Què és un eclipsi de Sol?
Per què es produeixen els eclipsis?
A l'hora d'observar un eclipsi de Sol i entendre bé què és el que estem veient, el primer que cal preguntar-se és: què és un eclipsi? Si acudim al diccionari etimològic veurem que "eclipsi" ve del grec ékleipsis, que significa "desaparició" o "abandó", la qual cosa permet entendre d'una forma prou gràfica les sensacions que les persones que van viure abans del desenrotllament de l'astronomia experimentarien en presenciar semblant prodigi. Ja en termes moderns, en parlar d'un eclipsi parlem d'un fenomen astronòmic que ocorre quan el Sol, la Terra i la Lluna s'alineen, i el cos que està al mig projecta la seva ombra sobre l'altre. Les òrbites dels tres impedixen que el Sol sigui el cos que estiga al mig, afortunadament, perquè si tal cosa ocorregués, no sols no hi hauria lloc a cap eclipsi, sinó que seria catastròfic per al nostre planeta. Queden, per tant, dues possibilitats. Si la Lluna s'interposa entre el Sol i la Terra, l'ombra de la Lluna es projectarà sobre alguna zona de la superfície de la Terra, i tindrem un eclipsi de Sol. Des d'eixa regió estarem doncs a l'ombra de la Lluna, i veurem el Sol totalment o parcialment tapat per aquesta. Si per contra és la Terra la que se situa entre el Sol i la Lluna, parlarem d'un eclipsi de Lluna, perquè des del nostre planeta veurem la Lluna enfosquida per estar en l'ombra que projecta la Terra.
Aquestes situacions es comprenen si recordem que la Terra està orbitant entorn del Sol, i la Lluna, molt més prop de la Terra, està girant entorn d'ella, quasi en el mateix pla que el de l'òrbita de la Terra. Si ens situem en la Terra mirant cap al Sol, quan en el seu recorregut de 28 dies la Lluna passa per "davant" de la Terra, podem tenir un eclipsi de Sol, i quan passa per "darrere", tindríem un eclipsi de Lluna.
Considerant eixa combinació de moviments, podríem pensar llavors que en cada òrbita de la Lluna hauria d'haver-hi un eclipsi solar i un altre lunar, segons el nostre satèl·lit vaja passant per les seues posicions a un costat i un altre de la Terra. Tanmateix, això no és així; els eclipsis són molt menys freqüents, i això es deu al següent fet: el pla en el qual orbita la Terra entorn del Sol i el pla en el qual orbita la Lluna entorn de la Terra no coincideixen exactament, sinó que estan lleument inclinats l'un respecte a l'altre, formant un angle de 5°, com es mostra en la il·lustració que acompanya aquest text.
Això fa que en la majoria dels casos, com en les configuracions de la dreta i l'esquerra de la imatge adjunta, la Lluna en la seva òrbita passe per damunt o per davall de la línia que unix la Terra i el Sol, i per tant no tingui lloc l'alineació dels tres cossos que genera els eclipsis. Això només es produeix en situacions com la de dalt o a baix de la imatge, que és quan la Lluna passa pels nodes, o punts d'intersecció entre els plans orbitals de la Lluna i de la Terra. Això ocorre dos vegades al llarg de l'òrbita terrestre, amb una separació temporal d'uns sis mesos. Els eclipsis, a més, solen succeir de dos en dos: quan tenim un de Sol, és molt comú que unes dos setmanes abans o després ocórrega un eclipsi de Lluna. En aquest cas diem que els dos eclipsis s'acompanyen.
A la vista de l'anterior, podria pensar-se que els eclipsis haurien d'ocórrer en aquestes dates cada any, en les dos ocasions en què travessem la línia de nodes. No obstant això, no és així, perquè les òrbites de la Terra i la Lluna no són constants ni conmesurables. Encara que es representen com a el·lipses per a simplificar, aquestes trajectòries estan subjectes a pertorbacions gravitatòries causades pel Sol, altres planetes i les marees terrestres. El resultat és que les òrbites canvien subtilment amb el temps, i la línia dels nodes, on els plans orbitals de la Lluna i la Terra es creuen, patix un desplaçament retrògrad. Aquest desplaçament, que completa un gir complet cada 6.798 dies, provoca que el Sol passe per un mateix node cada 346 dies, la qual cosa es coneix com a any eclíptic. En conseqüència, les èpoques d'eclipsis s'avancen aproximadament 19 dies cada any.
Això fa que hi hagi almenys dos eclipsis de Sol a l'any. I en alguns anys, si el primer ocorre a l'inici de l'any, és possible que ocorrin altres dues èpoques d'eclipsis, permetent fins a cinc eclipsis solars si les condicions són favorables, com va ocórrer per última vegada en 1935 i no tornarà a ocórrer fins a 2206. A això també ajuda el fet que la Lluna i la Terra tinguin una grandària considerable en relació a la distància que els separa, la qual cosa fa que no sigui imprescindible que els tres astres estiguin exactament alineats perquè l'eclipsi es doni en algun lloc de la Terra.
Eclipsis de Sol
Els eclipsis de Sol, com exposàvem en la secció anterior, es produeixen quan la Lluna s'interposa entre el Sol i la Terra i la seva ombra cau sobre el nostre planeta.
És important destacar que només des de la zona de la Terra on cau l'ombra de la Lluna es podrà veure l'eclipsi de Sol, que serà, tanmateix, inexistent en qualsevol altre punt que estigui il·luminat. Això difereix dels eclipsis de Lluna, que quan es produeixen són visibles des de zones més àmplies, i fa que observar un eclipsi de Sol sigui un esdeveniment particularment excepcional.
Magnitud i enfosquiment d'un eclipsi de Sol
Per indicar en un eclipsi solar fins a quin punt la Lluna està ocultant el Sol podem utilitzar diferents paràmetres. Un d'ells és la magnitud, que ens indica quina fracció del diàmetre angular del Sol està quedant coberta. És una relació entre diàmetres (ocultat i total), i no entre àrees. En un eclipsi parcial o anular la magnitud sempre estarà entre zero i u, i l'ocultació serà més gran com més a prop d'u es trobi la magnitud. La magnitud es pot expressar en forma decimal o en percentatge, indistintament (per exemple, 0,2 o 20 %, sobre un diàmetre solar d'1 o 100 %). En un eclipsi total la magnitud és el quocient entre el diàmetre angular lunar i el solar, i sempre és igual o superior a u. D'altra banda, també es pot parlar d'enfosquiment, que ens indica la fracció de l'àrea del Sol que està coberta pel disc lunar. No hi ha una correspondència única entre magnitud i enfosquiment, a causa de les variacions de la mida angular de la Lluna al llarg de la seva òrbita, fet que provoca que en certes configuracions d'eclipsi solar la magnitud pugui ser la mateixa, però variï el percentatge de superfície solar ocultada i, per tant, l'enfosquiment pugui ser diferent.
Tipus d’eclipsis de Sol
El tipus d’eclipsi de Sol que podem veure des d'una determinada zona de la Terra dependrà de si la Lluna tapa totalment o parcialment el disc solar, i de quina manera. Podrem observar tres tipus d’eclipsis solars: totals, anulars i parcials.
Eclipsi total de Sol
Si ens fixem de nou en la figura de l’esquema dels eclipsis de Sol, podem distingir dues zones a l’ombra que projecta la Lluna sobre el nostre planeta: la umbra i la penombra. Aquella regió de la Terra on es projecti la umbra, que és la part més profunda i fosca de l’ombra i en què la font de llum està completament bloquejada, presenciarà un eclipsi total de Sol. En aquest cas, la Lluna arribarà a tapar completament la nostra estrella, amb el consegüent efecte de disminució de la lluminositat i de la temperatura, tot i que sigui ple dia. Observar un eclipsi total de Sol és una cosa excepcional: com es pot veure a l’esquema, la zona de projecció de la umbra sobre la Terra, on es produeix la totalitat, és molt petita. Ara bé, cal aclarir que la rotació de la Terra ajuda que la totalitat sigui visible en més llocs, en fer que la umbra traçi una franja en forma d’arc sobre la superfície del planeta durant el transcurs de l’eclipsi. Aquesta franja s’anomena franja de totalitat de l’eclipsi.
Per contra, les regions que estiguin a la penombra presenciaran un eclipsi parcial, en què el nostre satèl·lit taparà un cert percentatge de la superfície del Sol, però no la totalitat, de manera que mai no deixaran de rebre radiació solar i, com que aquesta és tan potent, la disminució de la lluminositat no serà tan evident. A la resta del planeta, fora de la umbra i de la penombra de l’ombra lunar, l’eclipsi no serà visible.
Els eclipsis totals de Sol es produeixen gràcies a una situació fortuïta de la natura, que es basa en el fet que, vistos des del nostre planeta, la Lluna i el Sol tinguin una mida aparent molt semblant al cel. La Lluna és, lògicament, molt més petita que el Sol, unes 400 vegades més petita. Però també és molt més a prop de la Terra, unes 400 vegades més a prop. Aquesta coincidència de números fa que els vegem com dos cercles de mida semblant al cel, una cosa que no obeeix a causes físiques sinó que es dona per pura casualitat. Una casualitat que fa possible que, amb una configuració adequada de posicions, el disc de la Lluna arribi a tapar completament el del Sol. Aquesta feliç coincidència ho és encara més si considerem que no s'ha de donar de forma indefinida en el temps. A causa de les forces de marea que hi ha entre la Terra i la Lluna, el nostre satèl·lit s'allunya uns 3,8 centímetres de nosaltres cada any. Això sembla una quantitat irrisòria davant els 384.400 quilòmetres de distància mitjana entre la Terra i la Lluna, però en el transcurs dels pròxims milions d'anys tindrà un efecte considerable que farà que la Lluna estigui més lluny, i es vegi cada vegada més petita. Així, en uns 600 milions d'anys, els eclipsis totals de Sol deixaran d'existir, ja que la Lluna no podrà ocultar del tot la nostra estrella.
Eclipsi anular de Sol
L'eclipsi anular de Sol es produeix amb una configuració de posicions semblant a l'eclipsi total, en la qual la Lluna passa pel node de les òrbites, i es produeix una alineació gairebé perfecta dels tres cossos, amb el nostre satèl·lit interposat entre la Terra i el Sol.
No obstant això, en aquest cas no es produeix una ocultació completa del Sol per part del nostre satèl·lit, perquè el con de la umbra de la Lluna no toca la superfície de la Terra. Per comprendre això hem de tenir en compte que les òrbites de la Terra i de la Lluna no són circulars, sinó el·líptiques. Això fa que la distància entre els dos cossos implicats variï al llarg de l'òrbita. En el cas de la Terra, la posició orbital en què el nostre planeta està a la mínima distància possible al Sol es denomina periheli, mentre que la de més distància s'anomena afeli. De manera anàloga, en la seva òrbita al voltant de la Terra, la Lluna té les posicions de perigeu, per a la mínima distància, i apogeu, per a la màxima. Es mostren en el següent esquema, en el qual és important tenir en compte que l'elipticitat de les òrbites està exagerada amb finalitats il·lustratives. Les òrbites reals són molt més properes a les circulars (l'òrbita terrestre té en l'actualitat una excentricitat de 0,0167, i l'òrbita lunar de 0,0549).
En funció d'on estiguin la Terra i la Lluna en les seves respectives òrbites (més a prop o més lluny del cos central) veurem variacions en les mides aparents del Sol i la Lluna al cel. La variació de la mida del Sol és relativament petita, de l'ordre del 3%. La de la Lluna, però, és més gran, amb una diferència del 14% entre la seva mida màxima, en el perigeu, i el mínim, en l'apogeu.
Com que les mides aparents d'ambdós cossos vistos des de la Terra són tan semblants, la Lluna es veurà una mica més gran que el Sol quan el nostre satèl·lit estigui més a prop del perigeu i la Terra més a prop de l'afeli, i, per contra, el Sol es veurà una mica més gran que la Lluna quan la Terra estigui més a prop del periheli i la Lluna estigui més a prop de l'apogeu. Així, quan es doni l'alineació entre els tres astres, tindrem un eclipsi total de Sol si en aquesta configuració concreta de posicions orbitals la Lluna té una mida aparent igual o més gran que la del Sol. En el cas contrari, si en aquell moment la Lluna té una mida aparent més petita, no serà capaç de tapar totalment el disc de la nostra estrella, i tindrem un eclipsi anular. En aquests casos el con de la umbra finalitza abans d'arribar a la superfície de la Terra, i la regió d'anularitat (des d'on serà visible l'eclipsi anular) la definirà la seva prolongació, l'antumbra, i la franja que aquesta traci sobre la superfície de la Terra deguda a la seva rotació.
Eclipsi parcial de Sol
Un eclipsi parcial de Sol té lloc quan la Lluna tapa només una fracció de la superfície solar. Això es pot produir en diferents situacions. Una opció serà la que es dona en un eclipsi total de Sol per a aquelles regions de la Terra que estiguin situades en la penombra del con d'ombra de la Lluna. Un cas anàleg es donarà en els eclipsis anulars. Una altra possible configuració es produeix quan la Lluna no passa exactament pel node, però sí de forma pròxima per dalt o per sota, com la situació que es mostra en l'esquema adjunt. En aquest cas la umbra i l'antumbra no arriben a projectar-se sobre la Terra, per la qual cosa no es dona eclipsi total ni anul·lar, però la penombra sí que afecta una part de la superfície terrestre. Des d'aquestes regions veurem un eclipsi parcial.
Eclipsi solar híbrid
L'anomenat eclipsi solar híbrid no és un tipus en si mateix, sinó una combinació de dos. Es dona quan la distància a la qual hi ha la Lluna en aquell moment, el recorregut que fa i la curvatura de la Terra produeixen que en part de la Terra l'eclipsi solar es vegi com a total, i en una altra regió es vegi com anul·lar. En aquest cas podem tenir que l’eclipsi comença com a anular, al llarg del seu recorregut es converteix en total, i després retorna a anul·lar. Podem tenir també només dues de les fases, anul·lar-total o total-anul·lar. També es denominen eclipsis anulars-totals. Menys d'un 5% del total dels eclipsis de Sol són híbrids.
Eclipsis de Lluna
Encara que aquest volum se centri en eclipsis de Sol, per completitud descriurem de forma general els eclipsis lunars i els seus tipus. Els eclipsis de Lluna tenen lloc quan el nostre satèl·lit passa per l'ombra que projecta la Terra a causa de la il·luminació del Sol. Això implica que sempre es produeixen amb Lluna plena. Com passa amb els eclipsis solars, només es produiran quan el satèl·lit passi per o a prop dels nodes, és a dir, pels punts en què la seva òrbita creua el pla orbital de la Terra. A diferència dels eclipsis solars, que només es poden observar des d'aquelles regions de la superfície terrestre en les quals es projecta l'ombra de la Lluna, els eclipsis lunars són visibles des de qualsevol lloc del món on sigui de nit en el moment de l'eclipsi. Això fa que, encara que siguin igualment probables que els eclipsis de Sol, des d'una determinada localització sigui molt més freqüent observar un eclipsi lunar que un solar.
Tipus d'eclipsis de Lluna
Podem considerar dues regions a l'ombra que projecta la Terra: la umbra, més densa, en la qual no arriba radiació solar directa, i la penombra, en la qual la radiació solar només és bloquejada parcialment. Els tipus d'eclipsi lunar van a dependre de la zona de l'ombra del nostre planeta per la qual passi la Lluna.
Eclipsi total de Lluna
L'eclipsi lunar total té lloc quan la Lluna entra completament a la umbra de la Terra. És la configuració que es mostra en l'esquema de la secció 3.4. En aquest cas el planeta evita que la Lluna rebi radiació directa del Sol. Ara bé, atès que la Lluna no emet llum pròpia sinó que reflecteix la que li arriba, podríem pensar que durant un eclipsi lunar total el nostre satèl·lit no s'hauria de veure en absolut. No obstant això, no és així: si bé la seva brillantor disminueix dràsticament, la Lluna es pot veure tenyida d'un característic color vermellós durant els eclipsis totals.
La causant d'aquest fet tan peculiar no és altra que la nostra atmosfera. Durant un eclipsi lunar total el nostre satèl·lit sí que està rebent una certa quantitat de llum solar, d'aquella que passa per les vores de la Terra i és dispersada per l'aire que ens envolta. La dispersió atmosfèrica de la llum amb longituds d'ona més curta (blaus i violetes) és molt eficient, per la qual cosa bona part d'aquesta es perd a l'espai (i dona lloc, de pas, al color blau del cel). No obstant això, la dispersió de la llum amb longituds d'ona més llargues (colors vermells i taronges) és molt menys eficient, i per tant aquesta llum manté en major proporció una direcció igual o semblant a la inicial. Això produeix que la Lluna rebi un major percentatge de llum vermella filtrada per la nostra atmosfera, la qual cosa li dóna el seu color eclipsat característic. Quanta més nuvolositat hi hagi a l'atmosfera terrestre durant l'eclipsi, més vermellós es tornarà el nostre satèl·lit.
Eclipsi parcial de Lluna
L'eclipsi parcial de Lluna es produeix quan només una part de la Lluna entra a la umbra, mentre la resta es manté a la penombra. En aquest tipus d'eclipsi es produeix una disminució general de la lluminositat lunar, i es pot veure el fragment fosc que està en la umbra. És interessant fixar-se en el fet que la corba de l'ombra que veiem és la vora de l'ombra del nostre planeta, i té una curvatura diferent a la línia de llum i ombra que veiem quan tenim a la Lluna en fase creixent o minvant. Aquí l'efecte de l'enrogiment de la llum per l'atmosfera terrestre és molt menys perceptible, a causa de la intensa lluminositat que té la superfície lunar que no està en la umbra.
Eclipsi penombral de Lluna
Aquest tipus d'eclipsi té lloc quan la Lluna entra en la penombra de la Terra, però no toca la umbra. Es produeix un subtil fosc de la superfície lunar, que serà més marcat com més gran sigui el percentatge del nostre satèl·lit que està en la penombra. Si aquest percentatge és baix, l'eclipsi pot ser molt poc perceptible a simple vista. Es pot produir un eclipsi penombral total, en el qual la Lluna al complet està en la penombra sense introduir-se en la umbra. Però són molt infreqüents, ja que l'ample de la zona penombral és només lleugerament més gran que el diàmetre de la Lluna.
