Eclipse Lunar

Un eclipse lunar (del latín, eclipsis) es un evento astronómico que sucede cuando la Tierra se interpone entre el Sol y la Luna, provocando que esta última entre en el cono de sombra de la Tierra y en consecuencia se oscurezca. Para que el eclipse ocurra los tres cuerpos celestes, la Tierra, el Sol y la Luna, deben estar exactamente alineados o muy cerca de estarlo, de tal modo que la Tierra bloquee los rayos solares que llegan al satélite. Es por esto que los eclipses lunares sólo pueden ocurrir en la fase de luna llena.

Los eclipses lunares se clasifican en parciales (solo una parte de la Luna es ocultada), totales (toda la superficie lunar entra en el cono de sombra terrestre) y penumbrales (la Luna entra en el cono de penumbra de la Tierra). La duración y el tipo de eclipse dependen de la localización de la Luna respecto de sus nodos orbitales.

A diferencia de los eclipses solares, que pueden ser vistos solo desde una, relativamente, pequeña parte de la Tierra, un eclipse lunar puede ser visto esde cualquier parte de la Tierra en la que sea de noche. Además, los eclipses lunares duran varias horas, mientras que los solares solo se prolongan por unos minutos.

 

Cono de sombra y penumbra en los eclipses de Luna

 

Diagrama de un eclipse lunar.

 

El Sol posee un diámetro ecuatorial 109 veces mayor al de la Tierra, por lo cual ésta proyecta un cono de sombra convergente y un cono de penumbra divergente. Los eclipses se producen porque la Luna, que se encuentra a unos 384 000 km de la Tierra, entra en el cono de sombra terrestre, de largo mucho mayor —1 384 584 km—. A la distancia que se encuentra la Luna de la Tierra, el cono de sombra tiene un diámetro de 9200 km, mientras que el diámetro la Luna es de 3476 km. Esta gran diferencia provoca que dentro del cono de sombra entre 2,65 veces la Luna, y en consecuencia, los eclipses permanezcan en su fase total durante un tiempo prolongado.

Para un observador que estuviera situado sobre la superficie de la Luna, un eclipse penumbral sería un eclipse parcial de Sol. Análogamente, si el observador se encontrara dentro del cono de sombra de la Tierra, no podría ver a la estrella, de modo que para él se estaría produciendo un eclipse total de Sol.

La atmósfera terrestre tiene una influencia vital en los eclipses. Si la atmósfera no existiese, en cada eclipse total de Luna ésta desaparecería completamente (cosa que sabemos que no ocurre). La Luna totalmente eclipsada adquiere un color rojizo característico debido a la luz refractada por la atmósfera de la Tierra. Para medir el grado de oscurecimiento de los eclipses lunares se emplea la escala de Danjon.

 

Clasificación de los eclipses lunares.

 

La sombra de la Tierra se proyecta en dos partes: la umbra y la penumbra. En la umbra, no existe radiación solar directa. Sin embargo, debido al mayor tamaño angular del Sol, la radiación solar es bloqueada solo parcialmente en la porción exterior de la sombra terrestre, que recibe el nombre de penumbra. De este modo, debido a las distintas sombras, los eclipses se clasifican en:

Eclipse penumbral: ocurre cuando la Luna pasa a través de la penumbra terrestre. La penumbra ocasiona un sutil oscurecimiento en la superficie lunar. Si solo una pequeña parte de la Luna entra en la región penumbral, el eclipse resultante es de muy difícil observación a simple vista y se denomina penumbral-parcial. Un tipo especial de eclipse penumbral es el penumbral-total en el cual la Luna entra totalmente en la penumbra, sin pasar por la umbra. Este último caso de eclipse penumbral es muy infrecuente (unos 3 por siglo) debido a que el ancho de la zona penumbral (la diferencia entre el diámetro interno y el límite externo) es solo ligeramente más grande que el diámetro de la Luna. En los eclipses penumbrales-totales, la porción de la Luna que se encuentra más cerca de la umbra aparece un poco más oscura que el resto.

Eclipse parcial: ocurre cuando solo una parte de la Luna entra en la umbra.

Eclipse total: sucede cuando la Luna entra completamente en la zona umbral. Un caso especial de eclipse total es el total-central, en el cual la Luna, además de pasar por la umbra terrestre, lo hace por el centro de esta. El último de estos eclipses ocurrió el 15 de junio de 2011.

 

Duración y contactos

 

La duración de un eclipse lunar es determinada por sus contactos, que son las etapas clave del fenómeno. En un eclipse total, los contactos medidos son:

P1 (Primer contacto): Comienzo del eclipse penumbral. La Luna toca el límite exterior de la penumbra terrestre.

U1 (Segundo contacto): Comienzo del eclipse parcial. La Luna toca el límite exterior de la umbra terrestre.

U2 (Tercer contacto): Comienzo del eclipse total. La superficie lunar entra completamente dentro de la umbra terrestre.

Máximo del eclipse: Etapa de mayor ocultación del eclipse. La Luna está en su punto más cercano al centro de la umbra terrestre.

U3 (Cuarto contacto): Fin del eclipse total. El punto más externo de la Luna sale de la umbra terrestre.

U4 (Quinto contacto): Fin del eclipse parcial. La umbra terrestre abandona la superficie lunar.

P2 ó P4 (Sexto contacto): Fin del eclipse penumbral. La Luna escapa completamente de la sombra terrestre.

 

Diagrama de contactos en un eclipse total.

 

Lógicamente, los 7 valores solo aparecen en los eclipses totales; en un eclipse parcial, U2 y U3 no se presentaran; en un eclipse penumbral, U1, U2, U3 y U4 no serán medidos.

La mayor duración posible de un eclipse, es decir, la mayor diferencia entre P1 y P2, es de aproximadamente 6 horas. En este eclipse, el centro de la Luna coincidiria exactamente con el centro de la umbra terrestre (eclipse total-central). A su vez, este eclipse podría permanecer en su fase total durante casi 107 minutos.

La distancia entre la Luna y la Tierra varía constantemente debido a la ligera excentricidad de la órbita lunar. La distancia máxima que puede separar ambos cuerpos celestes se denomina apogeo, y es de 406,700 km. La distancia mínima posible es de 356 400 km, denominada perigeo. La distancia que separa la luna y la Tierra existente durante el eclipse afecta la duración del mismo. Cuando la Luna se encuentra cerca de su apogeo, su velocidad orbital es la menor posible. El diámetro de la umbra no decrece apreciablemente entre en perigeo y apogeo, ya que los límites de la umbra son casi paralelos entre si (esto se debe a la enorme distancia que separa a la Tierra del Sol). Por lo tanto el eclipse más duradero posible será aquel que ocurra durante el apogeo.

 

Escala de Danjon.

 

Es una escala subjetiva diseñada por André-Louis Danjon entre los años 1925 y 1950 para medir el oscurecimiento de la superficie lunar en los eclipses.

La Tierra bloquea toda la radiación solar directa que llega a la Luna, oscureciéndola. Sin embargo, las partículas en suspensión presentes en la atmósfera refractan parte de la luz solar, en el espectro del rojo. Es el mismo fenómeno que ocurre el alba y el ocaso, en los cuales el cielo toma un tono anaranjado-rojizo debido a la incidencia casi horizontal de los rayos solares. La Luna recibe esta radiación, lo que provoca que tome un color desde amarillo claro hasta rojo parduzco, que depende de factores medioambientales terrestres (nubes, polvo en suspensión, erupciones volcánicas) y físicos (distancia entre la Luna y el centro de la umbra).

El grado de oscurecimiento en la escala de Danjon es representado con la letra "L", que adquiere cinco valores, del 0 al 4. Cada valor es definido de la siguiente manera:

L=0: Muy oscuros, Luna casi invisible en el momento máximo del eclipse.

L=1: Grises oscuros o parduscos, pocos detalles visibles.

L=2: Rojizos o rojos parduscos con área central más oscura, regiones externas muy brillantes.

L=3: Rojo ladrillo, frecuentemente con un margen amarillento.

L=4: Anaranjado o cobrizo, muy brillante, a veces con un margen azulado.

La determinación del valor de L se debe realizar en el máximo del eclipse, siendo la escala completamente subjetiva. Diferentes observadores obtendrán diferentes valores, e incluso cada parte de la Luna obtendrá diferentes valores de L, dependiendo de su distancia con respecto al centro de la umbra.