A ciencia das eclipses
O Sol, a nosa estrela
O Sol é a nosa estrela, situada no centro do sistema solar. No contexto da nosa galaxia, a Vía Láctea, o Sol é unha estrela completamente estándar: ten unha masa baixa‑intermedia respecto ao rango de masas estelares posibles, atópase na etapa da súa vida que denominamos secuencia principal, que é a máis longa e estable da vida das estrelas, e no sistema de clasificación espectral estelar é de tipo G2V, con luminosidade e temperatura intermedias. É dicir, hai miles de millóns de estrelas coma a nosa distribuídas pola Vía Láctea, e moitas máis se consideramos outras galaxias. E porén, no noso contorno inmediato o papel do Sol é esencial: a súa formación xerou a existencia de todo o sistema solar, a súa masa actual supón o 99,86 % da masa total do sistema planetario, é o principal foco de atracción gravitatoria e con iso mantén unido todo o sistema, e é con moita diferenza a súa principal fonte de enerxía. É o obxecto máis brillante do noso ceo, cunha magnitude de −26,74, o que fai que moi poucos obxectos ou eventos astronómicos poidan ser visibles durante o día, cando el está presente.
A nosa estrela ten un tamaño intermedio, cun radio duns 700.000 km, e polo tanto moito menor ca estrelas superxigantes como Rigel (radio de máis de 70 veces o radio do Sol) ou Antares (radio de aproximadamente 680 veces o radio do Sol). Pero en comparación coa Terra é moi masivo, xa que precisaríamos 330.000 Terras para igualar a masa do Sol, e un total de 1,3 millóns de Terras para encher todo o seu volume. No que respecta ás distancias, atópase a uns 150 millóns de quilómetros do noso planeta, o que fai que a luz que emite tarde uns oito minutos en chegar ata nós.
O Sol é unha gran esfera de gas, composta nun 74,9 % por hidróxeno e nun 23,8 % por helio, mentres que os elementos máis pesados supoñen menos dun 2 % do total. A súa estrutura comprende diferentes rexións ou capas. No centro temos o núcleo, a zona máis quente, a máis de 15 millóns de graos Celsius, onde se producen as reaccións de fusión nuclear que transforman o hidróxeno en helio e xeran a enerxía do Sol. A enerxía xerada por estas reaccións nucleares é a que mantén a estrela en equilibrio fronte ao colapso gravitatorio. Arredor do núcleo solar están a zona radiativa e a convectiva, separadas pola zona de transición da taquoclina. Estas capas transportan a enerxía que se xera no núcleo ata as capas máis externas, e desde aí é irradiada ao espazo. Un fotón producido no núcleo solar tarda uns 170.000 anos en chegar á parte superior da capa convectiva.
Por enriba da zona convectiva atopamos a fotosfera, a unha temperatura duns 5.500 graos Celsius, e polo tanto moito máis fría ca o núcleo solar. Esta é a capa que consideramos como a superficie do Sol, aínda que non é análoga á superficie terrestre, xa que neste caso estamos a falar de gas. Considérase a superficie porque é a capa que emite a maior parte da luz visible do Sol e, polo tanto, a que vemos desde a Terra cos nosos ollos (convén salientar de novo a importancia de non mirar nunca directamente ao Sol, polo dano que pode causar á visión). O Sol é opticamente opaco cara ao interior da fotosfera, e por iso non podemos ver as capas internas.
Por enriba da fotosfera atopamos dúas capas que constitúen o que chamamos a atmosfera solar, transparentes para nós: a cromosfera e a coroa. A cromosfera é unha capa delgada, cunha espesura estimada de “só” entre 3.000 e 5.000 quilómetros, composta por gases de baixa presión. Pola súa banda, a coroa é a capa máis externa do Sol, formada por plasma de baixa densidade que se estende ata millóns de quilómetros no espazo exterior. Ademais, está moi quente, con temperaturas que superan o millón de graos, moi por enriba da temperatura da fotosfera. Este enorme incremento da temperatura cara ao exterior do Sol, que non pode explicarse por mecanismos térmicos, é un dos maiores misterios que aínda agocha a nosa estrela e é un fenómeno en investigación. O material da cromosfera e da coroa é moi pouco denso e por iso normalmente non podemos percibir a luz visible que emiten, xa que é moito máis feble ca da brillante fotosfera. A excepción a isto constitúena precisamente os eclipses totais de Sol.
O Sol mantén unha importante actividade magnética, que xera intensos fenómenos na súa superficie e nas súas capas atmosféricas. Falamos das erupcións ou fulguracións solares, grandes explosións que se producen nalgúns puntos da atmosfera solar cando se liberan grandes cantidades de enerxía debido a procesos de reorganización local relacionados co campo magnético do Sol. Nas fulguracións emítese unha gran cantidade de radiación ao espazo, e con frecuencia poden ir acompañadas de eyeccións de masa coronal, nas que tamén se expulsan partículas cargadas da atmosfera solar, é dicir, plasma. Parte deste material volve caer ao Sol, xerando estruturas en forma de arco visibles na superficie, mentres que outra parte pérdese no espazo. A radiación e o plasma emitidos chegan á Terra e, aínda que contamos coa protección do noso propio campo magnético, notamos os seus efectos: poden prexudicar satélites ou avións a gran altitude e xeran as fermosas auroras boreais ou australes visibles preto dos polos. O campo magnético solar varía co tempo, producindo ciclos case periódicos de actividade solar duns 11 anos, que se reflicten no número medio de manchas solares visibles na súa superficie.
Estudo da coroa solar. Coronógrafos
A luminosidade da coroa solar é unha millonésima parte da do Sol no seu conxunto, polo que habitualmente nos resulta imposible percibir directamente o brillo desta capa da nosa estrela. Isto só podía facerse durante os eclipses totais de Sol, nos que o disco lunar oculta o resto da emisión do astro. Para superar esta limitación, o astrónomo francés Bernard Lyot inventou en 1931 un dispositivo chamado coronógrafo, que simula un eclipse de Sol bloqueando artificialmente a luz procedente da fotosfera e permitindo así distinguir a contribución da coroa. O coronógrafo pode acoplarse a un telescopio, e o seu elemento principal é un disco opaco que oculta a imaxe do Sol formada por outra lente.
A maioría dos coronógrafos úsanse para o estudo da coroa solar, pero tamén se desenvolveron instrumentos baseados no mesmo principio, chamados coronógrafos estelares, destinados á observación de obxectos feblemente iluminados preto dunha estrela ou doutra fonte de luz de alta intensidade. É o caso dos utilizados para buscar planetas extrasolares ou discos circumestelares arredor de estrelas próximas, ou no estudo de galaxias que albergan quásares ou núcleos galácticos activos. Exemplos de observatorios que inclúen coronógrafos son os telescopios espaciais Hubble (en particular nun dos seus instrumentos no infravermello próximo, NICMOS) e Webb (nos seus instrumentos NIRCam e MIRI). Estes instrumentos teñen ademais a vantaxe adicional de estar situados fóra da atmosfera terrestre, polo que son máis eficientes ca os observatorios terrestres.
A Lúa, o noso satélite natural
A Lúa é o único satélite natural da Terra. Trátase dun corpo rochoso, sen hidrosfera, atmosfera nin campo magnético. A ausencia de atmosfera e de actividade tectónica produce o seu característico mapa de cráteres na superficie, causados polo impacto de diversos corpos ao longo da súa historia. Tamén destacan os mares lunares, grandes explanadas de lava solidificada.
O sistema Terra‑Lúa é un dúo excepcional debido á relación de tamaños, xa que a Lúa ten un diámetro da orde da cuarta parte do da Terra. Isto fai que sexa un dos maiores satélites naturais do sistema solar en relación co tamaño do corpo arredor do que xira, só superado por Caronte, o satélite principal de Plutón. Esta relación atípica de tamaños pode estar relacionada coa orixe da Lúa, que se considera debida aos restos dun impacto entre a Terra e outro corpo de gran tamaño nas primeiras fases da formación do sistema solar. En tamaño absoluto, a Lúa é o quinto satélite máis grande do noso sistema, tras Ganímedes, Titán, Calisto e Ío.
O noso satélite atópase a unha distancia media da Terra duns 384.400 km, aínda que a distancia real varía ao longo da súa órbita, xa que esta é lixeiramente elíptica. Isto xera tamén unha variación no seu tamaño aparente no noso ceo. A Lúa tarda 27 días, 7 horas e 43 minutos en completar unha órbita exacta arredor da Terra (revolución sideral), pero transcorren 29 días, 12 horas e 44 minutos en situarse da mesma maneira respecto ao par Terra‑Sol (revolución sinódica), xa que neste caso hai que ter en conta o movemento de translación da propia Terra. Co tempo, as forzas de marea existentes entre a Terra e a Lúa produciron a sincronización entre o período orbital da Lúa arredor da Terra e o seu período de rotación, polo que o satélite sempre nos mostra a mesma cara. En función da súa posición arredor da Terra e da iluminación que recibe do Sol, prodúcense as fases da Lúa, que describen se a vemos completamente iluminada (plenilunio ou lúa chea), só parcialmente (lúa crecente ou minguante) ou sen iluminación e polo tanto dificilmente perceptible (novilunio ou lúa nova). Estas fases lunares foron utilizadas historicamente para a medición do tempo.
A Lúa exerce un papel decisivo nas condicións existentes na Terra: é a principal causa das mareas (cunha influencia significativa pero moito menor do Sol) e a súa presenza estabiliza o eixe de rotación da Terra, evitando cambios estacionais bruscos. As forzas de marea entre Terra e Lúa producen ademais unha desaceleración na rotación terrestre, alongando o día uns 17 microsegundos cada ano, así como un afastamento progresivo da Lúa, cun incremento da distancia duns 4 centímetros ao ano.
Como reiteramos ao longo deste contido, son os aliñamentos de Sol, Terra e Lúa os que producen os eclipses de Lúa (cando a Terra se interpón entre os outros dous astros) e de Sol (cando é a Lúa a que se interpón e proxecta a súa sombra sobre a Terra). O feito de que desde a Terra o tamaño angular aparente da Lúa e do Sol sexa semellante permite que algúns eclipses de Sol poidan ser totais, co escurecemento completo da superficie do astro.
Tránsitos de Mercurio e Venus
Os tránsitos prodúcense cando un planeta cunha órbita interior (ou unha máis próxima ao Sol) se aliña con outro planeta cunha órbita exterior (ou unha máis afastada) e co Sol. Polo tanto, pódense considerar un tipo especial de eclipse. No caso da Terra, os tránsitos prodúcense cos planetas interiores, é dicir, Mercurio e Venus, que vemos aparecer diante do Sol. Os tránsitos son moito menos frecuentes que as eclipses solares, xa que a Lúa, ao estar máis preto da Terra que Mercurio ou Venus, ten un período sinódico (período orbital observado desde a Terra) moito máis curto que eses planetas.
De xeito similar ás eclipses solares e lunares, os tránsitos só se producen cando o planeta máis interior está en conxunción inferior, é dicir, aliñado entre o Sol e a Terra. Para que isto suceda, debe estar moi preto dun dos nodos da súa órbita, que son os dous puntos onde a súa órbita cruza o plano da órbita terrestre, porque só neste caso se produce a aliñación case perfecta dos tres corpos celestes.
A lixeira inclinación da órbita de cada planeta con respecto aos demais fai que unha aliñación perfecta dos planetas sexa improbable. Esta lixeira inclinación é suficiente para que, na maioría dos casos, o planeta interior non se vexa pasando por diante do disco solar, senón por riba ou por debaixo del. No caso específico de Mercurio e Venus, a inclinación da órbita de Mercurio con respecto á da Terra é de 7,0°, mentres que a de Venus é de 3,4°.
A pesar de que a inclinación da órbita de Venus (máis de 3°) é menor ca a de Mercurio (algo maior de 7°), a menor distancia de Venus á Terra nos seus cruzamentos co Sol fai que na actualidade pase ata case 9° por enriba ou por debaixo do disco solar, mentres que no caso de Mercurio esta distancia angular non chega a 5°. O Sol ten algo máis de medio grao de diámetro angular (32´) visto desde a Terra.
A diferenza no número de conxuncións inferiores por século destes dous planetas vén determinada polo período sinódico (tempo transcorrido desde que un obxecto reaparece no mesmo punto con respecto ao Sol e á Terra) de ambos. Mercurio, ao atoparse máis preto do Sol, ten un período menor de 116 días e 315 conxuncións por século. Venus, pola contra, cun período maior de 584 días, non ten máis que 62 ou 63. Considerando unicamente estes dous factores, pódese estimar que a frecuencia dos tránsitos de Venus é dez veces menor ca a de Mercurio.
En 1631 produciuse unha situación rara, que volveu darse en 1769 e non volverá ocorrer ata finais de 2611. Trátase dun tránsito de ambos os planetas no mesmo ano. Porén, nun mesmo día non poden ocorrer ambos os tránsitos, xa que a orientación da liña dos nodos de Mercurio e a de Venus non coinciden na actualidade.
Tránsitos de Mercurio
Os nodos da órbita de Mercurio sitúanse arredor do 10 de novembro (ascendente) e do 8 de maio (descendente). Os tránsitos, polo tanto, adoitan producirse arredor destas datas, sendo máis frecuentes os que teñen lugar en novembro. O nodo ascendente prodúcese cando un planeta cruza o plano da eclíptica de abaixo cara arriba. O nodo descendente ocorre na posición oposta, cando o cruza de arriba cara abaixo.
Outra característica que distingue ambos os tránsitos é a súa duración cando o planeta pasa polo centro do Sol. Debido a que o tránsito ascendente ocorre cando Mercurio está máis preto do Sol, este móvese máis rápido, reducindo a duración respecto aos tránsitos descendentes, que se producen cando o planeta está máis afastado do Sol. A diferenza entre ambas duracións pode ser algo superior ás dúas horas: en maio poden chegar a case oito horas fronte ás cinco horas e media de novembro.
No século actual haberá un total de 14 tránsitos, cinco en maio e nove en novembro. Deles, cinco veranse completos desde todo o territorio español, en seis observarase só unha parte do tránsito ou verase de forma parcial nalgunhas rexións, e catro non serán visibles. O último produciuse o 11 de novembro de 2019 e o seguinte, completo se nos desprazamos ás Illas Baleares, ocorrerá o 13 de novembro de 2032; o seguinte completo desde todo o territorio non terá lugar ata o 7 de maio de 2049.
As observacións dos tránsitos de Mercurio realizadas durante o século XIX revelaron pequenas discrepancias coas efemérides calculadas, o que levou ao descubrimento do avance anómalo do perihelio de Mercurio, que arrastraba tamén o resto da súa órbita. Extrapolando as observacións dispoñibles, concluíuse que o perihelio e a órbita de Mercurio completan unha volta arredor do Sol aproximadamente cada 227.000 anos. Os cálculos teóricos baseados na lei de Newton, porén, predicían un período de 240.000 anos. Un pequeno erro que, con todo, revelaba unha discrepancia entre as observacións e a teoría da gravitación de Newton, que se tentou explicar sen éxito mediante a busca doutros planetas ou cintos de asteroides que puidesen causar este comportamento. Non foi ata novembro de 1915 cando o físico Albert Einstein puido explicalo, probablemente coa súa maior satisfacción científica, mediante a teoría que estaba a desenvolver coñecida como teoría xeral da relatividade, constituíndo o primeiro fenómeno explicado a través dela. Como se menciona na sección de "Os eclipses na historia", no eclipse de Eddington de 1919 tamén se puideron medir desviacións nas traxectorias das estrelas durante o eclipse, de acordo coas predicións desta teoría.
Tránsitos de Venus
Os tránsitos de Venus son fenómenos moi pouco frecuentes, que ocorren de media dúas veces cada algo máis dun século. Adoitan darse por pares separados por oito anos, aínda que tamén poden ser individuais. Na actualidade altérnanse intervalos de 105,5 e 121,5 anos entre pares.
O último par de tránsitos de Venus tivo lugar o 8 de xuño de 2004 e o 5 de xuño de 2012. O primeiro foi visible en todas as súas fases desde todo o territorio peninsular, pero o segundo remataba ao amencer no leste peninsular, polo que apenas foi visible. O seguinte par de tránsitos producirase os días 11 de decembro de 2117 e 8 de decembro de 2125. O primeiro non será visible no Estado español e o segundo será visible no seu inicio ao solpor.
Os nodos da órbita de Venus sitúanse actualmente na primeira metade de xuño (descendente) e na primeira metade de decembro (ascendente), e apenas existe diferenza entre a frecuencia dos tránsitos nun ou noutro nodo. Os tránsitos do nodo ascendente son lixeiramente menos probables, xa que Venus se atopa máis preto da Terra e máis afastado do Sol, o que fai que ás veces se produza un único tránsito e non un par. Excluíndo os casos nos que Venus roza o disco solar sen atravesar completamente a súa proxección por diante do Sol, produciranse entre os anos −2000 e 6000 un total de 46 tránsitos no nodo ascendente e 51 no descendente.
A duración do tránsito pode variar desde 14 minutos ata máis dunha hora. No nodo ascendente, a duración máxima dun tránsito central supera lixeiramente as oito horas. A inclinación da traxectoria de Venus sobre o disco do Sol é duns 9°.
Tránsitos históricos
Do mesmo xeito que ao longo da historia os eclipses foron fonte de diversos avances científicos, a observación e a medida dos tránsitos tamén se empregaron como ferramenta para medir distancias e tamaños de diferentes obxectos do sistema solar.
Os primeiros intentos de medir o tamaño da Terra débense a Eratóstenes de Cirene (cara ao 240 a.C.), que mediante a diferenza no tamaño da sombra observada o mesmo día en Alexandría e noutra cidade situada no trópico de Cáncer, onde sabía que ese día non había sombra, estimou o tamaño da circunferencia terrestre. Aristarco de Samos, contemporáneo de Eratóstenes, propuxo métodos xeométricos baseados nas posicións relativas da Lúa, o Sol e a Terra en distintas fases lunares para medir distancias e tamaños relativos. Aristarco obtivo erroneamente que a distancia ao Sol era só 19 veces maior ca á Lúa, o que levou durante séculos a aceptar un valor incorrecto para a distancia ao Sol.
No século XVII, o astrónomo Johannes Kepler introduciu na súa terceira lei a relación entre o período de translación de cada planeta arredor do Sol e o tamaño da súa órbita, segundo a cal o cadrado do período é proporcional ao cubo do tamaño da órbita. Naquela época descoñecíase a existencia dos planetas máis afastados do Sol ca Saturno, pero coñecíanse os períodos ata ese planeta, polo que, grazas á terceira lei de Kepler, para deducir o resto dos tamaños orbitais abondaba con coñecer un único, por exemplo determinando a distancia ao Sol. Ademais, Kepler concluíu que o método de Aristarco non era suficientemente preciso e que a distancia ao Sol debía ser, como mínimo, tres veces maior do que se supoñía.
Kepler iniciou o método baseado no uso de tránsitos para medir os tamaños relativos dos planetas con respecto ao Sol, pero debido a erros nas súas efemérides, os primeiros cálculos seguindo este método foron realizados por outros dous astrónomos, que determinaron que o tamaño angular de Mercurio é cen veces menor ca o do Sol e o de Venus vinte e cinco veces menor, un valor moi próximo ao obtido por Galileo directamente co telescopio.
No mesmo século, Edmund Halley intentou determinar a distancia a Mercurio combinando as súas medidas e as obtidas por outro astrónomo durante o tránsito de Mercurio do 7 de novembro de 1677, pero sen éxito. Defendeu durante décadas que o mellor método para medir a distancia ao Sol era mediante este tipo de medidas durante os tránsitos, e que era máis conveniente realizalas durante un tránsito de Venus, para facilitar a medición de ángulos e a observación do planeta sobre o disco solar.
O seu método consistía en medir a duración do tránsito desde lugares situados a distintas latitudes. En cada lugar medíanse distintos intervalos de tempo coa precisión que permitían os reloxos de péndulo da época (suficiente para distinguir diferentes lonxitudes de percorrido). A diferenza entre as lonxitudes dos percorridos permitiría deducir o ángulo de separación entre ambos e, coñecendo a distancia xeográfica entre os distintos observadores, poderíase calcular a distancia ao planeta. Coñecida esta e as distancias relativas dos planetas ao Sol (segundo a terceira lei de Kepler), sería posible determinar a distancia absoluta da Terra (e de Venus) ao Sol.
O primeiro tránsito de Venus no que se podía probar este método ía ter lugar o 6 de xuño de 1761, seguido doutro en 1769. A pesar de que Halley xa falecera por entón, propuxo distintos emprazamentos desde os que observar o tránsito, suxerindo unha colaboración entre países europeos con colonias ao longo do planeta. Este foi o primeiro proxecto científico mundial da historia, tanto polas expedicións realizadas como pola diversidade das nacionalidades dos astrónomos participantes. En total houbo arredor de 120 astrónomos repartidos en máis de 60 lugares. Incluso se logrou que países en guerra acordasen non interferir nas expedicións. Porén, a realidade foi máis complexa: astrónomos como os franceses Pingré ou Le Gentil, ou os ingleses Mason e Dixon, foron perseguidos, atacados ou capturados pola frota inimiga. O francés Chappe tivo que realizar parte da viaxe en trenó tras perder o barco. O caso máis desafortunado foi o de Le Gentil, que non conseguiu chegar ao destino e tivo que observar o tránsito desde o seu barco nunha posición descoñecida no mar. Todo este esforzo permitiu estimar a distancia ao Sol cunha incerteza aínda excesiva, do 12 %, obtendo valores entre 124 e 159 millóns de km.
O seguinte tránsito de Venus produciuse o 3 de xuño de 1769 e foi observado en mellores condicións, aplicando a experiencia adquirida. Máis de 150 astrónomos distribuíronse en preto de 80 lugares. Unha destas misións foi encomendada ao navegante James Cook, quen realizou a súa primeira viaxe desde Inglaterra ata Tahití levando a bordo un astrónomo para observar o tránsito e un naturalista para documentalo. A pesar das dificultades e de que só parte das observacións puideron completarse, os resultados arroxaron valores da distancia ao Sol entre 149 e 157 millóns de km, reducindo a incerteza previa. Finalmente, Johann Franz Encke resolveu o problema da incerteza ao reanalizar os datos usando o método dos mínimos cadrados desenvolvido por Johann Carl Friedrich Gauss, obtendo un valor medio de 153,5 ± 0,7 millóns de km.
Durante o século XIX decidiuse repetir campañas para observar os tránsitos de Venus do 9 de decembro de 1874 e do 6 de decembro de 1882. A mellora dos instrumentos e a profesionalización da astronomía impulsaron grandes investimentos, especialmente no primeiro tránsito. A pesar diso, xurdiron numerosos problemas, como a perda de datos ou discrepancias entre observacións, reducindo o número de expedicións no segundo tránsito. William Harkness recompilou os datos obtendo un valor de 148,8 ± 0,2 millóns de km. Posteriormente, Simon Newcomb refinou o cálculo ata 149,6 ± 0,4 millóns de km.
A finais do século XIX, a distancia ao Sol coñecíase cunha precisión do 0,1 %. No século XX, aínda que non houbo tránsitos de Venus, mellorouse notablemente esta precisión mediante outros métodos. Actualmente coñécese a distancia ao Sol cunha precisión duns 3 metros. En 2012 a Unión Astronómica Internacional definiu a unidade astronómica (ua) cun valor exacto de 149.597.870.700 m.
Tránsitos exoplanetarios
Desde hai poucas décadas, o coñecemento de planetas vai moito máis alá do sistema solar. En 1992 descubríronse planetas orbitando un púlsar e en 1995 confirmouse o primeiro exoplaneta ao redor dunha estrela semellante ao Sol. Estes descubrimentos abriron un campo que hoxe supera os 5.800 exoplanetas confirmados. Este crecemento débese a misións espaciais como Kepler, TESS, CoRoT, Cheops, e ás futuras PLATO e Ariel.
O aumento da capacidade observacional permitiu detectar planetas cada vez máis pequenos, mesmo de tamaño terrestre, e impulsou a busca de vida extraterrestre. Unha área clave é o estudo das atmosferas exoplanetarias, que pode revelar condicións ambientais e posibles bio indicadores.
Un dos métodos máis exitosos de detección é o dos tránsitos exoplanetarios. Cando un planeta pasa diante da súa estrela, obsérvase unha lixeira diminución da súa luminosidade. Aínda que non se vexa directamente o planeta, esta variación pode medirse con precisión.
A profundidade e duración do tránsito proporcionan información sobre o tamaño do planeta e a súa órbita. Na figura obsérvanse as curvas de luz dos sete planetas do sistema TRAPPIST‑1.
O método ten un claro sesgo observacional: só funciona en sistemas orientados de perfil respecto á Terra. A pesar diso, é o método máis exitoso ata o momento, con máis de 4.300 planetas detectados, permitindo ampliar de xeito decisivo o coñecemento do universo.
Fenómenos análogos aos eclipses
De maneira xeral, podemos definir un eclipse de Sol como a ocultación total ou parcial da luz do Sol pola interposición dun astro entre este e o observador. Esta definición ampla evita un punto de vista exclusivamente xeocéntrico.
Así, un astronauta en órbita experimenta eclipses solares regularmente, causados pola Terra. Do mesmo xeito, na Lúa, cando esta entra na sombra terrestre, para un observador lunar prodúcese tamén un eclipse de Sol.
Este fenómeno non se limita ao sistema Terra‑Lúa. Un observador nunha lúa de Xúpiter vería eclipses solares frecuentes provocados por este planeta xigante.
Non obstante, para que un eclipse sexa notable, o corpo ocultador debe estar próximo ao observador, o que exclúe os tránsitos planetarios deste concepto máis estrito.
Se ampliamos aínda máis a definición, atopamos o concepto de ocultación, que inclúe a ocultación de estrelas por planetas, asteroides ou mesmo polo Sol. Así, o eclipse solar é un caso particular de ocultación.
Outro exemplo son as estrelas binarias eclipsantes, nas que o brillo total diminúe cando unha estrela pasa diante da outra, xerando curvas de luz periódicas.
Finalmente, cabe destacar que desde outros planetas tamén se poden observar tránsitos diferentes. Desde Marte, por exemplo, poden verse os de Mercurio, Venus e a propia Terra. Estes fenómenos están a ser estudados actualmente grazas a sondas robóticas.
