Eclipsi de Sol

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Geometria d'un eclipsi total de Sol (no a escala).
Fotografia de l'eclipsi total del 1999.

Vist des de la Terra, un eclipsi solar ocorre quan la Lluna passa entre el Sol i la Terra, i la Lluna cobreix totalment o parcial el Sol en una posició concreta de la Terra.[1] Això només pot passar durant la fase de lluna nova, quan el Sol i la Lluna estan en conjunció vist des de la Terra. Com a mínim ocorren dos eclipsis solars anualment, tot i que aquest nombre pot arribar fins a cinc. Tanmateix, d'aquests només dos, com a màxim, poden ser totals.[2][3] Els eclipsis solars totals són estranys a un punt particular perquè l'ombra de la Lluna només segueix un camí curt al llarg de la superfície.

Hi ha gent, coneguda com a "caçadors d'eclipsis",[4][5] que viatgen a llocs remots per observar un eclipsi solar central predit (vegeu Tipus més avall). L'eclipsi solar de l'11 d'agost del 1999 a Europa va ajudar a augmentar la coneixença pública del fenomen, que al seu torn va provocar molts viatges fets específicament per veure l'eclipsi solar del 3 d'octubre de 2005 anular, i el del 29 de març de 2006. L'últim eclipsi solar total va ser l'eclipsi solar de l'11 de juliol de 2010; el següent serà l'eclipsi solar del 13 de novembre de 2012.

Un eclipsi solar total és un fenomen natural. Tanmateix, en èpoques antigues, i en algunes cultures actualment, els eclipsis solars s'han atribuït a causes sobrenaturals. Un eclipsi total pot fer por a gent sense el coneixement de les explicacions astronòmiques, ja que sembla que el Sol desaparegui durant el dia i el cel s'enfosqueixi en qüestió de minuts.

Tipus d'eclipsi solar[modifica | modifica el codi]

Hi ha tres tipus d'eclipsi:

  • Parcial: La Lluna no cobreix per complet el disc solar que apareix com un creixent.
  • Total: Des d'una franja (banda de totalitat) en la superfície de la Terra, la Lluna cobreix totalment el Sol. Fora de la banda de totalitat l'eclipsi és parcial.
  • Anular: Es dóna quan la Lluna es troba prop de l'apogeu i el seu diàmetre és menor que el solar, de manera que en la fase màxima, roman visible un anell del disc del Sol. Açò ocorre en la banda d'anularitat, fora d'ella l'eclipsi és parcial. L'últim eclipsi anular que va afectar a l'estat espanyol ocorregué el 3 d'octubre de 2005.

Grandàries[modifica | modifica el codi]

L'eclipsi total de Sol existeix per una extraordinària coincidència. Els discos del Sol i la Lluna, vistos des de la Terra són quasi iguals; l'un i l'altre a penes sobrepassen el mig grau. Estant el Sol 400 vegades més lluny que la Lluna és 400 vegades més gran. El semidiàmetre del Sol és 16'1", variant en el transcurs d'un any, per ser el·líptica l'òrbita de la Terra al voltant del Sol des de 15' 45" a 16' 17". Mentre que el semidiàmetre lunar és de 15' 32" variant per idèntica raó entre 14' 43" i 16'26" durant un mes lunar. Només durant una fracció de l'òrbita lunar, quan la Lluna està prop del perigeu té prou grandària per a causar un eclipsi de Sol total.

Inclinació de l'òrbita[modifica | modifica el codi]

En un eclipsi els centres del Sol, la Terra i la Lluna estan alineats o quasi alineats, estant la Lluna sempre prop de la línia que unix la Terra i el Sol. Si l'òrbita de la Lluna estiguera sobre l'eclíptica (pla de l'òrbita de la terra) , cada mes donaria lloc a un eclipsi de sol durant la Lluna nova i a un eclipsi de Lluna durant la Lluna plena al cap d'uns 15 dies. En realitat el pla de l'òrbita lunar està inclinat respecte a l'eclíptica un angle de 5° 08′ 13″, la qual cosa motiva que, la majoria de les vegades, la Lluna passe per damunt o per davall del Sol o per dalt o davall del con d'ombra de la Terra sense que tinga lloc l'eclipsi. Només hi haurà eclipsis en les sizígies (paraula que engloba les conjuncions i oposicions del Sol i la Lluna) quan el Sol estiga prop dels Nodes de la Lluna o punts en què l'òrbita lunar talla a l'eclíptica. Este nom prové que els eclipsis sempre ocorren en la proximitat a tal pla.

Si l'alineació és prou perfecta, la Lluna està molt prop del node durant la sizígia, o la seua latitud no excedeix d'un determinat valor ocorre un eclipsi total. Si la coincidència no és completa per no estar la Lluna sobre l'eclíptica, encara que sí que prop d'ella, es produeix un eclipsi parcial quedant el sol parcialment ocult per la Lluna (eclipsi parcial de Sol) o està parcialment immersa en el con d'ombra de la Terra (eclipsi parcial de Lluna).

El saros[modifica | modifica el codi]

Esta sèrie de condicions són motiu que els eclipsis siguen fenòmens rars que es reproduïxen al cap de 223 llunacions, o siga 18 anys i 11 dies, període que saros i que és múltiple comú de dos de les distintes revolucions lunars.

En un any hi ha dos estacions d'eclipsis quan el Sol passa prop dels nodes. Al llarg d'un any no poden ocórrer menys de dos eclipsis, que seran obligatòriament de Sol, ni més de 7: 5 de Sol i 2 de Lluna, 4 de Sol i 3 de Lluna, 2 de Sol i 5 de Lluna. Hi ha 8 eclipsis cada 6 llunacions que es denominen sèries curtes. Després d'un període Saros hi ha un eclipsi homòleg molt semblant, però que va evolucionant al llarg dels distints saros, formant una sèrie llarga que pot durar uns 1.280 anys.

Importància històrica dels eclipsis[modifica | modifica el codi]

Els eclipsis de Sol i Lluna han representat molt per al desenvolupament científic. Els primers que van registrar-ne són els astrònoms xinesos cap al 1200 aC.[6] Van ser els grecs els que van descobrir el període Saros que els va permetre predir eclipsis. D'altra banda Aristarc de Samos (310 aC-230 aC) va determinar per primera vegada la distància de la Terra a la Lluna per mitjà d'un eclipsi total de Lluna. Hiparc (194aC-120aC) va descobrir la precessió dels equinoccis basant-se en eclipsis lunars totals prop dels equinoccis i en unes taules per al Sol, i va millorar la determinació de la distància de la Terra a la Lluna realitzada per Aristarc. Kepler va proposar usar els eclipsis de Lluna com un senyal absolut per a mesurar la longitud geogràfica d'un lloc sobre la terra. Cap a 1700 els astrònoms arriben a la conclusió que els eclipsis antics observats per xinesos, caldeus i àrabs eren incompatibles amb la duració del dia actual. Les marees havien allargat el dia 1,45 milisegons cada segle i en 20 segles el retard acumulat és d'unes 3 hores. Durant el segle XIX es produïx un gran avanç en espectroscòpia que permet descobrir el heli en el Sol i Einstein resol l'enigma de l'excessiu avanç del periheli de Mercuri i la curvatura de la llum prop del Sol. Els eclipsis del Sol són una brillant confirmació de la Teoria de la Relativitat

Circumstàncies locals[modifica | modifica el codi]

Esquema d'un eclipsi

Els eclipsis de Sol i Lluna es diferencien en dos aspectes fonamentals: Els eclipsis de Lluna són:

  • Fenòmens objectius
  • Iguals i únics per a tots els observadors.

Els eclipsis de Sol són:

  • Fenòmens subjectius
  • Distints per a cada observador local

Això significa que l'eclipsi de Lluna és objectiu perquè la Lluna il·luminada pel Sol entra en el con d'ombra de la terra durant l'eclipsi i deixa de rebre la radiació solar. El sòl lunar (de la cara visible i en la part de la Lluna que entra en l'ombra) pateix en poques hores una fluctuació de temperatura que oscil·la entre 130 °C i -100 °C. Mentre la cara oculta només pateix aquesta oscil·lació lentament cada 29,5 dies.

Suposem el pol format per l'observador que té la Lluna en el seu zenit en el moment de l'eclipsi de Lluna. Tots els observadors d'aquest hemisferi veuen l'eclipsi de Lluna i ho veuen tots igual. És prou la descripció d'un observador per a ser fidel reflex del fenomen. Al contrari els eclipsis de Sol són fenòmens subjectius perquè resideix en la sensació de l'observador i no en l'objecte eclipsat, el Sol.

Un observador que gaudeix d'un eclipsi total de Sol, viu sobre la Terra en una zona circular d'uns 200 km de diàmetre. La rotació de la Terra s'encarrega que esta zona es vaja desplaçant per la superfície de la Terra sempre de W a E, formant una banda de totalitat. Fora d'ella els observadors parlaren d'eclipsi parcial, i més lluny encara el Sol haurà brillat com tots els dies. Així les característiques del fenomen i l'hora a què ocorre són distintes per a cada observador.

Naturalment en la zona eclipsada de la Terra la falta de radiació solar produeix una sèrie de fenòmens objectius, com a disminució de la temperatura, vents per la diferència de temperatures amb la zona no eclipsada, etc.

Recents i propers eclipsis de Sol[modifica | modifica el codi]

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Eclipsi de Sol

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. «Eclipsi». Gran Enciclopèdia Catalana.
  2. Littmann, Mark; Fred Espenak, Ken Willcox. Totality: Eclipses of the Sun. Oxford University Press, 2008, p. 18–19. ISBN 0199532095. 
  3. Van ocórrer cinc eclipsis solars el 1935. NASA. «Five Millennium Catalog of Solar Eclipses». A: NASA Eclipse Web Site. Fred Espenak, Project and Website Manager, 6 de setembre de 2009 [Consulta: 26 de gener de 2010]. 
  4. "Eclipse Chasing, in Pursuit of Total Awe"
  5. "Why I Never Miss a Solar Eclipse"
  6. Deng, Yinke. Ancient Chinese Inventions (en anglès). Cambridge University Press, 2011, p.69. ISBN 0521186927.