Por Alberto Martos Rubio*
Alberto.Martos.Rubio@esa.int

1.-CÓMO SE PRODUCE UN ECLIPSE ANULAR>>

2.-CÁLCULO CON EL PROGRAMA ECLIPSE COMPLETE>>

3.-GALERÍA DE IMÁGENES>>

4.-SECUENCIA FOTOGRÁFICA DEL ECLIPSE PARTE I>>

5.- SECUENCIA FOTOGRÁFICA DEL ECLIPSE PARTE II>>

5.-EL ÚLTIMO CONTACTO>>

6.-NUESTRA OBSERVACIÓN>>

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Si bien los eclipses anulares de Sol no revisten la fastuosidad ni, por tanto, la popularidad de los eclipses totales, pues ante la noticia del advenimiento de un fenómeno de esta clase la gente suele torcer la nariz diciendo:

-“Sí, pero no se hace de noche ...”,

No dejan de ser un espectáculo natural sorprendente para los contempladores de la Naturaleza. Y si es verdad que el obscurecimiento es moderado, como mediado un atardecer, y que los pájaros no dejan de cantar y no se retiran a sus nidos, no es menos cierto que la temperatura baja apreciablemente hasta hacer sentir frío al observador eventual.

En efecto, en los eclipses centrales (aquéllos en los que el eje del cono de penumbra toca la superficie de la tierra) anulares de Sol, la Luna no alcanza a cubrir el deslumbrante disco solar y, por tanto su rutilante resplandor centellea alrededor del negro disco lunar durante todo el fenómeno. Por ello no se produce obscuridad, sino palidez y cierto azulamiento de la luz solar, si uno no mira directamente al astro rey. Porque si lo mira directamente, la tremenda luminosidad de la fracción descubierta, por pequeña que sea, le deslumbrará sometiendo sus ojos a un esfuerzo nocivo, al no contar con la debida protección. Por tanto, un eclipse anular ha de observarse con filtros especiales en su integridad. Los espectadores debidamente protegidos por gafas con tales filtros ven como el negro disco lunar “muerde” al brillante disco solar por el Oeste y paulatinamente lo va cubriendo hasta que sus bordes occidentales coinciden, para luego quedar completamente interpuesto, pero sin lograr ocultarlo. ¡Ah, que espectáculo el del anillo solar envolviendo a la Luna! Después, el disco obscuro va descentrándose hasta morder el limbo oriental del Sol y acaba retirándose tímidamente por el Este, como si hubiera fracasado en el intento de ensombrecerlo por completo.

Las mismas personas que desdeñaban el fenómeno astronómico por su incapacidad para trocar el día en noche momentánea, suelen preguntar ahora intrigadas ¿por qué hoy la Luna no oculta completamente al Sol y otras veces sí lo hace? Uno trata de explicarles que la pregunta más lógica sería la contraria, ¿cómo es que en algunas ocasiones la Luna consigue eclipsar totalmente al Sol? La razón de la réplica es que la distancia media de la Tierra a la Luna, 60,27 RT (o 384.403 Km), es mayor que la longitud media de la sombra de la Luna en la fase de Novilunio, que mide 58,635 RT (siendo RT el radio ecuatorial de la Tierra = 6.378 Km). Es decir que, por lo general, la sombra lunar se queda corta en:

Por lo tanto, si la órbita de la Luna fuera circular, lo normal sería que todos los eclipses centrales de Sol fueran anulares, ya que la sombra de la Luna no llegaría hasta la Tierra, sino que solamente la alcanzaría la penumbra. Nótese que en el cálculo que acabamos de realizar hemos restado un radio de la Tierra adicional, porque la distancia Tierra-Luna se calcula entre los centros de ambos astros, pero para que se produzca un eclipse total sólo es preciso que el vértice del cono de sombra de la Luna toque la superficie de la Tierra, no que pudiera llegar al centro.

Sin embargo, la órbita de la Luna está lejos de ser perfectamente circular, por lo que al tomar en consideración su excentricidad (eL = 0,054900489) se pone de manifiesto, de acuerdo con la Primera Ley de Kepler, que la distancia media Tierra-Luna oscila de apogeo a perigeo entre:

y

con lo que ya puede haber eclipse total de Sol cuando la Luna Nueva ocurre en un nodo, si además está cercana al perigeo, pues entonces la longitud de la sombra de la Luna en la fase de Novilunio (58,635 RT) es mayor que la distancia media Tierra-Luna en el perigeo (56,961 RT). O sea, que la condición de proximidad al perigeo es indispensable para que el eclipse de Sol pueda ser total. Naturalmente, todo esto sólo es aplicable a los eclipses centrales.

Naturalmente, la oscilación de la distancia Tierra-Sol influye también, aunque en mucha menor cuantía que la distancia Tierra-Luna, dado que la excentricidad de la órbita terrestre (eT = 0,0167) es mucho menor que la lunar. Debido a este fenómeno la longitud de la sombra lunar en el Novilunio, cuando la Tierra se halla en el perihelio (en Enero), es de 57,656 RT y cuando la Tierra se encuentra en el afelio (en Julio) de 59,614 RT. Esta variación es solamente de ±1.67% (menor que un radio terrestre) con respecto a la longitud de la sombra en el Novilunio cuando la Tierra se halla a su distancia media al Sol (1 U.A. = 149,6x106 Km).

Consideremos ahora primeramente el caso en que la Tierra se halla a su distancia media del Sol. La diferencia entre la longitud de la sombra lunar y la distancia Tierra-Luna es de:

o sea, mayor que un radio de la Tierra. Averiguamos así que, en el supuesto que tratamos, el diámetro de la sombra lunar sobre la superficie terrestre sería de unos 160 Km y que el vértice del cono de sombra lunar rebasaría el centro de la Tierra si ésta fuera transparente. Ello viene a indicarnos que para que un eclipse pueda ser total, la Luna puede estar alejada de la distancia en el perigeo hasta 1,674 RT. Más allá, el eclipse será anular.

Sin embargo, cuando este fenómeno ocurre con la Tierra en el perihelio (en Enero), la diferencia entre la longitud de la sombra lunar y la distancia mínima Tierra-Luna es de:

o sea, menor que un radio de la Tierra. Por tanto, el cono de la sombra lunar alcanza la superficie de la Tierra, pero la sección que intercepta es menor que a la distancia media, pues el radio de la sombra mide solamente unos 100 Km de diámetro.

Y cuando acontece mientras la Tierra pasa por el afelio (en Julio), la misma diferencia vale:

es decir, bastante mayor que el radio terrestre. Por tanto, la sección del cono de sombra lunar interceptada es consecuentemente mayor, de más de 200 Km de diámetro.

La Figura I ilustra los aspectos que venimos de comentar.

La órbita de la Luna es una elipse BCAEDP, en uno de cuyos focos se encuentra la Tierra, algo alejada del centro de la elipse. El perigeo se halla en el punto P y el apogeo en el punto A. Las distancias de ambos puntos al foco ocupado por la Tierra son las que hemos calculado más arriba de acuerdo con la Primera Ley de Kepler.

Los eclipses de Sol que se producen cuando la Luna se encuentra en la vecindad del perigeo (P) son siempre totales, ya que la distancia de este punto a la Tierra es siempre menor que la longitud del cono de sombra de la Luna. Y los eclipses de Sol que suceden cuando la Luna se halla en las cercanías del apogeo (A) son siempre anulares, porque entonces la distancia Tierra-Luna es mayor que la longitud del cono de sombra de la Luna.

Como hemos visto, mientras la Tierra se mantenga a su distancia media del Sol, los eclipses siguen siendo totales fuera del perigeo, siempre que la distancia Tierra-Luna no aumente . Es decir, hasta que se aleje a , que es la medida de la longitud de la sombra lunar.

Ahora bien, si la Tierra no está situada a su distancia media del Sol, hay que modificar este dato. Cuando la Tierra se halla en el perihelio, la longitud del cono de sombra lunar disminuye un 1,67% y entonces los eclipses sólo siguen siendo totales hasta que la distancia Tierra-Luna vale 57,656. Más allá son anulares. Es el caso de los puntos B y D, que delimitan la zona BPD de la órbita lunar, en la que los eclipses de Sol que suceden son siempre totales.

Y si por el contrario, la Tierra se halla cercana a su afelio, entonces la longitud del cono de sombra crece un 1,67% con respecto a la que alcanza a la distancia media Tierra-Sol. En este caso, los eclipses son totales hasta que la Luna se aleja de la Tierra a 59,614. Es el caso de los puntos C y E, que delimitan la zona EAC de la órbita lunar en la que los eclipses de Sol que ocurren son siempre anulares.

¿Y, qué ocurre en las zonas CB y DE? Pues que en ellas la clase de eclipse de Sol, total o anular, depende de la distancia Tierra-Sol. Por tanto, anticipar la clase de eclipse requiere estudiar cada caso particular.

Pero también sucede en esta región de la órbita lunar, que un eclipse central que comienza siendo anular, se convierte en total al cruzar el abultamiento ecuatorial de la Tierra, por la disminución de la distancia a la Luna que supone dicho abultamiento. Es decir, que sea un eclipse mixto que empieza y termina como anular, pero que en su recorrido medio es total. Por esta razón hemos denominado Zona de Eclipses Mixtos a ambos tramos de la órbita lunar.

Así, al contemplar la mayor extensión de la región de la órbita lunar en la que todos los eclipses que ocurren son anulares, la zona EAC, es cuando uno se cerciora de que la mayoría de los eclipses centrales de Sol son anulares. Y por ello, la probabilidad de que un eclipse sea total es más baja que la de que sea anular.

NOTA: Recordemos que dado que los parámetros que determinan la órbita de la Luna son osculantes (variables), los datos que hemos expuesto más arriba solamente son aproximados, siendo necesario calcular todos los detalles en cada caso particular para predecir la clase de eclipse que acontecerá.

Consiguientemente, para efectuar una buena observación del eclipse anular de Sol que nos ocupa, para el que tan favorecida resultaba la Península Ibérica, era necesario disponer de efemérides astronómicas fiables. ¿Y qué mejores efemérides que las que ofrece Fred Espenak en su página web de NASA? Sin embargo, como aficionado a la astronomía en todos sus aspectos, uno se pregunta porqué no tratar de elaborar sus propias predicciones.

En el grupo de aficionados que nos proponíamos colaborar en la observación del eclipse, uno (Fernando Rodríguez) perteneciente a la plantilla de la estación Espacial de Villafranca (ahora convertida en ESAC, o European Space Astronomical Centre), otros dos (Carmen Domenech y Pedro González) a la Agrupación Astronómica Madrileña (AAM) y quien escribe este relato a ambos organismos, utilizamos dos métodos de cálculo de efemérides. Pedro González empleó las efemérides DE413/LE413, basadas en algoritmos desarrollados por el USNO (United States Naval Observatory) y JPL (Jet Propulsion Laboratory), calculadas mediante el programa Mathematica for Windows 5.2. Y yo, por mi parte, opté por obtenerlas con ayuda del programa Eclipse Complete (mercantilizado por Zephyr Services, EE. UU.). Por su parte, Fernando Rodríguez decidió aprovechar la experiencia de los datos obtenidos durante el tránsito de Venus y aplicar esta misma metodología a los que obtuviéramos del eclipse para elaborar métodos matemáticos de determinación de la Unidad Astronómica.

*Alberto Martos Rubio, escritor, Ingeniero Técnico de la Estación de Seguimiento de Satélites de ESA, en Villafranca (Madrid). Ha publicado la obra en 6 volúmenes Historia de Las Constelaciones editada por Equipo Sirius S.A. Madrid, España. Une a esto, sus vastos conocimientos astronómicos.