Nombre d'eclipsis per any
Atés que els eclipsis es produïxen quan els nodes de l'òrbita de la Lluna estan alineats amb el Sol (veure capítol 2), aquests es produiran agrupats en el que es coneix com a estacions d'eclipsis. Aquestes estacions estan separades per aproximadament 173,3 dies, per la qual cosa cada any hi haurà dos o, molt rarament, tres estacions d'eclipsis. Quan la primera estació ocorre en l'inici de l'any, hi haurà una tercera, incompleta, al final. Un any d'eclipsis comprén dos estacions d'eclipsis, és a dir 346,6 dies.
Normalment un eclipsi de Sol i un de Lluna s'acompanyen, és a dir un es produïx mitjana llunació després de l'altre. Això fa que en un any es produïsquen entre 4 i 7 eclipsis, incloent-hi els de Sol i els de Lluna, amb almenys dos eclipsis de cada tipus.
Al llarg d'aquest segle es produiran 223 eclipsis solars, 68 d'ells seran totals, 72 anulars, 7 mixtos (anular/total) i 76 de penombra (parcials). Així mateix, hi haurà 230 eclipsis lunars, 85 d'ells totals, 58 parcials i 87 penombrals.
Cicle saros
Quan es veuen les dates en les quals es van produint els eclipsis d'any en any, es podria pensar que no tenen cap periodicitat, però això no és així. Perquè puguen ocórrer eclipsis és necessari que el Sol i la Lluna es troben prop d'unes posicions determinades respecte a la Terra. El Sol, per exemple, ha d'estar prop de la línia dels nodes de l'òrbita de la Lluna respecte a la Terra. La Lluna, per part seua, a més d'estar prop d'un dels nodes, ha d'estar en fase nova perquè puga haver-hi un eclipsi de Sol, o en fase plena perquè siga factible un eclipsi de Lluna.
Aquestes posicions es repetixen de manera periòdica, encara que els seus períodes són distints. El temps que transcorre entre dos llunes plenes consecutives, que es denomina mes sinòdic o llunació, és d'aproximadament 29,5 dies. Un any d'eclipsis, com hem vist, dura 346,6 dies. Amb aquests dos valors podem comprovar que 223 llunacions es corresponen pràcticament amb 19 anys d'eclipsis, per la qual cosa després d'eixe interval de temps, anomenat saros, la Lluna i el Sol estaran aproximadament en la mateixa posició respecte a la Terra, amb la Lluna en la mateixa fase. És a dir, després d'eixe interval de temps, es produirà un eclipsi en les mateixes condicions. Això no vol dir que es vaja a veure des de la Terra de la mateixa manera, ja que un saros equival a 18,03 anys tròpics (la base del calendari civil), o a 6.585,32 dies. Eixe terç de dia extra de duració fa que la superfície de la Terra no tinga la mateixa posició i el nou eclipsi es veja des d'una zona diferent de la superfície del nostre planeta. A continuació s'inclou una taula amb els càlculs més detallats.
| Període | Duració | Saros |
|---|---|---|
| Llunació | 29,53059 dies | 1 saros = 223 llunacions = 6.585,32135 dies |
| Any d'eclipsis | 346,62008 dies | 1 saros = 18,99867 anys d'eclipsi |
| Any tròpic | 365,24219 dies | 1 saros = 18,03001 anys tròpics |
Encara que després d'un saros tindrem un eclipsi quasi en les mateixes condicions, no serà exactament igual, ja que la línia dels nodes patix un moviment de precessió en sentit oposat al del moviment orbital de la Lluna. Per això s'han definit el que es coneix com a sèries de saros, que són eclipsis separats per un saros, i que comencen per un eclipsi parcial. Es va triar la sèrie que va començar amb l'eclipsi del 4 de juny de 2873 a. C. com la sèrie 1 dels eclipsis de Sol. Les sèries imparelles d'eclipsis de Sol s'inicien quan el Sol entra en el node ascendent i els eclipsis successius es van desplaçant cap al sud, passant a ser totals o anulars, i finalment de nou parcials quan el Sol es comença a allunyar del node, fins que ja no és possible que es produïsquen eclipsis. Les sèries parells es donen en el node descendent i es mouen cap al nord. Per a les sèries lunars és al revés. Actualment estan actives les sèries solars 117 a 156, i les sèries lunars 110 a 150.
El saros ja era conegut des de l'antiguitat, amb registres que es remunten a Babilònia, i que continuen en l'època de l'antiga Grècia. Altres civilitzacions també van ser capaces de predir eclipsis, per la qual cosa havien de tindre un coneixement precís dels moviments aparents del Sol i de la Lluna, i per tant d'aquest cicle. Se sap que això ocorria en cultures precolombines com els maies o els mexiques, en l'imperi xinés, i a l'Índia.
El terme saros en si (en grec σάρος) va ser introduït per Edmond Halley en el segle XVII, basant-se en un text bizantí, titulat Sua. En aquest text s'al·ludia a un període de 222 mesos lunars conegut pels caldeos, i partia dels escrits d'Eusebio de Cesarea, qui al seu torn citava a un autor babiloni anomenat Berosus. Més tard, en el segle XVIII, Guillaume Le Gentil va assenyalar que, encara que el període de 223 mesos lunars era molt útil per a la predicció d'eclipsis, l'ús del terme era incorrecte, perquè no es corresponia amb el que els caldeos entenien per saros, ni estava d'acord amb la seua precisió. Malgrat això, l'ús del terme es va estendre i és prevalent en l'actualitat.
A més del saros, hi havia altres cicles coneguts en l'antiguitat que permetien predir els eclipsis amb major o menor exactitud:
El octaeteris era un període de huit anys solars conegut en l'antiga Grècia. Després d'aquests huit anys, la mateixa fase de la Lluna torna a ocórrer dins d'un o dos dies. Va ser descobert per Cleostrato, qui li va assignar una duració de 2.923,5 dies.
El cicle metónico va ser introduït per Metón d'Atenes, i durava 6.940 dies. Aquesta duració és molt similar a la de 235 llunacions (6.939,7 dies), i a la de 19 anys tròpics (6.939,6 dies).
El cicle calípico va ser una millora proposada del cicle metónico per Calipo de Cícico. S'obtenia prenent quatre cicles metónicos i restant un dia, obtenint un període de 27.759 dies, que es correspon a aproximadament 76 anys i 940 llunacions.
Hiparco de Nicea va introduir així mateix un cicle més llarg i més exacte, que durava 126.007 dies més una hora, i es corresponia amb 4.267 mesos sinòdics i 345 anys.
Estadístiques sobre eclipsis
En el Canon of Solar Eclipsis, d'Hermann Muckey Jean Meeus (segona edició, 1992), es donen dades sobre tots els eclipsis solars des de l'any -2003 (2004 a, C.) a l'any 2526. En aquest període, el primer es va produir el 27 de febrer de -2003 (2004 a, C.) i l'últim tindrà lloc el 7 d'octubre de +2526. En aquest període de 4.530 anys es produiran un total de 10.774 eclipsis de Sol, a una mitjana de 2,37 eclipsis per any. D'ells, 6.979 (64,8%) seran d'ombra, aquells en els quals el con d'ombra de la Lluna, o la seua prolongació, ocultarà una part de la superfície de la Terra. La gran majoria d'aquests seran centrals, és a dir, que l'eix del con d'ombra tocarà el nostre planeta.
Eclipsis de penombra: 3.795 (35,2%)
Eclipsis d'ombra: 6,979 (64,8%)
-
Centrals: 6,886 (63,9%)
- Totals: 2,867 (26,6%)
- Anulars: 3,507 (32,5%)
- Mixtos (anular/total): 512 (4,8%)
-
No centrals: 93 (0,86%)
- Total no central: 28 (0,26%)
- Anular no central: 65 (0,60%)
-
Les estadístiques per segle reflectixen els següents valors:
| Segle | Anys | Eclipsis centrals | Eclipsis penombrals | Nombre total d'eclipsis |
|---|---|---|---|---|
| XIX | 1801 a 1900 | 155 | 86 | 242 |
| XX | 1901 a 2000 | 145 | 78 | 228 |
| XXI | 2001 a 2100 | 144 | 77 | 224 |
| XXII | 2101 a 2200 | 151 | 79 | 235 |
| XXIII | 2201 a 2300 | 156 | 91 | 248 |
| XXIV | 2301 a 2400 | 160 | 88 | 248 |
| XXV | 2401 a 2500 | 153 | 81 | 237 |
Això llança un nombre mitjà d'eclipsis per segle de 237 ± 10, amb un nombre mitjà d'eclipsis centrals de 152 ± 6. En mitjana es dona un eclipsi total cada 1,6 anys. No obstant això la probabilitat de veure la seua fase de totalitat en un lloc donat de la Terra és molt baixa: l'amplària típica de la franja de totalitat és d'uns 200 km i la seua longitud típica és de 12.000 km, per la qual cosa la franja de totalitat cobrix típicament una fracció 1/200 de la superfície terrestre. Estadísticament es pot dir que es necessiten uns 200 eclipsis per a cobrir tota la Terra i, atés que es produïxen un cada 1,6 anys, en un lloc determinat es veurà la totalitat cada ~300 anys. D'ací l'interés a desplaçar-se per a veure un eclipsi total quan ocorre relativament a prop.
Eclipsis de Sol visibles com a totals o anulars a Europa
El segle XIX es va acomiadar amb un parell d'eclipsis totals de Sol. La franja de totalitat de l'eclipsi del 28 de maig de 1900 va creuar la península ibèrica i va concentrar a Espanya multitud d'astrònoms de tot el món.
Durant els segles XX i XXI hi haurà un total de 452 eclipsis de Sol. Grosso modo es pot dir que un terç d'aquests són eclipsis de penombra, per la qual cosa són vistos com a parcials, i la resta són d'ombra, quasi tots centrals, per la qual cosa són vistos com a totals o anulars en una franja de la superfície terrestre, mentres que en les zones circumdants són vistos com a parcials. Això és el que va ocórrer amb l'eclipsi de l'11 d'agost de 1999: aquest és un eclipsi central que va ser vist com a total en una banda que s'estenia pel centre d'Europa, Turquia i sud-oest asiàtic, mentres que va ser vist com a parcial en extenses regions que envoltaven tal franja, com va ser el cas d'Espanya.
Al llarg del segle XX hi ha hagut 13 eclipsis de Sol visibles com a totals en algun lloc d'Europa i 5 visibles com a anulars. Aquest segle es va acomiadar l'any 2000 amb quatre eclipsis parcials de Sol, dos d'ells en un mateix mes: 1 i 31 de juliol; l'últim es va donar en el dia de Nadal.
En el segle XXI es podran contemplar des d'algun lloc d'Europa 10 eclipsis totals i 13 anulars.
Eclipsis solars vistos com a totals i anulars des d'Espanya i la resta d'Europa al llarg del segle XX
11 de novembre de 1901, anular, començament de l'eclipsi visible des de Sicília i Xipre, el màxim es va produir sobre l'oceà Índic.
30 d'agost de 1905, total, màxim de l'eclipsi a Espanya, únic país europeu que va creuar.
17 d'abril de 1912, màxim de l'eclipsi enfront de les costes de Portugal, va creuar el nord-oest de la península ibèrica, part de centroeuropa i Rússia. En algunes zones es va veure com anular.
21 d'agost de 1914, total, màxim de l'eclipsi a Rússia, després de creuar la península escandinava..
8 d'abril de 1921, anular, va passar pel nord de les illes britàniques i va aconseguir el seu màxim al nord de la península escandinava.
29 de juny de 1927, total, va creuar Anglaterra i la península escandinava, amb màxim en l'oceà Àrtic.
19 de juny de 1936, total, visible en el sud de Grècia, el seu màxim es va donar a Sibèria central.
21 de setembre de 1941, total, es va iniciar al Caucas, amb màxim a la Xina.
9 de juliol de 1945, total, màxim en l'oceà Àrtic, va creuar la península escandinava, Finlàndia i Rússia.
30 de juny de 1954, total, va tindre el seu màxim enfront de les costes noruegues, va passar per Noruega, Suècia, els països bàltics, Bielorússia i Ucraïna.
30 d'abril de 1957, anular, màxim en l'oceà Àrtic i visible des d'algunes zones del nord de Rússia.
2 d'octubre de 1959, total, va travessar les illes Canàries, amb màxim a Mali.
15 de febrer de 1961, total, va creuar França, Itàlia i els Balcans, amb màxim a Rússia, al nord del mar Muerto.
20 de maig de 1966, anular, va passar pel sud de Grècia i el Caucas, amb màxim a Turquia.
22 de setembre de 1968, total, va tindre el seu màxim a Rússia.
29 d'abril de 1976, anular, va aconseguir el màxim en la mar Mediterrani, passant pel sud de Grècia i Xipre.
22 de juliol de 1990, total, es va iniciar a Finlàndia i va fregar el nord de Rússia, màxim a Sibèria.
11 d'agost de 1999, total, va travessar el centre d'Europa, aconseguint el seu màxim a Romania.
Eclipsis solars vistos com a totals o anulars des d'Espanya i la resta d'Europa al llarg del segle XXI
31 de maig de 2003, anular, es va poder observar des del nord de les illes britàniques i des d'Islàndia, on va ocórrer el màxim.
31 de maig de 2003, anular, es va poder observar des del nord de les illes britàniques i des d'Islàndia, on va ocórrer el màxim.
20 de març de 2015, total, visible des de les illes Fèroe, al nord de les quals es va produir el màxim, i Svalbard.
12 d'agost de 2026, total, tindrà el seu màxim en l'oest d'Islàndia, i posteriorment travessarà el nord d'Espanya.
2 d'agost de 2027, la totalitat passarà pel sud d'Espanya i el nord d'Àfrica, amb el màxim a Egipte.
26 de gener de 2028, anular, tindrà el seu màxim a la Guaiana Francesa, i travessarà Espanya i el sud de Portugal.
1 de juny de 2030, anular, passarà per Grècia, Bulgària, Ucraïna i Rússia, i aconseguirà el seu màxim sobre aquest últim país.
21 de juny de 2039, anular, el màxim es produirà a l'Àrtic, i serà visible des de Groenlàndia, la península escandinava, els països bàltics, Rússia i Bielorússia.
11 de juny de 2048, anular, tindrà el seu màxim sobre l'oceà a l'est d'Islàndia, des d'on es podrà observar, per a després moure's cap a l'est d'Europa.
12 de setembre de 2053, total, de nou creuarà el sud d'Espanya i el nord d'Àfrica, i aconseguirà el seu màxim a Aràbia.
5 de novembre de 2059, anular, travessarà el sud de França, Còrsega, Sardenya i Sicília, i el màxim es produirà a Somàlia.
20 d'abril de 2061, total, passarà per les illes Svalbard, i tindrà el seu màxim en el nord de Rússia.
13 de juliol de 2075, anular, començarà veient-se des de parts de Catalunya i Balears, es mourà pel sud i l'est d'Europa, i aconseguirà el seu màxim a Rússia.
11 de maig de 2078, total, el màxim tindrà lloc en el golf de Mèxic, i serà visible des d'alguns punts de les illes Canàries.
3 de setembre de 2081, total, travessarà el centre d'Europa, amb màxim en la península aràbiga.
27 de febrer de 2082, anular, aconseguirà el seu màxim sobre l'oceà Atlàntic i passarà pel nord de la península ibèrica, França, i el centre i sud d'Europa.
3 de juliol de 2084, anular, començarà en el nord de Rússia i tindrà el seu màxim sobre l'oceà Àrtic.
21 d'abril de 2088, total, el màxim es produirà al sud de Sicília, passant després per Grècia.
23 de setembre de 2090, total, el màxim serà al sud de Groenlàndia, i es veurà a les illes britàniques i França.
7 de febrer de 2092, anular, tindrà el seu màxim en l'oceà Atlàntic i passarà per les illes Canàries.
23 de juliol de 2093, anular, travessarà les illes britàniques, a l'est de les quals es produirà el màxim, per a després moure's cap al centre i est d'Europa.
11 de maig de 2097, total, màxim a Alaska, creuarà les illes Svalbard i tocarà Noruega i Rússia.
La fi dels eclipsis totals
El fet de poder observar eclipsis solars totals des de la superfície de la Terra es deu al fet que la Lluna i el Sol tenen aproximadament la mateixa grandària aparent en el cel, com s'ha vist en la part 3. Mentres el diàmetre aparent de la Lluna en el cel siga major o igual que el del Sol en algun moment, aquesta podrà tapar completament el disc solar quan els eclipsis coincidisquen en eixes posicions.
Això no serà sempre així. Ja en el segle XVII Edmond Halley es va adonar que hi havia una discrepància entre els registres d'eclipsis antics i els instants en els quals ell calculava que havien d'haver succeït basant-se en els valors contemporanis de la duració del dia i de la llunació, amb el que va concloure que el moviment mitjà de la Lluna aparentment s'estava accelerant. Hui sabem que el que està ocorrent en realitat és que la duració del dia s'està allargant, al mateix temps que la Lluna s'està allunyant del nostre planeta. Però, per què es produïx això? La resposta, per estrany que puga semblar, està en les marees..
LLes marees es produïxen de fet per la influència gravitatòria sobre el nostre planeta del nostre satèl·lit i, en menor mesura, del Sol. La força d'atracció gravitatòria disminuïx amb el quadrat de la distància, per la qual cosa per a un cos extens com és la Terra, la intensitat d'eixa força és major en la part de la Terra més pròxima a l'objecte que exercix la seua atracció, i menor en la part més allunyada. En el cas de la Lluna, això s'observa com un bony de la part fluida de la superfície del nostre planeta, això és, les mars i l'atmosfera, en la direcció en la qual es troba el nostre satèl·lit.
Aquest bony va seguint a la Lluna, la qual cosa produïx una fricció amb la superfície sòlida del nostre planeta. Això es traduïx en una frenada de la rotació del nostre planeta, augmentant la duració del dia. A causa de la conservació del moment angular, el moviment orbital del nostre satèl·lit patix una acceleració, la qual cosa fa que aquest es vaja allunyant del nostre planeta.
En allunyar-se, la grandària aparent de la Lluna és cada vegada menor, amb el que arribarà el moment en el qual no siga suficient per a tapar completament el disc solar en cap punt de la seua òrbita, i els eclipsis totals de Sol ja no seran possibles. Per sort no cal témer que això es produïsca a curt termini, ja que aquest procés és molt lent. Gràcies als espills deixats en la Lluna per les missions Apollo podem mesurar amb precisió la distància al nostre satèl·lit, disparant làsers contra ells i mesurant el temps que tarden a tornar. Els mesuraments actuals donen un ritme d'allunyament actual d'uns 3,8 cm per any.
Si aquesta taxa de separació es mantinguera en el temps, la qual cosa és poc probable, encara ens quedarien uns 600 milions d'anys en què podríem gaudir d'aquest fenomen. No obstant això, en anar-se allunyant la Lluna del nostre planeta, la intensitat de les marees disminuirà, igual que la fricció que produïxen, per la qual cosa el ritme d'allunyament serà cada vegada menor, i els càlculs indiquen que es podran observar eclipsis totals durant més de 1.000 milions d'anys.
