido que lo que realmente est sucediendo es una ligersima disminucin en la

velocidad de rotacin de la Tierra. Durante siglos, el fenmeno de friccin de marea ha

ido ralentizando la velocidad de rotacin de la Tierra tal que la duracin del da ha ido

aumentando a un ritmo de 2,3 milisegundos cada siglo.

Durante el siglo XIX se produce un gran avance en espectroscopia que permite

descubrir el helio en el Sol y Einstein resuelve el enigma del excesivo avance del

perihelio de Mercurio y la curvatura de la luz cerca del Sol. Los eclipses del Sol son

una brillante confirmacin de la Teora de la Relatividad