Un eclipse lunar se produce cuando la Luna al orbitar la Tierra se introduce parcial o totalmente en el cono de sombra que esta proyecta hacia el espacio, en sentido opuesto al Sol. El cono de sombra esta determinado por las superficies cónicas tangentes exteriores del Sol y de la Tierra, mientras que también existe la zona de penumbra cuya iluminación desciende al acercarse al cono de sombra. La penumbra esta determinada por las superficies cónicas tangentes interiores del Sol y de la Tierra.
Al igual que en el caso de los eclipses solares, la Luna no se allá en el mismo plano orbital que la Tierra, por tanto no se producen eclipses lunares todas las Lunas Llenas.
Para que se produzca un eclipse lunar total deben darse las siguientes circunstancias:
La Luna debe estar en oposición al Sol (Luna llena)
La posición de la Luna debe coincidir con la recta que une al Sol con la Tierra o muy próxima a ella (el Sol y la Luna deben estar en nodos opuestos, al contrario que como en un eclipse solar donde los nodos deben coincidir).
La longitud del cono de sombra debe ser mayor que la distancia Tierra-Luna.
El diámetro del cono de sombra en el punto en que es atravesado por la Luna debe ser mayor que el diámetro de este, para que la sombra pueda cubrir completamente a nuestro satélite.
Cálculo de la longitud del cono de sombra de la Tierra:
L = [r / (R - r)] . d
donde L es la longitud del cono de sombra, r es el radio de la Tierra, R es el radio del Sol, y d es la distancia Tierra-Sol. Si se hacen los cálculos correspondientes se tiene una longitud del cono de sombra de unos 1481000 Km., mucho mas extenso que la distancia media Tierra-Luna (384000 Km.)
Pero recordemos que es solo producto de la geometría, en realidad la Luna jamás entra en el cono de sombra de la Tierra, a causa de la refracción atmosférica como máximo la Luna se puede llegar a localizar en llamado cono de sombra geométrico de la Tierra. Si en verdad la Luna se introdujese en el cono de sombra de la Tierra, esta no se tornaría con el típico color rojizo de un eclipse total, sino que la sombra seria absoluta y el satélite se oscurecería por completo, desapareciendo momentáneamente del cielo.
La presencia de la atmósfera actuando como una lente biconvexa tiene el efecto de acortar la longitud del cono de sombra a solo unos 42 radios terrestres, deduciéndose que aun en las condiciones mas favorables donde la Luna se localiza a 56 radios terrestres esta no llega a sumergirse en el cono de sombra. El color rojizo que caracteriza a los eclipses totales (o parciales) es producto de la dispersión al atravesar la atmósfera, la luz solar pierde intensidad siendo las longitudes de onda mas largas (rojas) las únicas que alcanzan el disco lunar.
Se considera que un eclipse es total cuando todo el disco lunar es cubierto por la umbra (nombre dado a la sombra del cono de sombra geométrico proyectado por la Tierra), parcial si solo parte del disco fue cubierto y penumbral cuando la Luna solo penetra total o parcialmente en la penumbra de la Tierra. La sombra de la penumbra suele ser muy débil, de tal forma que los eclipses penumbrales no suelen ser observables. Durante el transcurso de un eclipse total o parcial la sombra de la penumbra apenas se hace patente cuando casi se ha alcanzado la zona de la umbra. El diámetro medio de la umbra es de unas 3 veces el diámetro lunar.
En la animación inferior (click en "inicio" para comenzar) se muestran a modo de ejemplo los diferentes eventos que transcurren durante un eclipse total de Luna.
Recordando que la Luna no se desplaza en el mismo plano orbital que la Tierra hay que considerar las circunstancias que deben darse para que se produzca una eclipse. Como se sabe el Sol se desplaza sobre la eclíptica (proyección del plano orbital de la Tierra sobre el cielo), por tanto la proyección de la sombra de la Tierra también lo hace sobre ella, justo en el punto opuesto al Sol. La inclinación orbital de la Luna respecto al plano de la eclíptica es de unos 5 grados, y sabiendo el diámetro del cono de sombra geométrico de la Tierra puede calcularse que la Luna debe estar a por lo menos unos 12 grados de distancia del nodo para que se produzca un eclipse.
Los eclipses lunares, al no tratarse de un efecto de la perspectiva como en el caso de los solares, son observables desde todos los puntos de la Tierra en los cuales la Luna se encuentre sobre el horizonte local. A causa de la rotación de la Tierra se deduce que un eclipse lunar será visible en una superficie superior a la de un hemisferio.
Escala de brillo de Danjon
Para medir el brillo de un eclipse en su fase total se utilizá la escala de Danjon, publicada por primera vez por el astrónomo francés André Danjon en 1920 y utilizada desde entonces.
L = 0 - Eclipse muy oscuro. La Luna es prácticamente invisible, especialmente en la totalidad del eclipse.
L = 1
Eclipse oscuro. Coloración gris o amarronada. Detalles solo distinguibles con dificultad.
L = 2
Coloracion rojiza oscura, con la zona central de la umbra muy oscura y las zonas exteriores relativamente brillantes.
L = 3
Eclipse rojizo, usualmente con colores amarillos en el borde de la umbra.
L = 4
Coloración rojiza brillante o naranja con tonos azulados muy brillantes en el borde de la umbra.
Formaciones Lunares
Los atlas poseen diferentes denominaciones dependiendo de la formación lunar indicada. Generalmente estos nombres se encentran en latín. A continuación se dan los nombres de la clasificación de formaciones mas importante con su significado:
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 aproximadamente más 8 horas. 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.
Se produce un eclipse solar cuando la posición del Sol y de la Luna coinciden en el cielo, por lo menos lo suficiente como para que parte del disco solar sea ocultado por el disco lunar. Gracias a una coincidencia de factores tenemos la oportunidad de observar tanto eclipses totales como anulares, dado que si la Luna estuviese mas lejos de la Tierra, o fuese mas pequeña su superficie no llegaría a ocultar totalmente el disco solar, obteniéndose eclipses anulares en el mejor de los casos.
Debe tenerse en cuenta que aunque la Luna se encuentre en fase nueva cada ciclo, no siempre se produce un eclipse lunar. Esto es debido a que la órbita de la Luna posee una inclinación con respecto a la eclíptica de unos 5 grados. Por esto la Luna permanece la mayoría del tiempo fuera de la eclíptica, y el Sol solo se mueve sobre la eclíptica (por definición)
La condición para que se produzca un eclipse es que el Sol se localice cerca de alguno de los nodos de la órbita lunar. Un nodo es el punto en el cual la Luna cruza la eclíptica, se denomina nodo ascendente cuando la cruza de Sur a Norte, y descendente si la cruza de Norte a Sur. La Luna tarda unos 28 días cumplir todo un ciclo, o sea, en volver a encontrarse en el nodo ascendente o descendente en ocasiones consecutivas, moviéndose en el cielo de Oeste a Este (movimiento diario, medido sobre el fondo de estrellas)
Los nodos no se mantienen fijos en un punto de la eclíptica sino que rotan con un periodo de algo mas de 18 años (Saros), con lo cual tenemos un desplazamiento de unos 19 grados por año aproximadamente, hacia el Oeste, por eso la alineación entre el Sol y los nodos ocurre en menos de 6 meses (se daría así si no rotasen). Cuando es Luna nueva y esta se localiza en el nodo ascendente y el Sol comparte esa misma posición en la eclíptica se da un eclipse solar.
La línea de los nodos apunta al Sol 3 veces al año, el llamado año ecliptical dura alrededor de 346,6 días (tiempo que transcurre entre dos pasos sucesivos del Sol por el mismo nodo de la órbita lunar)
En un Saros ocurren alrededor de 71 eclipses de Sol, de los cuales la mitad son totales o anulares, el resto solo parciales.
Un eclipse total se da cuando la Luna oculta el disco solar completamente, uno parcial cuando solo pasa sobre parte del disco solar y uno anular cuando la Luna se localiza en su apogeo (el punto mas lejano a la Tierra de su órbita) o cerca de él, de tal manera que al pasar sobre el disco solar su superficie en el cielo no es suficiente como para llegar a cubrir todo el Sol, dejando un anillo de luz a su alrededor.
Para saber si el eclipse será anular o total es importante conocer la distancia a la cual se extiende el cono de sombra de la Luna, para esto puede utilizarse la siguiente fórmula:
L = [ r / (R - r) ] . d
donde L es la longitud del cono de sombra desde el centro de la Luna, r es el radio de la Luna (1.738 km), R es el radio del Sol (696.041 km) y d la distancia del Sol a la Luna al momento del cálculo (puede calcularse restando a la distancia de la Tierra al Sol la distancia de la Tierra a la Luna al momento del cálculo). Teniendo en cuenta ciertos factores se deduce que la longitud del cono de sombra lunar varía entre 57,5 y 59,5 radios terrestres.
La observación de eclipses solares esta limitada a regiones muy especificas de la Tierra, dependiendo del eclipse, dado que la distancia a la Luna no es suficientemente grande para poder despreciar el efecto de la paralaje (el desplazamiento aparente sobre el fondo del cielo producto de diferentes ubicaciones sobre la superficie terrestre). Por este motivo la gran mayoría de los casos un eclipse total, por ejemplo, solo es observable de forma parcial en un sitio determinado, la totalidad esta limitada a un estrecho corredor de solo unos pocos kilómetros de ancho.
Así, aunque los eclipses solares sean mas frecuentes que los lunares, es mas probable poder observar uno lunar dado que no depende de la posición del observador, sino solo de la posición de la Luna, por arriba o por debajo del horizonte al momento del elclipse.
Finalmente tenemos que tener en cuenta otro movimiento. La Luna, como la Tierra, tiene también un movimiento de precesión, como todos los cuerpos que giran sobre sí mismos y al mismo tiempo se desplazan, describiendo una órbita.
Como resultado, la línea de nodos gira lentamente en sentido contrario al de la Luna, completando una vuelta cada 18,6 años. Por lo tanto el tiempo entre eclipses disminuye, ya que las condiciones que hemos deducido para que se alineen los tres astros tienen lugar con menos frecuencia.
Se define como año de eclipses el tiempo que transcurre entre dos situaciones consecutivas en las que el Sol y el nodo ascendente o descendente de la Luna están en la misma dirección. Esto ocurre una vez cada 346,62 días. Pero en este tiempo la Luna no se va a encontrar en el mismo punto, ya que el mes sinódico (tiempo entre dos lunas nuevas) es de 29, 53 días y 346,62 no es múltiplo de 29,53.
El ciclo de eclipses se repetirá cada vez que haya transcurrido un número de días lo más próximo posible al mínimo común múltiplo de ambos periodos, es decir de 6585,78 días, ya que:
19 x 346,62 (año de eclipses) = 6585,78 días 223 x 29, 53 (mes sinódico) = 6585,19 días
Esto significa que la configuración del Sol, la Luna y la Tierra se repite con una periodicidad de 6585,78 días, período aproximadamente igual a 18 años y 11,3 días. Este período se llama Saros. La periodicidad de los eclipses fue descubierta por los babilonios, quienes utilizaron este intervalo de tiempo para contar la duración del reinado de sus reyes. Así aparecen en la tabla de Berossus.
Finalmente, algunos datos sobre la Luna: La Luna describe una órbita alrededor de la Tierra con un radio medio de 384.403 kilómetros (distancia a nuestro planeta), con una velocidad media de 3.700 km/h. Su diámetro es de 3.476 kilómetros (aproximadamente una cuarta parte del de nuestro planeta) y su volumen es unas cincuenta veces menor al de la Tierra. La Luna no posee atmósfera, debido al pequeño valor de su gravedad (de tan solo 1/6 de la gravedad terrestre). Los gases que hayan podido existir en su superficie han escapado al espacio.
El periodo de rotación sobre su eje coincide con el de revolución alrededor de la Tierra:
27 días, 7 horas, 43 minutos y 11,5 segundos.
Esta coincidencia se debe al efecto de las mareas producidas por la Tierra sobre la Luna, que han terminado por sincronizar ambos movimientos. Como consecuencia, desde la Tierra siempre se ve la mitad de la superficie total de la Luna. Sin embargo, desde el siglo XVII han sido detectadas pequeñas oscilaciones, denominadas libraciones, que permiten observar un 10% adicional de la superficie alrededor de los bordes aparente de la Luna. Las libraciones se deben a la excentricidad de la orbita lunar en torno a la tierra y al plano de la órbita lunar en torno a la Tierra.
El próximo día 3 de Octubre de 2005 Alcalá de Henares será agraciada con un eclipse anular de Sol. Los eclipses se producen cuando la Tierra, el Sol y la Luna están alineados. Si la Luna girase en el mismo plano que la tierra alrededor del Sol, cada Luna nueva se produciría un eclipse de Sol y cada Luna llena un eclipse de Luna. Pero esto no sucede así, casi todas la veces, la Luna pasa o por arriba o por debajo del Sol. La causa está en que la Luna gira alrededor del la Tierra en un plano que está inclinado de forma diferente al plano de giro de la Tierra alrededor del Sol, por eso los eclipses son sucesos astronómicos poco frecuentes.
La importancia de este evento se puede comprender fácilmente dado que último eclipse cuya línea central de sombra pasó por Alcalá de Henares fue en el amanecer del día 8 de Julio de 1842 y que el eclipse del próximo 3 de octubre será el último con línea central de sombra por Alcalá de Henares en el primer cuarto del siglo XXI. El siguiente eclipse con línea central de sombra por Alcalá de Henares será al atardecer del día 12 de Agosto de 2026 y la totalidad durará apenas 35 segundos con el Sol muy bajo en el horizonte.
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El Sistema Sol-Tierra-Luna
El Sol es el astro principal del sistema solar y el único con luz propia. Tiene una masa 330.000 mayor que la Tierra. Alrededor del Sol giran todos los planetas incluida nuestra Tierra. La Tierra gira en torno al Sol en una órbita ligeramente elíptica. Tarda exactamente 1 año.
La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Tiene una masa 81 veces inferior a la Tierra. Gira en torno a nosotros en una órbita elíptica, pero en un plano inclinado unos 5º con respecto al plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. La Luna tarda en dar una vuelta alrededor de la Tierra en aproximadamente 29 días.
En un eclipse, la Tierra al ser mayor que la Luna produce una sombra mayor de forma que los eclipses de Luna se ven prácticamente en media Tierra y duran muchos minutos. La Luna es menor y por tanto el cono de sombra también es menor. Los eclipses de Sol solo se ven en una franja estrecha de la Tierra.
La Tierra y la Luna se desplazan siguiendo órbitas elípticas por lo que pueden verse con distinto tamaño. El Sol varía desde un diámetro de 31' 30" hasta 32' 34". A la Luna le sucede algo similar variando desde un diámetro de 31' 4" hasta 32' 52". Esta diferencia no se aprecia a simple vista pero es real.
Cuando se produce un eclipse de Sol puede suceder que el Sol tenga un diámetro grande o pequeño y la Luna lo tenga grande o pequeño. Si la Luna en ese momento está mayor que el Sol es capaz de ocultarlo totalmente y producir un Eclipse de Sol Total.
En otras ocasiones la Luna es menor que el Sol y aunque pasa por el centro no es capaz de ocultarlo totalmente. En este caso se llama eclipse Anular pues siempre se ve un anillo de luz solar. En ambos casos se dice que son eclipses centrales.
Fuera de la estrecha franja de centralidad se produce un eclipse parcial, ocultando el Sol en mayor o menor proporción de función de la distancia. Cuanto más próximo, más lo oculta y cuanto más alejado menos lo oculta. Cuando se suman las circunstancias de una distancia Tierra-Luna grande y una distancia Tierra-Sol pequeña, el disco de la Luna no llega a ser suficientemente grande como para esconder todo el disco solar y se produce un eclipse anular. En este caso, durante la fase central del fenómeno, alrededor de la Luna queda un anillo luminoso, correspondiente a la superficie del Sol no escondida. Este es el fenómeno que podremos ver desde Alcalá de Henares la mañana del 3 de octubre de 2005.
Características de los eclipses
Los eclipses totales son muy espectaculares. Se va oscureciendo el cielo pausadamente hasta llegar a la totalidad en que se hace prácticamente de noche. Se pueden ver las estrellas, baja la temperatura y la oscuridad envuelve el paisaje. En pocos minutos se recupera la luz.
Los eclipses parciales producen una disminución de luminosidad que se nota poco, pues el ojo humano compensa la falta de luz con un aumento de la pupila. De ahí que podamos ver bastante bien incluso cuando el Sol está por debajo del horizonte.
Los eclipses anulares son una mezcla de los dos anteriores. La franja en la que la Luna pasa por delante del Sol es relativamente estrecha y aunque no se produce la espectacularidad de un eclipse total, son muy vistosos sobre todo si se vé centrado.
De está forma muchos aficionados a la astronomía de todo el mundo se desplazan muchos kilómetros para ver el fenómeno cerca de la línea de centralidad. ¡cada eclipse es diferente!
Por supuesto en las ciudades por donde pasa, la expectación es máxima paralizando por unos minutos toda actividad.
En la pagina Web Eclipse para todosrealizada por Juan Parada de Venezuela se encuentra una excelente guia sobre los eclipses de sol y de luna con excelentes imagenes y animaciones. Totalmente recomendable.
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