Un eclipse solar es un tipo de eclipse que ocurre cuando la Luna pasa entre el Sol y la Tierra, y la Luna bloquea total o parcialmente ("oculta") el Sol. Esto sólo puede suceder en luna nueva, cuando el Sol y la Luna están en conjunción, vistos desde la Tierra, en una alineación conocida como sizigia. En un eclipse total, el disco del Sol queda completamente oscurecido por la Luna. En los eclipses parciales y anulares, sólo una parte del Sol queda oscurecida.
Si la Luna estuviera en una órbita perfectamente circular, un poco más cerca de la Tierra y en el mismo plano orbital, habría eclipses solares totales todos los meses. Sin embargo, la órbita de la Luna está inclinada (inclinada) más de 5 grados con respecto a la órbita de la Tierra alrededor del Sol (ver eclíptica), por lo que su sombra en la Luna nueva generalmente no pasa por la Tierra. La órbita de la Tierra se llama plano de la eclíptica porque la órbita de la Luna debe cruzar este plano para que se produzca un eclipse (tanto solar como lunar). Además, la órbita real de la Luna es elíptica, lo que a menudo la aleja lo suficiente de la Tierra como para que su tamaño aparente no sea lo suficientemente grande como para bloquear totalmente al Sol. Los planos orbitales se cruzan entre sí en una línea de nodos, lo que da como resultado al menos dos y hasta cinco eclipses solares cada año; no más de dos de los cuales pueden ser eclipses totales. Sin embargo, los eclipses solares totales son raros en un lugar determinado porque la totalidad existe sólo a lo largo de un estrecho camino en la superficie de la Tierra trazado por la sombra o umbra de la Luna.
Un eclipse es un fenómeno natural. Sin embargo, en algunas culturas antiguas y modernas, los eclipses solares se han atribuido a causas sobrenaturales o se han considerado de malos augurios. Un eclipse solar total puede resultar aterrador para las personas que desconocen su explicación astronómica, ya que el Sol parece desaparecer durante el día y el cielo se oscurece en cuestión de minutos.
Dado que mirar directamente al Sol puede provocar daños oculares permanentes o ceguera, se utiliza protección ocular especial o técnicas de visión indirecta al observar un eclipse solar. Es técnicamente seguro ver sólo la fase total de un eclipse solar total a simple vista y sin protección; sin embargo, esta es una práctica peligrosa, ya que la mayoría de las personas no están capacitadas para reconocer las fases de un eclipse, que puede durar más de dos horas, mientras que la fase total sólo puede durar hasta 7,5 minutos en cualquier lugar. Las personas conocidas como cazadores de eclipses o umbráfilos viajarán a lugares remotos para observar o presenciar los eclipses solares centrales previstos.
Tipo
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Total
ocurre cuando la silueta oscura de la Luna oscurece por completo la luz intensamente brillante del Sol, permitiendo que la corona solar, mucho más débil, sea visible. Durante cualquier eclipse, la totalidad ocurre, en el mejor de los casos, sólo en una franja estrecha en la superficie de la Tierra.
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Parcial
ocurre cuando el Sol y la Luna no están exactamente alineados y la Luna sólo oscurece parcialmente al Sol. Este fenómeno suele verse desde gran parte de la Tierra fuera del recorrido de un eclipse anular o total. Sin embargo, algunos eclipses sólo pueden verse como eclipses parciales, porque la umbra pasa por encima de las regiones polares de la Tierra y nunca cruza la superficie de la Tierra. Los eclipses parciales son prácticamente imperceptibles, ya que se necesita más del 90% de cobertura para notar cualquier oscurecimiento. Incluso al 99% no sería más oscuro que el crepúsculo civil.
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Anular
ocurre cuando el Sol y la Luna están exactamente alineados, pero el tamaño aparente de la Luna es menor que el del Sol. De ahí que el Sol aparezca como un anillo o anillo muy brillante que rodea el disco oscuro de la Luna.
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Híbrido
cambios entre un eclipse total y anular. En ciertos puntos de la superficie de la Tierra aparece como un eclipse total, mientras que en otros puntos aparece como anular. Los eclipses híbridos son comparativamente raros.
Duracion
Los siguientes factores determinan la duración de un eclipse solar total (en orden de importancia decreciente):
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La luna está casi exactamente en el perigeo (haciendo que su diámetro angular sea lo más grande posible).
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La Tierra está muy cerca del afelio (lo más alejado del Sol en su órbita elíptica, lo que hace que su diámetro angular sea casi lo más pequeño posible).
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El punto medio del eclipse está muy cerca del ecuador terrestre, donde la velocidad orbital es mayor.
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El vector de la trayectoria del eclipse en el punto medio del eclipse se alinea con el vector de rotación de la Tierra (es decir, no en diagonal sino hacia el este).
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El punto medio del eclipse está cerca del punto subsolar (la parte de la Tierra más cercana al sol).
Ancho de ruta
Durante un eclipse central, la umbra (o antumbra) de la Luna, en el caso de un eclipse anular, se mueve rápidamente de oeste a este a través de la Tierra. La Tierra también gira de oeste a este, a unos 28 km/min en el ecuador, pero como la Luna se mueve en la misma dirección que la Tierra a unos 61 km/min, la umbra casi siempre parece moverse en una dirección opuesta. dirección aproximada oeste-este a través de un mapa de la Tierra a la velocidad de la velocidad orbital de la Luna menos la velocidad de rotación de la Tierra.
El ancho de la trayectoria de un eclipse central varía según los diámetros aparentes relativos del Sol y la Luna. En las circunstancias más favorables, cuando ocurre un eclipse total muy cerca del perigeo, la trayectoria puede tener hasta 267 km (166 millas) de ancho y la duración de la totalidad puede ser de más de 7 minutos. Fuera de la trayectoria central, se ve un eclipse parcial sobre un área mucho más grande de la Tierra. Normalmente, la umbra tiene entre 100 y 160 km de ancho., while the penumbral diameter is in excess of 6400 km.
Azimut
Un azimut en general es una medida angular en un sistema de coordenadas esférico. El vector desde un observador (origen) hasta un punto de interés se proyecta perpendicularmente sobre un plano de referencia; el ángulo entre el vector proyectado y un vector de referencia en el plano de referencia se llama acimut.
El ángulo de azimut solar es el ángulo de azimut del sol. Define en qué dirección está el sol y el valor mostrado para cada eclipse proporciona el acimut del Sol en el mayor eclipse. Se define tradicionalmente como el ángulo entre una línea orientada hacia el sur y la sombra proyectada por una barra vertical en la Tierra. Esta convención establece que el ángulo es positivo si la línea está al este del sur y negativo si está al oeste del sur. Sin embargo, a pesar de la tradición, la convención más comúnmente aceptada para analizar la irradiación solar, p. para aplicaciones de energía solar, es en el sentido de las agujas del reloj desde el norte, por lo que el este es 90°, el sur es 180° y el oeste es 270°.
Altitud
El ángulo de elevación solar es la altitud del sol, el ángulo entre el horizonte y el centro del disco solar. El valor mostrado para cada eclipse indica la altitud del Sol durante el mayor eclipse.
Gamma
Gamma (denotado como γ) de un eclipse describe cuán centralmente la sombra de la Luna o la Tierra golpea a la otra. La distancia, cuando el eje del cono de sombra pasa más cerca del centro de la Tierra o de la Luna, se expresa como una fracción del radio ecuatorial de la Tierra. El signo de gamma define, para un eclipse solar, si el eje de la sombra pasa al norte o al sur del centro de la Tierra; un valor positivo significa norte. Para los eclipses solares, la Tierra se define como la mitad que está expuesta al Sol (esto cambia con las estaciones y no está relacionado directamente con los polos o el ecuador de la Tierra, por lo que el centro de la Tierra está dondequiera que el Sol esté directamente encima).
El valor absoluto de gamma nos permite distinguir diferentes tipos de eclipses solares:
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Si gamma es 0, el eje del cono de sombra está exactamente entre las mitades norte y sur del lado iluminado por el sol de la Tierra cuando pasa sobre el centro.
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si gamma es inferior a 0,9972, el eclipse es central. El eje del cono de sombra incide en la Tierra y hay lugares en la Tierra donde se puede ver la Luna en el centro frente al Sol. Los eclipses centrales pueden ser totales o anulares (si la punta de la umbra llega a la superficie de la Tierra apenas llega a la Tierra, el tipo puede cambiar durante el eclipse de anular a total y viceversa, esto se llama eclipse híbrido).
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Si gamma está entre 0,9972 y 1,0260, el eje del cono de sombra no pasa por la Tierra, pero debido a que la umbra o la antumbra tiene un cierto ancho, en algunas circunstancias una parte de la umbra o la antumbra puede tocar la Tierra en las regiones polares. El resultado es un eclipse total o anular no central.
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si gamma está entre 0,9972 y aproximadamente 1,55 y no ocurren las circunstancias especiales mencionadas anteriormente, el eclipse es parcial, la Tierra atraviesa solo la penumbra.
Si la Tierra fuera una esfera, el límite para un eclipse central sería 1,0, pero debido al achatamiento de la Tierra es 0,9972.
Saros
El saros es un período de aproximadamente 223 meses sinódicos (aproximadamente 6585,3211 días, o 18 años y 11 días y 8 h), que puede utilizarse para predecir eclipses de Sol y Luna. Un período saros después de un eclipse, el Sol, la Tierra y la Luna vuelven aproximadamente a la misma geometría relativa, una línea casi recta, y se producirá un eclipse casi idéntico, en lo que se conoce como ciclo de eclipse.
Una serie de eclipses separados por un saros se llama serie saros. Cada serie de saros comienza con un eclipse parcial (el Sol ingresa primero al final del nodo), y en cada saros sucesivo, la trayectoria de la Luna se desplaza hacia el norte (cuando está cerca del nodo descendente) o hacia el sur (cuando está cerca del nodo ascendente) debido a el hecho de que el saros no es un número entero exacto de meses dracónicos (aproximadamente una hora menos). En algún momento, los eclipses ya no son posibles y la serie termina (el Sol abandona el comienzo del nodo). Los compiladores de estadísticas de eclipses establecieron fechas arbitrarias. Estas fechas extremas son 2000 a. C. y 3000 d. C. La serie Saros, por supuesto, continuó antes y continuará después de estas fechas. Dado que el primer eclipse de 2000 a. C. no fue el primero en su saros, es necesario extender los números de la serie saros hacia atrás más allá de 0 a números negativos para dar cabida a los eclipses que ocurrieron en los años posteriores a 2000 a. C. El saros -13 es el primer saros que aparece en estos datos. Para los eclipses solares, las estadísticas de la serie saros completa dentro de la era entre 2000 a. C. y 3000 d. C. se proporcionan en las referencias de este artículo. Los miembros de una serie de saros tardan entre 1226 y 1550 años en atravesar la superficie de la Tierra de norte a sur (o viceversa). Estos extremos permiten de 69 a 87 eclipses en cada serie (la mayoría de las series tienen 71 o 72 eclipses). De 39 a 59 (en su mayoría alrededor de 43) los eclipses en una serie dada serán centrales (es decir, totales, anulares o híbridos anular-total). En un momento dado, estarán en progreso aproximadamente 40 series de saros diferentes.
Las series de Saros están numeradas según el tipo de eclipse (solar o lunar) y si ocurren en el nodo ascendente o descendente de la Luna. Los números impares se utilizan para los eclipses solares que ocurren cerca del nodo ascendente, mientras que los números pares se dan para los eclipses solares del nodo descendente. Para los eclipses lunares, este esquema de numeración es algo aleatorio. El orden de estas series está determinado por el momento en el que cada serie alcanza su punto máximo, que corresponde al momento en que un eclipse está más cerca de uno de los nodos lunares. Para los eclipses solares, las 40 series numeradas entre 117 y 156 están activas, mientras que para los eclipses lunares, ahora hay 41 series saros activas.
Coordenadas
Latitud y longitud donde se verá el mayor eclipse.
