© 2019, José María Maza Sancho

© 2019, Editorial Planeta Chilena S.A.

Diseño gráfico: Ian Campbell

1ª edición: abril de 2019

ISBN Edición impresa: 978-956-360-582-2

ISBN Edición epub: 978-956-360-583-9

Diagramación digital: ebooks Patagonia<

1. INTRODUCCIÓN HISTÓRICA

1.1. Breve descripción de un eclipse de Sol

Si el cielo a simple vista ya es un espectáculo maravilloso, para disfrutarlo verdaderamente es necesario alejarse de las luces de la ciudad e internarse en un espacio que respete la oscuridad de la noche. Así era la vida de nuestros antepasados, que contemplaban el cielo sin ninguna perturbación lumínica. Ellos apreciaron conjuntos de estrellas que, con algo de imaginación, relacionaban con figuras existentes en la Tierra, como un oso o una jirafa. También creyeron ver en el cielo algunos de los dioses de su mitología o diversos personajes de ellas. Así llegaron al cielo Andrómeda, Casiopea, Perseo, Orión o Escorpión.

Los antiguos descubrieron cinco cuerpos errantes a los que llamaron “planetas”: Mercurio y Venus, cerca del Sol; y Marte, Júpiter y Saturno, en el cielo profundo de la noche. A estos debían sumárseles el Sol y la Luna, los astros más rutilantes del firmamento.Cuando el Sol está sobre el horizonte de un lugar el cielo cambia totalmente: desaparecen las estrellas en el fulgor de la luz que ilumina la atmósfera de la Tierra. De día solo podemos ver al astro rey y ocasionalmente a la Luna. Al ponerse el Sol aparece nuevamente ese cielo tachonado de estrellas, que era la figura más familiar para nuestros antepasados remotos; en la Tierra todo cambiaba, pero el cielo permanecía inmutable.Estos cuerpos recorren a diario una trayectoria que los lleva a salir desde el este y ponerse al oeste. Ese movimiento aparente en el cielo se debe al giro de la Tierra, que rota sobre sí misma cada veinticuatro horas. En la rotación sobre su eje la Tierra se mueve hacia el este, produciendo el movimiento del cielo en sentido contario. Los cinco planetas, el Sol y la Luna se mueven lentamente en el cielo, noche a noche, hacia el este, recorriendo un camino que se conoce como el zodíaco. La Luna es el cuerpo celeste más rápido al atravesar la bóveda celeste cada 27,3 días. Los planetas se mueven más lento, y el menos veloz de ellos es Saturno, que da una vuelta al cielo cada 29,5 años, mientras que Júpiter lo hace cada 11,9 años. Marte recorre el cielo en casi dos años (687 días). El Sol lo vemos desplazarse contra el fondo estrellado en un año (365 días). Todos los planetas (especialmente Venus, Marte, Júpiter y Saturno) describen una trayectoria que es muy cercana a la ruta aparente del Sol en el cielo (conocida como “la eclíptica”). El plano de la órbita lunar forma un ángulo de 5° con respecto a la eclíptica, con lo cual cuando la Luna pasa cerca del Sol en el cielo puede estar hasta 5° al norte o al sur de él. Ocasionalmente la Luna se interpone entre nosotros y el astro rey produciendo un eclipse de Sol. Como el movimiento de la Luna es muy rápido, el eclipse de Sol es un fenómeno bastante breve, en general de unos pocos minutos.El eclipse solar es total cuando desaparece todo el Sol a ojos de un observador. Ese fenómeno se puede observar ocasionalmente sobre una pequeña parte del planeta; en las zonas aledañas, el eclipse será parcial donde la Luna llegue a obstruir solo una parte del Sol. La zona de la parcialidad es mucho más extensa, razón por la cual todos hemos presenciado muchos eclipses parciales en nuestras vidas, pero muy pocos eclipses totales (la mayoría de las personas del planeta no han observado ninguno).

Eclipse total de Sol. Una pequeña zona de la Tierra ve un eclipse total y una gran zona a su alrededor ve un eclipse parcial.

1.2. Breve descripción de un eclipse de Luna

Cuando la Luna se mueve a la parte opuesta del Sol en el cielo, ocasionalmente entra en el cono de sombra de la Tierra y por ello se oscurece, produciéndose un eclipse. En el eclipse de Luna, el Sol, la Tierra y la Luna están alineados y por ello la Tierra le tapa la luz solar a la Luna. La Luna no tiene luz propia, solo refleja la luz que el Sol le envía.

Al estar eclipsada, se ve muy pálida, algo rojiza, casi desapareciendo de la vista del observador por unas pocas horas. Los eclipses de Luna pueden ser observados desde una muy amplia región de la Tierra, por lo cual son fenómenos mucho mejor conocidos que los eclipses de Sol. Naturalmente, los eclipses de Luna ocurren de noche, con el Sol bajo el horizonte, mientras que, por el contrario, los eclipses de Sol ocurren de día.Los eclipses más frecuentes de ver son los de Luna, en segundo lugar los parciales de Sol y en un lejano tercer lugar los eclipses totales de Sol.

Esquema básico de un eclipse de Luna.

1.3. Coincidencia del tamaño angular de la Luna y el Sol

Una coincidencia astronómica es el tamaño angular del Sol y la Luna a ojo de un observador terrestre: las visuales dirigidas a bordes opuestos del Sol forma un ángulo de ½°, y se dice que fue el gran filósofo Tales de Mileto quien lo descubrió en el siglo vi a. C. Tales comparó la cantidad de agua vertida en una clepsidra (reloj de agua) en el intervalo que transcurre entre que el Sol toca el horizonte y termina de ponerse, (aproximadamente dos minutos) con la cantidad de agua vertida en la clepsidra en un día completo (veinticuatro horas). Encontró que esta última era unas 700 veces mayor. De allí concluyó que el disco solar cabría 700 veces en el círculo completo y, por tanto, representaría 1/700 de un círculo de 360°, o sea, aproximadamente ½°. Con la Luna se podría hacer igual medición y se tendría un resultado muy similar. Se dice que Tales habría comunicado el descubrimiento, al poco tiempo de haberlo hecho, a Mandrólito de Priene, el cual quedó encantado con esta nueva e inesperada noticia y le preguntó cuánto debía pagarle por concepto de derecho de autor por tan importante descubrimiento: “Yo estaré suficientemente pagado —replicó el sabio— si cuando usted se lo cuente a la gente le dice que lo aprendió de mí y no toma usted el crédito del descubrimiento y me nombra a mí y no a otro como el descubridor”.

Esto muestra que hace más de dos mil quinientos años el derecho de autor era ya un tema, aunque con un enfoque ligeramente distinto.

El ángulo que subtienden el Sol y la Luna es de aproximadamente medio grado.

Esta similitud llevó a grandes discusiones acerca del verdadero tamaño de ambos astros. Se veían iguales en el cielo, pero ¿eran verdaderamente iguales en tamaño físico? Hace más de 2.300 años, el gran astrónomo griego Aristarco, utilizando un método muy ingenioso, basado en el triángulo que forman la Luna, la Tierra y el Sol, “determinó” que el Sol estaba, aproximadamente, veinte veces más lejos de nosotros que lo que está la Luna. Como su tamaño aparente en el cielo es muy similar, Aristarco dedujo que el Sol es veinte veces más grande que la Luna. Como él había determinado que la Luna era unas tres veces menor que la Tierra, observando eclipses totales de Luna comparó el tamaño de esta con el ancho del cono de sombra de la Tierra (aplicando la geometría correspondiente), con ello concluyó que el Sol era casi siete veces más grande que nuestra Tierra. De ahí que Aristarco llegaría a pensar que el Sol era el centro del universo y no la Tierra. Desgraciadamente, la idea heliocéntrica de Aristarco no fue bien recibida en su época y recién 1800 años después el mundo estaría preparado para el heliocentrismo, en manos del polaco Nicolás Copérnico.Aristarco fue una especie de Leonardo da Vinci del mundo griego antiguo: genial pero ignorado o incomprendido, pese a que sus argumentos eran muy interesantes y basados en mediciones. ¡Aristarco subestimó la distancia al Sol por casi un factor de veinte! El Sol está, en verdad, 390 veces más lejos que la Luna y por ello la supera en diámetro, aproximadamente, por el mismo factor.Hoy sabemos que el Sol es 400 veces más grande que la Luna (1.392.000 kilómetros de diámetro contra 3.476). Si representáramos la Luna mediante una pelota de tenis de mesa de 40 milímetros de diámetro, el Sol deberíamos representarlo con una esfera de 16 metros de diámetro (puesta en la calle una esfera de ese tamaño tendría la altura de un edificio de cinco pisos).Como la órbita de la Luna en torno a la Tierra es elíptica, en el perigeo —la distancia mínima con respecto a la Tierra— la Luna se encuentra a tan solo 360.000 kilómetros de la Tierra y ahí subtiende un ángulo de 33’,5. En el apogeo la Luna se sitúa a 405.000 kilómetros y ahí el tamaño angular lunar baja a 29’,4. El tamaño angular medio del Sol es de 32’, aunque sufre ligeras variaciones debido a la excentricidad de la órbita terrestre en torno al Sol, que es de poca cuantía (e=0,017]). El diámetro solar varía entre 31,5 y 32,5 minutos de arco.Cuando la Luna se encuentra en el perigeo se verá más grande angularmente que el Sol y, por ello, cuando se interponga entre el Sol y la Tierra se producirá un eclipse total de Sol. Cuando la Luna se encuentre lo más alejada de la Tierra, en el apogeo, la Luna no alcanzará a cubrir la imagen del Sol y el eclipse no podrá ser total; será anular, pues en el momento cúlmine quedará visible un anillo del Sol, un ánulo.

1.4. El tamaño de la Tierra

La forma y el tamaño de la Tierra fueron motivo de discusión por muchos años. En el siglo vi a. C. el filósofo griego Tales de Mileto enseñaba que la Tierra era plana: un disco rodeado de agua que flota sobre ella. Un tiempo más tarde el gran filósofo y matemático Pitágoras enseñó a sus discípulos que la Tierra es esférica. Desgraciadamente Pitágoras no escribía sus ideas, pues consideraba que el conocimiento solo debía circular entre expertos. Por eso, es difícil saber hoy en qué basó su afirmación. Es posible que la basara en razones estéticas, para que tuviese la misma forma que el cosmos, que él suponía esférico. Fue el primero en llamar cosmos al cielo, que en griego significa orden y belleza, y que es el antónimo del caos.

Cosmos tiene la misma raíz que cosmética, que tiene que ver con belleza. El primer filósofo en plantear por escrito la esfericidad de la Tierra fue Parménides de Elea, en tiempos anteriores a Platón. Basó su idea en los reportes de los navegantes que decían que las estrellas que salían y se ponían en Grecia se transformaban en estrellas circumpolares cuando viajaban más al norte. Otras estrellas, como Canopus, que es apenas visible desde la isla de Rodas, se ve cada vez más alta en el horizonte sur al viajar a Egipto. El gran filósofo Aristóteles, en el siglo iv a. C. en su libro De Coelo cita el valor de 400.000 estadios para el perímetro terrestre; para un estadio de 157,5 metros el valor de Aristóteles es muy grande (63.000 kilómetros, cuando la circunferencia terrestre es de aproximadamente 40.000 kilómetros).El tema de la esfericidad de la Tierra quedó zanjado en el siglo iii a. C. por Eratóstenes de Cirene, en Alejandría. Eratóstenes era bibliotecario de la gran biblioteca de Alejandría. Fue un hombre de gran cultura; sabía que el día del solsticio de verano el Sol alumbraría el fondo de un pozo en la ciudad de Siena (cerca de la moderna Asuán); sin embargo, ese día el Sol no llegó al cenit de Alejandría, sino que alumbró con un ángulo mínimo de 7,2° con respecto a la vertical del lugar. Eratóstenes sabía que ese resultado se podía interpretar de dos maneras: asumiendo que el Sol estaba muy cerca de la Tierra y esta es plana: ese día estaba sobre Siena y por ello sus rayos de luz no llegaron cenitalmente a la ciudad de Alejandría. Con ello la distancia de Siena a Alejandría serviría para determinar la distancia al Sol. Por otra parte, si se aceptaba que el Sol estaba muy lejos, como parecían indicar los resultados de Aristarco, ese ángulo de 7,2° indicaría que las verticales de Siena y Alejandría no son paralelas, sino que convergen en el centro de una Tierra esférica. Este fue el modelo asumido por Eratóstenes.

Eratóstenes constata que mientras el Sol alumbra el fondo de un pozo al mediodía en Siena, forma un ángulo de 7,2° con la vertical de Alejandría.

¿Cómo midió Eratóstenes esa distancia? (unos ochocientos kilómetros). Nadie lo sabe a ciencia cierta. El físico español Manuel Lozano Leyva, en su libro De Arquímedes a Einstein sugiere que Eratóstenes les pagó a las caravanas que circulaban por la ribera del río Nilo para que pusieran a esclavos a contar las vueltas de rueda de las carretas entre Alejandría y Siena. Contando giros de rueda, midiendo con cuerdas, enumerando pasos, Eratóstenes obtuvo diversos resultados de muchas caravanas que lo llevaron a concluir que entre las dos ciudades había 5.000 estadios. El perímetro terrestre era entonces de 250.000 estadios. El valor lo elevó Eratóstenes a 252.000 estadios para que entonces hubiera 700 estadios por grado. ¿Cuál es la longitud del estadio utilizado por Eratóstenes? Hay tres alternativas: el estadio de 157,5 metros, el estadio olímpico de 185 metros y el estadio real egipcio de 210 metros. Lo más probable es que utilizara el primero, con lo cual el error de su medición es sorprendentemente bajo (700 estadios serían 110 kilómetros y la longitud de un grado es de 111,1 kilómetros).Cada vez que viajamos en la dirección norte-sur la latitud cambia en un grado al desplazarnos 111 kilómetros. El trabajo de Eratóstenes es del siglo iii a. C., por lo cual hace más de 2300 años que tenemos una clara idea del tamaño de nuestro planeta.

1.5. Algunos eclipses históricos

Los eclipses totales de Sol siempre causaron una fuerte impresión en los pueblos antiguos. Para muchos se producían porque un dragón intentaba comerse el Sol. Por ello disparaban flechas al cielo para matarlo o al menos ahuyentarlo. El método siempre daba buenos resultados porque el Sol regresaba después de algunos minutos. ¿Cuándo entendió el hombre el fenómeno de un eclipse solar? Es muy difícil saberlo, pero en época de Aristóteles en Grecia, durante el siglo iv a. C. el gran filósofo entendía que el eclipse de Luna se produce cuando la Luna se “mete” en el cono de sombra de la Tierra y el de Sol ocurre cuando la Luna se interpone entre nosotros y el Sol. Distintos pueblos lo entendieron en diferentes épocas; en un mundo muy poco conectado el conocimiento era bastante local. En India y China se sabían cosas que eran ignoradas en Europa. En esta última se sabía bastante más que en América. En China se llevaba registro de los fenómenos celestes, consignando la aparición de novas (o ahora supernovas), cometas y eclipses de Sol y de Luna. Esos registros aportan datos de gran valor hasta nuestros días. Es una verdadera lástima que en la visión de Aristóteles el cielo fuese “inmutable” y por ello en Europa, hasta el Renacimiento, los reportes de fenómenos celestes fueron muy escasos o simplemente inexistentes. La Iglesia católica adoptó a Aristóteles como la “verdad oficial” y por ello, reportar un acontecimiento celeste, como una nova, era ir contra Aristóteles y por tanto contra la Iglesia.

Un ejemplo interesante es la supernova que explotó en Tauro el año 1054, que dio origen a la nebulosa del cangrejo. Llegó a ser visible de día, incluso más brillante que el planeta Venus. Sin embargo, en Europa nadie la vio (más bien nadie reportó haberla visto). Por ello, los registros históricos orientales, principalmente chinos, son tan importantes: no tienen el sesgo de Aristóteles.

1.5.1. Batalla entre lidios y medos

Dentro de los muchos eclipses históricos de gran interés está el eclipse que ocurrió el año 585 a. C. en la costa de Anatolia, entre los lidios y los medos. Anatolia es la península de Turquía que da al mar Egeo: Jonia estaba en la costa y Lidia en el interior. Los medos habían derrotado a los asirios y querían expandirse hacia el oeste. Durante seis años batallaron lidios y medos sin que ninguno pudiese dominar al otro. El 28 de mayo del 585 a. C., en medio de una batalla más, el Sol se eclipsó y ambos bandos en disputa vieron en ello un presagio, un símbolo de mal agüero, que los hizo firmar la paz.

El gran filósofo jonio Tales de Mileto estaba del lado de los lidios y se supone que habría predicho el eclipse, con lo cual los soldados medos se sintieron sobrepasados y rápidamente estuvieron dispuestos a firmar la paz. Tales de Mileto era un gran geómetra y filósofo, fundador de la escuela jónica que continuarían Anaximandro y Anaxímenes. La cosmología de Tales era bastante primitiva. Como ya se dijo, hablaba de una Tierra plana rodeada de agua y que flotaba en ella. En el marco de esa cosmovisión es difícil creer que pudiera haber predicho el eclipse. Sin embargo, los eclipses ocurren con cierta regularidad. Cada 223 períodos sinódicos de la Luna (de 29,530589 días) coinciden casi exactamente con 242 períodos draconísticos (de 27,2122 días, el tiempo que transcurre entre dos pasos sucesivos de la Luna por el nodo ascendente de la órbita), que son 18 años y 11 días y . Ese período se llama el ciclo de los saros, y marca la recurrencia de los eclipses. Por ese tercio de día el eclipse de 18 años después no cae en la misma zona de la Tierra. Solo cada tres períodos, 54 años y 34 días, los eclipses vuelven a repetirse. Los babilonios habían observado eclipses por muchos años y quizás conocían los saros. Tal vez Tales aprendiese aquello y con esa información pudo haber hecho la predicción del eclipse. Quizás la predicción, narrada por historiadores un siglo después, no sea más que un mito en torno a la figura de Tales, pero es interesante que el “poder” que da el conocimiento, supuestamente, haya podido más que la fuerza de dos ejércitos.

Tales de Mileto, considerado uno de los siete sabios de Grecia.

1.5.2. El eclipse de Luna que salvó a Colón

Hay un eclipse de Luna que cambió la suerte del descubridor de América, el gran navegante genovés Cristóbal Colón, en su cuarto viaje a las “Indias”, después de un interesante periplo que lo llevó por las Antillas Menores, la Española (hoy Santo Domingo y Haití), Cuba, Honduras, Nicaragua, Costa Rica y Panamá. En su regreso a la Española, una tormenta lo hizo recalar forzosamente en Jamaica. Había perdido dos de sus cuatro embarcaciones (carabelas) y las dos que le permitieron llegar a Jamaica estaban en tan mal estado que las sacrificaron para hacer un fuerte con ellas.

Cuando sus relaciones con los nativos comenzaron a empeorar, Colón, que sabía del eclipse de Luna que ocurriría el 29 de febrero del 1504, decidió usarlo a su favor. Había pedido ayuda a la Española, pero tardaba en llegar. Colón le dijo al jefe de la tribu que su dios, el Dios de los católicos, los había enviado y estaba muy enojado por la poca hospitalidad que les habían brindado y que por ello les haría desaparecer la Luna, como una señal de advertencia. Además, la Luna se pondría de color rojo como presagio de los acontecimientos que vendrían si ellos, los nativos, no los ayudaban. Cuando la Luna se eclipsó fue tal la impresión de los nativos que Colón inmediatamente recibió toda la ayuda que necesitaba. Los aborígenes no se iban a arriesgar a perder la Luna para siempre. Solo con esa advertencia les bastó. Este relato está tomado del libro de Mariano Ribas, Crónicas del cielo y la tierra, bella narración, publicada en 2018 en Argentina.

Retrato del gran navegante Cristóbal Colón, de una pintura de Alejo Fernández, entre 1531 y 1536, varios años después de su muerte en 1506 a los 55 años de edad.

1.5.3. El eclipse total de Sol de 1893 en el norte de Chile

El 16 de abril de 1893 un interesante eclipse total de Sol cruzó el suelo chileno desde el surponiente al nororiente pasando por la ciudad de Vallenar. Ciudades como La Serena y Copiapó quedaron ligeramente fuera de la trayectoria de la totalidad. El eclipse fue temprano en la mañana, y alcanzó la totalidad a las 8 horas con 3 minutos (T.U. -5). El Sol estaba a 24,5° de altura. Tres misiones se dirigieron a la zona: una del observatorio de Lick, California, EE.UU., encabezada por John M. Schaeberle; otra del observatorio de la Universidad de Harvard, encabezada por William H. Pickering, y la tercera, del Observatorio Astronómico Nacional, encabezada por su director, Alberto Obrecht. El clima fue excelente y las misiones estadounidenses tomaron fotografías de la corona solar y algunos espectros de la corona (dispersaron la luz de la corona con un prisma y registraron la distribución espectral de luz). La misión de Pickering tomó más de treinta fotografías y capturó algunas con un prisma de doble refracción, que permite medir o al menos estimar la luz polarizada de la corona. Encontraron una significativa polarización que los llevó a concluir que parte de esa luz es reflejada. Los habitantes de Huasco y Vallenar disfrutaron del evento.

Fotografía del Sol en el eclipse de 1893; se observan detalles de la corona. La fotografía como técnica estaba en su infancia, por ello no se muestran los detalles que se ven en las fotografías del siglo xx.

1.5.4. Eclipse de 1919 de Einstein

El eclipse de Sol más importante para la ciencia está cumpliendo cien años. Tuvo lugar el 29 de mayo de 1919 sobre el océano Atlántico. Fue un buen eclipse que duró 6 minutos con 51 segundos en la totalidad, el más largo desde 1416. ¿Qué lo hizo tan especial para la ciencia (además de ser muy largo)? La respuesta es simple: es el eclipse de Albert Einstein. El brillante físico alemán, en 1905, había propuesto una teoría revolucionaria para la física, que llamó teoría de la relatividad especial. En ella nos enseñó cómo deben entenderse los movimientos, la cinemática de los cuerpos. Entre otras cosas descarta la idea de un espacio absoluto y de un tiempo absoluto, inherentes a la física de Newton. Einstein siguió trabajando y en 1916 propuso la teoría de la relatividad general donde formula una nueva manera de entender la gravedad y los movimientos acelerados. Ahí plantea que una masa de un cuerpo como el Sol deforma el espacio-tiempo en torno suyo y que otros cuerpos, como los planetas, se mueven a su alrededor siguiendo trayectorias en ese espacio curvo. Un rayo de luz también se mueve en un espacio curvo siguiendo dicha curvatura, desviando por tanto su trayectoria, que ya no es más una línea recta. Einstein calculó que un rayo de luz proveniente de una estrella lejana sería desviado por el Sol si pasaba rasante a su fotósfera en 1,75”, un cambio de trayectoria mínimo, equivalente a la mitad de una milésima de grado. ¿Era eso medible? Los astrónomos dijeron que sí, que se podía medir en un eclipse de Sol, cuando la Luna ocultase la fotósfera. El gran astrofísico inglés Arthur S. Eddington decidió organizar una misión científica para el eclipse solar de 1919. Como siempre existe la posibilidad de un fracaso en la expedición, decidieron enviar dos misiones, una a la isla de Príncipe, frente a la costa occidental africana, a unos 250 kilómetros de la Guinea Ecuatorial.

La isla de Príncipe, en esa época, era una colonia portuguesa. La otra expedición viajó a la localidad de Sobral, en el noreste brasileño. La misión a la isla de Príncipe fue encabezada por el propio Eddington y el astrónomo real inglés sir Frank Watson Dyson, mientras que la misión a Brasil fue encabezada por Andrew Crommelin —del Observatorio de Greenwich— y por Charles R. Davidson.

Una misión anterior, para el eclipse del 8 de junio de 1918, intentó medir la deflexión, pero había fracasado. Un equipo del Observatorio Naval de los EE.UU. se instaló en Oregón, pero las nubes impidieron registrar estrellas durante el eclipse. Los resultados obtenidos tanto en la isla de Príncipe como en Sobral no eran de muy buena calidad. Tenían la suerte de que la imagen del Sol eclipsado se proyectaba sobre la constelación de Tauro, en particular sobre el grupo de estrellas conocidas como las Híades, donde hay varias estrellas brillantes que podían ser fotografiadas con los elementos técnicos disponibles en la época. Las imágenes de la isla Príncipe eran de mejor calidad, pero tomadas bajo peores condiciones meteorológicas. Al contrario, las condiciones en Sobral fueron excelentes, pero las imágenes estaban un poco desenfocadas. Pese a la baja calidad general, los resultados fueron sólidos: la teoría de Einstein fue validada.Muchos años después se han vuelto a medir las placas fotográficas originales de Eddington y las de Sobral, y los resultados, analizados con métodos computacionales mucho más poderosos, ratifican los resultados de Eddington. Einstein recibió el Premio Nobel de Física en 1921, pero la Academia Sueca no mencionó la relatividad para darle el premio. Pese a ello, los resultados del eclipse de 1919 deben haber estado presentes en la atmósfera de la academia sueca para premiar al gran Albert Einstein.

Eclipse de Sol de 1919. Tomada con un lente de 4 pulgadas en Sobral, Brasil, esta fotografía es del informe de Arthur Eddington. La corona se ve claramente y se puede apreciar la dificultad de ver estrellas dentro de la parte brillante de la corona, donde el efecto es máximo.

1.5.5. Eclipse en Chile, 1947

Luego de un período de saros después del eclipse de 1893, en 1947 volvió a ocurrir un eclipse en Chile, el 20 de mayo. Esta vez la franja de la totalidad pasó por Santiago, en dirección nororiente viniendo del surponiente. Fue total desde Los Andes hasta Rengo, incluyendo a San Antonio, y ocurrió temprano por la mañana. Comenzó al alba y la totalidad se observó cuando el Sol estaba apenas a 6,7° de altura. En la zona oriente de Santiago el eclipse habría sido invisible pues la cordillera retarda la visibilidad del Sol entre 5 y 10 minutos. En la zona poniente de la ciudad se debe haber observado muy bien. El fenómeno duró 2 minutos con 24 segundos. Desgraciadamente esa mañana estuvo nublado en Santiago.

1.5.6. Eclipse en Chile, 1958

El 12 de octubre de 1958 tuvimos en Chile un eclipse total de Sol durante la tarde. El centro de la totalidad pasó por la ciudad de Rancagua y abarcó desde Santiago y San Antonio por el norte hasta Curicó, Hualañé y Licantén por el sur. Al norte de Santiago y al sur de Curicó el eclipse solo fue parcial.

La ciudad de Santiago quedó partida en dos: el eclipse fue total en San Bernardo y Puente Alto, pero no en Quilicura ni en Chicureo. Ocurrió tan avanzada la tarde del 12 de octubre que el Sol, durante el momento de la totalidad, en Rancagua, solo se encontraba a 3,5° de altura sobre el horizonte (faltaban apenas 14 minutos para que el Sol se pusiera sobre el horizonte matemático, como sobre el océano, pero en el valle central posiblemente ya estaba puesto en el momento del máximo de la totalidad). Allá duró 2 minutos con 23,4 segundos.Un eclipse tan bajo no es tan espectacular, pues el Sol empieza a salir de la totalidad y se pone, momento en que empieza el crepúsculo vespertino. Sin duda los eclipses cerca del mediodía son los más impresionantes.Este eclipse es el más llamativo que ha tenido Chile central en los últimos sesenta años.

1.5.7. Eclipse de 1994 en Putre

El 3 de noviembre de 1994 hubo un eclipse total de Sol visible en el extremo norte de Chile, en Putre y Visviri, muy temprano en la mañana. Concitó un gran interés de los medios y también de los profesionales, pues la probabilidad de que estuviese despejado ese día era mejor en el altiplano chileno que en Bolivia, Paraguay o Brasil. Sin embargo, abundante nubosidad en la zona de Putre brindó una imagen del Sol muy mediocre. El eclipse ocurrió muy temprano en la mañana, a solo minutos de salir el Sol.

Yo no estuve presente en el área, pero mi recuerdo es que fue una gran decepción para los participantes.

Bella imagen de la corona en el eclipse de 1994. Schechter desde Sevaruyo, Bolivia.

1.5.8. Eclipse de Rapa Nui en 2010

El 11 de julio de 2010 hubo un eclipse total de Sol en Rapa Nui. Fue a primeras horas de la tarde, coincidente con la final del Mundial de Fútbol de Sudáfrica, que disputaron Holanda y España, con la victoria de esta última. Pese a que millones de televidentes vieron en directo el partido, las transmisiones vía streaming desde Rapa Nui concitaron un enorme interés a nivel mundial. El eclipse también tocó el extremo sur de nuestro país, en Torres del Paine.

Pese a la dificultad para desplazarse a Rapa Nui, más de tres mil visitantes, venidos de todo el mundo, presenciaron el eclipse junto con la población de la isla; duró 4 minutos con 45 segundos.Fue un gran eclipse. Quizás fue la primera vez que los moáis presenciaban un fenómeno tal.

Eclipse total de Sol en Rapa Nui, 11 de julio del 2010.
Fotografía tomada por Stéphane Guisard.

1.5.9. Eclipse anular de febrero del 2017 en Coyhaique

El 26 de febrero del 2017 un hermoso eclipse anular de Sol se pudo apreciar en el sur de Chile, en la ciudad de Coyhaique. Por un minuto la Luna se ubicó delante del Sol dejando un pequeño anillo de luz visible en el cielo. Era la mañana y el cielo estaba perfectamente despejado; hacía incluso calor para lo que se puede esperar en esas latitudes tan australes.

Al acercarse la anularidad descendió la temperatura notoriamente y empezó un viento que rompió la calma perfecta de aquella mañana. El centro de la anularidad ocurrió a las 10:36 y duró apenas 52 segundos. Tuve la suerte de estar en el Monumento del Ovejero con unas 1.500 personas que no podían reprimir sonidos de admiración por el fenómeno que estábamos presenciando. La luz que se filtraba entre el follaje de los árboles proyectaba sobre el suelo figuras del sol eclipsándose, verdaderas “medias lunas” que daban un aspecto único al lugar. Fue un fenómeno memorable. Ahí prometí ir al valle del Elqui en 2019 y a Villarrica en 2020. Fue notable y digno de vivirlo nuevamente.Mientras nosotros disfrutábamos de un espectáculo único en Coyhaique, la mayoría de los chilenos vieron un eclipse parcial esa mañana de domingo, posiblemente sin imaginar la belleza que presenciamos en Aysén.

Las hojas de los árboles proyectan formas de media luna en la sombra, en esta foto tomada en Pittsburgh, Pennsylvania, EE.UU. Foto de Benjamin Seigh, del 21 agosto de 2017.

1.5.10. Eclipses futuros

En unos pocos meses, el 2 de julio de 2019, tendrá lugar un eclipse total de Sol en el valle del Elqui, del cual nos ocuparemos en el capítulo 4, mientras que el 14 de diciembre de 2020 tendremos un interesante eclipse de Sol en el sur de Chile, en la Región de La Araucanía, que explicaremos en el capítulo 5. Eclipses anulares de Sol tendrán lugar en laguna de San Rafael, Cochrane y Tortel el 2 de octubre del 2024; en las Guaitecas y Chaitén el 6 de febrero del 2027, y el 12 de septiembre del 2034 en Iquique y Pozo Almonte.

Eclipses totales de sol tendremos el 5 de diciembre del 2048 en Las Guaitecas y Puerto Cisnes; el 12 de agosto del 2064 en Valparaíso, Santiago y Rancagua; el 2073 ocurrirá en Isla Wellington y Torres del Paine, y el 16 de enero del 2075 pasará por Ovalle y Pisco Elqui.El siguiente eclipse total de Sol en Chile ocurrirá el siglo xxii. El 8 de enero del 2103 habrá uno en Aysén; el 22 de junio del 2104, otro en el centro, cerca de Santiago; en el 2113, el 13 de junio, en Antofagasta, y el 2118 el 15 de septiembre, en el extremo norte, en Putre y Visviri.Como se puede apreciar, el calendario de eclipses totales de Sol no es muy nutrido para los próximos cien años en Chile. Habrá otros eclipses en otras partes del planeta, pero en territorio nacional el número es muy limitado.

2. ECLIPSES DE LUNA

2.1. Características de la Luna

Los eclipses tienen siempre tres protagonistas: la Luna, el Sol y la Tierra. La Luna es nuestro satélite natural y gira en torno a la Tierra en algo más de 27 días. A su vez, la Tierra gira en torno del Sol en 365¼ días.

El plano de la órbita de la Luna es cercano al de la órbita terrestre (la eclíptica, llamada así porque la Luna debe estar en ella para que se produzcan los eclipses), pero no son coincidentes. Si así fuera todos los meses habría un eclipse de Sol y 14 días más tarde, uno de Luna.Si quisiéramos hacer un modelo a escala del sistema Sol-Tierra-Luna podríamos poner al Sol a 150 metros de distancia de la Tierra, algo así como la diagonal de una cancha de fútbol. El Sol puesto en el banderín del córner, de un lado, y la Tierra en la esquina opuesta del lado contrario. La Luna estaría a 38 centímetros de la Tierra. El Sol sería una esfera de 1,5 metros de diámetro, la Tierra una esfera de 1,2 centímetros y la Luna un granito de pimienta de 3,5 milímetros de diámetro. Nosotros seríamos mucho más pequeños que una hormiga sobre la bolita de 1,2 centímetros mirando a la Luna girar a nuestro alrededor con un Sol de fondo a 150 metros.Cuando ese granito de pimienta —girando en torno de la bolita-Tierra— se interponga en ocasiones entre la Tierra y el Sol proyectará un pincel de sombra que puede tocar un punto de la bolita. Por el movimiento de la Luna, en vez de un punto de sombra, será una raya, muy fina y bastante larga. Se producirá un eclipse de Sol. Medio giro más tarde el granito de pimienta entrará en el cono de sombra de la Tierra y tendremos un eclipse lunar.La Luna es casi cuatro veces de menor tamaño que la Tierra, pero ello no la hace tan pequeña en términos absolutos. Su diámetro es de 3.476 kilómetros y su perímetro es de 10.900 kilómetros; de un polo al otro hay 5.450 kilómetros. La masa de la Luna es solo de la masa de la Tierra (algo más del 1%). Por su baja masa, la Luna no tiene atracción gravitatoria suficiente para retener una atmósfera. El peso de un cuerpo en la Luna es de solo un sexto de su peso en la Tierra, por ello las moléculas de una posible atmósfera en la Luna se moverían a velocidades muy cercanas o superiores a la velocidad de escape y por esa causa se perderían en el espacio. Si los seres humanos quisieran colonizar nuestro satélite sería imposible que pudiesen generar una atmósfera estable en la Luna. El día lunar es de casi un mes y, por ello, durante casi 15 días seguidos el Sol impacta la superficie selenita, que alcanza temperaturas de 120 °C. A esa temperatura, hipotéticas moléculas de oxígeno o nitrógeno, de una posible atmósfera, se moverían con tanta rapidez que escaparían de la Luna. La noche dura otros 15 días terrestres y con ello la superficie lunar se enfría a temperaturas cercanas a 200 °C bajo cero. En ese mes-día de la Luna la amplitud térmica es de 300 °C. Eso hace muy difícil las condiciones de vida en la Luna.Una base para hacer investigación científica en la Luna sería muy interesante, pero es muy difícil que en un plazo mediano exista allá una colonia con millones de seres humanos que vivan en ella permanentemente. En la Luna habría que vivir en cuevas profundas para capear los efectos del frío de la noche y de la radiación cósmica y la radiación ultravioleta.

2.2. Órbita de la Luna

La órbita de la Luna en torno a la Tierra es una elipse. Como ya se ha dicho, en su distancia mínima a la Tierra —el perigeo— la Luna puede estar a tan solo 363.200 kilómetros, pero a la mayor distancia —el apogeo— está situada a 405.500 kilómetros. La elipse es plana, pero su plano no coincide con el plano de la eclíptica, la órbita terrestre en torno del Sol. Las dos órbitas forman un ángulo pequeño, de algo más de 5°. Si los dos planos coincidieran habría eclipses todos los meses.

2.3. Órbita de la Tierra (eclíptica)

La Tierra es un planeta más que gira en torno al Sol. Actualmente se dice que el sistema solar posee ocho planetas: cuatro planetas grandes, gaseosos o de hielos como son Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, todos ellos muy lejanos al Sol; además de cuatro planetas pequeños, rocosos y cercanos al Sol, separados de los anteriores por un enjambre de pequeños planetas: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte.

La distancia media de la Tierra al astro rey es de 149.600.000 kilómetros. La órbita es ligeramente elíptica, con una pequeña excentricidad. Si pudiésemos verla desde una gran distancia nos parecería un círculo. La distancia al Sol varía desde 147.100.000 kilómetros en el perihelio hasta 152.100.000 kilómetros en el afelio.La órbita de la Tierra en torno al Sol la vemos reflejada en el movimiento anual del Sol contra el fondo estrellado del cielo. La órbita es un círculo máximo (divide la esfera celeste en dos partes iguales) que se llama eclíptica pues la Luna debe encontrarse sobre (o muy cerca) él para que se produzca un eclipse.

2.4. Oblicuidad de la eclíptica

La rotación de la Tierra en torno a su eje genera la ilusión del movimiento del cosmos entero alrededor de la Tierra cada veinticuatro horas. La prolongación del eje de rotación de la Tierra penetra el cielo en los polos celestes: el polo sur celeste y el polo norte celeste. Desde Chile vemos rotar el cielo austral en torno del polo sur celeste en el sentido de los punteros de un reloj. La altura sobre el horizonte del polo sur celeste varía según la latitud del lugar; en Santiago está a 33° de altura. De igual modo, la proyección del ecuador terrestre sobre la esfera celeste produce el ecuador celeste, que es el círculo máximo que divide la esfera celeste en dos hemisferios, el boreal y el austral. La trayectoria diaria de todos los cuerpos celestes se despliega a lo largo de círculos menores, paralelos al ecuador celeste: resultan de “cortar” la esfera celeste por planos que son paralelos al plano que produjo el ecuador celeste. El Sol e incluso la Luna se desplazan a lo largo de un círculo menor en su movimiento diario.

El Sol se desplaza día a día hacia el este, algo menos de un grado cada día, de modo de que en un año el Sol completa una revolución en el cielo. La trayectoria del Sol en el curso de un año, la eclíptica, está inclinada con respecto al ecuador celeste. El Sol pasa seis meses en el hemisferio celeste norte y luego seis meses en el sur. El ángulo que forma el plano de la eclíptica con el plano del ecuador se lo llama oblicuidad de la eclíptica y alcanza los 23,5°. Cuando el Sol está cruzando la eclíptica se producen los equinoccios: el 21 de marzo, el de otoño (primavera para el norte), y el 23 de septiembre, el de primavera (otoño para el norte). Si partimos el 23 de septiembre, ese día el Sol sale por el punto cardinal este. Luego, jornada a jornada va saliendo más al sur del punto cardinal este, se eleva más alto en el cielo y se pone al sur del punto cardinal oeste. Ese desplazamiento hacia el sur del punto de salida del Sol continúa hasta diciembre, cuando empieza a desplazarse menos y menos hasta que el 21 de diciembre ese movimiento se detiene, produciéndose el solsticio de verano del hemisferio austral (solsticio de invierno del norte). A partir de ese momento el Sol empieza a devolverse hacia el norte, el 21 de marzo cruza el ecuador en el equinoccio de otoño del sur y continúa hacia el norte, deteniéndose en su curso el 21 de junio, momento del solsticio de invierno. El 21 de marzo marca el comienzo de un nuevo ciclo y por ello el año romano, hasta Julio César, empezaba en el mes de marzo. Se acababa el invierno y con la primavera se reanudaba todo, en especial la guerra, para los romanos.Esa oscilación anual del Sol desde el ecuador hasta +23,5º y luego hasta -23,5º lleva a definir dos círculos menores sobre la Tierra, llamados trópicos de Cáncer y de Capricornio. El primero está en latitud norte 23,5º y el segundo en latitud sur 23,5º (en Chile pasa ligeramente al norte de la ciudad de Antofagasta). La zona comprendida entre los trópicos está compuesta por todos los lugares por los cuales el Sol pasa dos veces en el año exactamente por el cenit al mediodía (en los bordes, las líneas de los trópicos, pasa solo una). Fuera de los trópicos al mediodía el Sol alumbra siempre por el norte, en el hemisferio sur, y a la inversa en el norte.

2.5. Hiparco y la precesión de los equinoccios

La eclíptica intercepta el ecuador celeste en dos puntos: el del 21 de marzo, llamado equinoccio vernal o punto γ (gamma), y el del 23 de septiembre, llamado punto Libra. En el siglo ii a. C. el gran astrónomo griego Hiparco descubrió —comparando sus observaciones estelares hechas en Rodas con observaciones hechas ciento cincuenta años antes en Babilonia— que todas las posiciones estelares aparecían cambiadas en una cantidad apreciable.

Las posiciones estelares se miden con respecto al plano del ecuador celeste y se toman el punto γ, la intersección del ecuador y la eclíptica como origen de las longitudes (la ascensión recta). Hiparco interpretó los datos correctamente, asumiendo que el punto γ se desplaza lentamente, lo cual hace que todas las ascensiones rectas aumenten continuamente en el tiempo. El ecuador celeste bascula (precesa) muy lentamente, lo que hace que el punto γ dé una vuelta alrededor de la eclíptica en 26.000 años (equivalentemente, el polo celeste gira alrededor del polo de la eclíptica en 26.000 años, describiendo un círculo en el cielo de aproximadamente 23,5°). Ese pequeño desplazamiento anual alcanza los 50,29” (menos de un minuto de arco) por año, pero entre los ciento cincuenta años transcurridos desde las observaciones en Babilonia y las suyas: ¡todas las estrellas se habían “movido” más de dos grados! La precisión de las observaciones de Hiparco era de ¼ a de grado para una estrella individual. Como su catálogo contenía cerca de mil estrellas, las tenía determinadas con una precisión de unos pocos minutos de arco. Era imposible que el conjunto estuviese “corrido” en dos grados. Hiparco, sin entender cómo ocurría el fenómeno, aceptó la precesión de los equinoccios.La razón de este “movimiento” nos llegaría posteriormente. Con la publicación de sir Isaac Newton en 1687 de los Principios matemáticos de filosofía natural se van aclarando muchas cosas, entre ellas que, debido a la rotación, la Tierra no tiene una forma perfectamente esférica, sino achatada en los polos y más protuberante en el ecuador. El Sol ejerce una fuerza de marea sobre el abultamiento ecuatorial, que como no coincide con la eclíptica, trata de “enderezar”, esto es, hacer que el eje de rotación terrestre coincida con la normal al plano de la eclíptica. Ese torque que introduce la fuerza de gravedad solar sobre el abultamiento de la Tierra se traduce en un movimiento de precesión. Este es muy semejante al que experimenta un trompo que gira con su punta en el suelo; al inclinarse, la gravedad de la Tierra trata de “botar” el trompo, pero solo logra hacerlo precesar, haciendo que su eje de rotación describa el manto de un cono alrededor de la vertical.

2.6. Los signos del zodíaco

La trayectoria del Sol sobre la esfera celeste se proyecta sobre doce zonas distintas del cielo, que se conocen como constelaciones zodiacales. La Luna y los planetas no se alejan más de cinco o seis grados de la eclíptica, y por ello esa franja de constelaciones zodiacales, por muchos años, era donde transcurrían todos los eventos de gran interés para los astrónomos. Las constelaciones tienen un ancho —en el sentido de la longitud eclíptica— muy cercano a 30°, por lo cual el Sol está, aproximadamente, un mes en cada signo del zodíaco.

Por ello, el comienzo del año, el 21 de marzo, que hace más de dos mil años se proyectaba sobre la constelación de Aries, hoy lo hace sobre Piscis, y en mil años más lo hará sobre Acuario. Así seguirá la sucesión hasta que en 24.000 años más lo volverá a hacer sobre Aries. Hoy todos los signos zodiacales están “corridos” un signo completo (signo y medio).El descubrimiento de la precesión de los equinoccios es uno de los más grandes y bellos resultados de la astronomía clásica griega a manos de Hiparco, el más importante de los astrónomos clásicos griegos, solo superado en “fama” por Claudio Ptolomeo, que vivió unos doscientos cincuenta años después y cuyo gran tratado, el Almagesto, lo basó en gran medida en el enorme trabajo de Hiparco.

2.7. Órbita lunar (inclinación)

La Luna orbita la Tierra siguiendo una órbita con una elipticidad bastante alta, que hace que nuestro satélite en el perigeo se sitúe a solo 363.200 kilómetros y en el apogeo llegue a estar a 405.500 kilómetros. La trayectoria de la Luna sobre su órbita es complicada porque el Sol ejerce sobre la Luna y su órbita una fuerte influencia que hace que en la mitad de su órbita se acelere y en la mitad opuesta se frene, producto de la perturbación introducida por el Sol. El plano de la órbita lunar forma un ángulo de 5,2° con respecto a la eclíptica, con lo cual la Luna pasa la mitad del tiempo a un lado de la eclíptica y la otra mitad en el lado opuesto. La trayectoria de la Luna proyectada sobre el cielo en el curso de un mes sigue la eclíptica aproximadamente, pero por medio mes está más arriba (al sur) de la eclíptica, llegando a separarse de ella hasta 5°, y la otra mitad del mes está bajo la eclíptica. La trayectoria lunar corta la eclíptica dos veces al mes.

2.8. Nutación

El Sol intenta “enderezar” el eje de rotación terrestre y lo único que consigue es la precesión de los equinoccios con un ciclo de 26.000 años. También trata de “enderezar” la órbita lunar haciéndola coincidir con la eclíptica. Tampoco tiene éxito en su propósito y lo que logra es que la órbita lunar “cabecee” alrededor de la eclíptica en un período de 18,6 años. Esa precesión de la órbita lunar introduce un bamboleo del eje de rotación terrestre de una amplitud muy pequeña comparada con la precesión y que hace que el eje de rotación de la Tierra describa un cono rugoso, con una periodicidad de casi 19 años y una amplitud menor a 10”; este fenómeno se conoce como nutación.

2.9. Nodos ascendente y descendente

Si miramos el plano de la eclíptica, la órbita lunar lo penetra en dos puntos: cuando la Luna pasa de sur a norte y cuando lo hace en sentido inverso. Esos puntos se denominan nodos de la órbita lunar; cuando pasa de sur a norte se llama nodo ascendente y cuando lo hace de norte a sur es el nodo descendente. Se los designa con una “n” y una “n′”, respectivamente. La línea que conecta ambos nodos se llama línea de los nodos. Corresponde a la intersección del plano de la órbita lunar y el plano de la eclíptica. La línea de los nodos no se mantiene fija en el espacio, sino que se desplaza a lo largo de la eclíptica dando una vuelta completa en 18,6 años como producto de la nutación.

2.10. Temporada de eclipses

Los eclipses se producen solo cuando la Luna, el Sol y la Tierra se alinean, y eso ocurre solo cuando están sobre la línea de los nodos. Cuando la dirección Sol-Tierra es paralela a la línea de los nodos es cuando se pueden producir los eclipses, y eso solo ocurre en dos épocas del año, separadas por seis meses, aproximadamente. Actualmente, en el 2019, las épocas en que pueden producirse eclipses son enero y julio. La temporada de eclipses dura 35 días, por lo cual en cada temporada se producen dos eclipses y en algunas ocasiones, tres. El alineamiento entre los tres astros es más estricto para que se produzca un eclipse de Luna que para uno solar. Por ello, se producen más eclipses solares que lunares. Sin embargo, los eclipses lunares se pueden observar desde cualquier punto del planeta en que sea de noche y la Luna se vea sobre el horizonte. Más de un tercio del globo puede observar un eclipse lunar. En cambio, los eclipses totales de Sol son visibles desde una muy pequeña zona del planeta.

Cada 223 lunaciones, que corresponden a 18 años y 11 días, vuelven a darse las condiciones para los eclipses. Esos períodos los conocieron los antiguos caldeos y se llaman saros. En un ciclo de los saros se producen, en promedio, 71 eclipses, 41 de los cuales son de Sol y 30 de Luna. Como máximo, en un año se pueden producir siete eclipses, de los cuales cuatro o cinco serán de Sol y dos o tres serán de Luna. Como la temporada de eclipses se mueve hacia meses previos, ahora, cuando se producen en enero y julio la siguiente temporada puede correrse a diciembre y habría tres temporadas de eclipses en un solo año, de ahí los posibles siete eclipses. En verdad, el ciclo de lo saros es de 18 años, 11 días y un tercio, por lo cual cuando vuelva a repetirse un eclipse no se repetirá en el mismo lugar de la Tierra, sino corrido ocho horas con respecto al anterior. Con tres ciclos de los saros, 54 años y 34 días los eclipses se repetirán en los mismos lugares. Haber encontrado el ciclo de los saros muestra laboriosas observaciones muy bien documentadas por largos intervalos de tiempo. Caldeos y babilonios escrutaron sistemáticamente el cielo por más de seis siglos y muchos de estos sorprendentes resultados fueron fruto de su paciente y sistemática labor.

2.11. Eclipses totales, parciales y penumbrales

Los eclipses de Luna se producen cuando entra en el cono de sombra de la Tierra. Hay una zona de sombra “dura”, desde la cual la Tierra eclipsa totalmente al Sol, y alrededor de ella hay una zona más extensa, que corresponde a las regiones que ven el Sol eclipsado parcialmente. La sombra dura se la llama umbra y la zona periférica, penumbra.

La penumbra es una zona que no tiene una iluminación constante. En el borde externo de la penumbra el menor nivel de iluminación en ella es casi imperceptible. A medida que nos acercamos a la umbra, la iluminación es cada vez menor (son puntos donde la Tierra oculta progresivamente una mayor parte del Sol). En la umbra, la iluminación solar desaparece por completo (o casi por completo). Durante casi una hora la Luna va desapareciendo hasta que queda totalmente ensombrecida.La Luna permanece totalmente eclipsada una hora, hasta que empieza a aparecer la luz por el otro costado. En una hora, el eclipse parcial habrá terminado para solo quedar la parte penumbral, que es poco notoria en sus momentos finales.

La Luna puede pasar a distintas distancias de la umbra.En la figura, la trayectoria C solo producirá un eclipse penumbral de Luna. En la trayectoria A se generará un eclipse total; en la trayectoria B ocurrirá un eclipse parcial y en la D, el eclipse penumbral será parcial, imperceptible a simple vista.

2.12. Luna de “sangre”

En la sombra de la Tierra, la umbra, se produce un fenómeno muy interesante. La atmósfera de la Tierra entra en juego en un eclipse total de Luna. Durante el atardecer de un día cualquiera se puede observar el Sol cerca del horizonte, su luz se va debilitando y se enrojece. En el momento de la puesta la luz del Sol sufre en la atmósfera un fenómeno de refracción que lo hace ver 35’ (esto es algo más de medio grado) más arriba de su posición real. Como el tamaño angular del Sol es de medio grado, cuando vemos que el Sol comienza a tocar el horizonte (en el mar) ya está completamente bajo el horizonte. La luz solar que vemos en ese momento continúa su camino, se sigue enrojeciendo y curvando por efecto de la refracción y entra en el cono de sombra de la Tierra. Se desviará algo más de un grado, metiéndose en la sombra terrestre.

Una desviación de un grado después de recorrer los 384.000 kilómetros que separan a la Tierra de la Luna hace que el borde de la sombra se haya movido 6.700 kilómetros, por lo cual una penumbra rojiza invade totalmente el cono de sombra de la Tierra. Cuando está eclipsada, la Luna adquiere un tinte rojizo, como cobre, que permite ver claramente los detalles de la topografía lunar. Por su tono rojizo se la ha llamado dramáticamente “Luna de sangre” a la Luna eclipsada totalmente. La magnitud de ese efecto es muy variable, pues depende de las condiciones meteorológicas de la zona terrestre que está en el terminador en el momento del eclipse. No es lo mismo que esté despejado o nublado. En este último caso, mucho menos luz roja será desviada hacia la sombra y el efecto será tenue.

Un observador situado en la Luna en el momento del eclipse total verá a la Tierra oscura, pero con una aureola iluminada producto de la iluminación solar sobre la atmósfera de la Tierra; la aureola será rojiza por lo ya explicado. Por ello, la “Luna de sangre” es un fenómeno normal que no tiene nada que ver con la Luna y solo depende de la atmósfera terrestre. Este fenómeno no es nuevo, el primero en explicarlo con claridad fue Kepler, en su libro Epítome de astronomía copernicana, de 1621.

2.13. Luz cenicienta de la Luna

Otro fenómeno muy interesante asociado con la Luna es el de la luz cenicienta. En el momento en que podemos observar una luna creciente muy delgada (luna con cuernos, con forma de plátano), dos o tres días después de la Luna nueva, se puede apreciar claramente la totalidad del cuerpo de la Luna, iluminado débilmente. A ese tenue resplandor se la llama luz cenicienta de la Luna. ¿Cuál es su origen? La explicación la dio el gran Leonardo da Vinci hace mucho (este año, 2019, se conmemoran los cinco siglos de su muerte, en 1519). Cuando desde la Tierra vemos la Luna nueva, desde la Luna están viendo el fenómeno de “Tierra llena”. La Luna está viendo la Tierra iluminada por el Sol, en su totalidad. Como la Tierra es aproximadamente 3,5 veces más grande que la Luna, el área del cielo que cubre la Tierra vista desde la Luna es 13 veces mayor que el que cubre la Luna vista desde la Tierra. Por ello, si la reflectividad de ambas fuese parecida, la Tierra llena ilumina el suelo lunar más de diez veces más que lo que ilumina la Luna llena en la Tierra. Lo que estamos viendo como luz cenicienta no es otra cosa que la luz solar que reflejó la Tierra, fue a la Luna y luego regresó a la Tierra. Cuando la Luna no goza de luz solar directa, la Tierra le presta un poco de luz para que no desaparezca. Se puede observar, a simple vista, que el resplandor de la luz cenicienta es variable, en algunas ocasiones es mayor y, en otras, menor. Eso se debe a que la reflectividad de la Tierra (en términos técnicos, su albedo) es variable según la cantidad de nubes y nieve que presente al Sol. El albedo terrestre puede variar entre 0,30 y 0,40, reflejando entonces desde un 30% hasta un 40% según las condiciones meteorológicas de la zona terrestre que esté iluminando la Luna. Ese resplandor no es un brillo intrínseco de la Luna o un brillo residual, es solo luz de “Tierra llena”.

Luna nueva en creciente, mostrando la luz cenicienta, sobre la silueta del observatorio de cerro Tololo, en el valle del Elqui, en Chile. Fotografía de Emilio Lepeley.

2.14. Superluna

La órbita elíptica de la Luna alrededor de la Tierra, como ya hemos dicho, la lleva a estar tan cerca como 363.200 kilómetros, en cuyo momento la vemos de un tamaño angular de 32,9’ y en el lado opuesto de la órbita, en el apogeo, la Luna se encuentra a 405.500 kilómetros, con un tamaño angular de 29,5’. El período orbital de la Luna en torno de la Tierra es de 27,3 días y, por ello, cada 27,3 días la Luna vuelve a pasar por el perigeo. El ciclo de las fases lunares recurre cada 29,53 días, que es el origen del mes en nuestro calendario. Los meses alternaban entre 29 y 30 días, con lo cual, en dos meses, 59 días, había dos lunaciones completas y los meses empezaban en Luna nueva. Estos ciclos de 27,3 y 29,5 días a veces se sincronizan y ocurre una Luna llena justo con la Luna en el perigeo. Con ello, la Luna se verá más grande y más brillante; esa Luna llena se llama Superluna.

Al giro lunar siguiente, la Luna llena ocurrirá dos días pasado el perigeo y será una “casi Superluna”. Al giro siguiente, la Luna llena tendrá lugar 4,5 días después del perigeo y ya no será una Superluna. Seis giros después de la Superluna, la Luna llena ocurrirá casi en el apogeo y será una especie de “pequeña Luna llena”, de las más diminutas posibles, con solo 29,5’.Cada casi once meses volverá a haber una Superluna. En esa ocasión, el tamaño aparente de la Luna y su luminosidad serán máximas.

2.15. Luna azul

El período que transcurre entre dos lunas nuevas (o llenas) consecutivas es de 29,53 días y se llama período sinódico de la Luna. Los antiguos calendarios lunares se ajustaban para alternar meses de 29 días con meses de 30 días. Los meses empezaban en el día de la Luna nueva. Dos lunaciones son 59,06 días, por lo cual el calendario se podía mantener muy razonablemente sincronizado con la Luna alternando meses de 29 con meses de 30 días. Doce meses lunares acumulan 354,37 días, once menos que un año trópico. El año trópico (el año de las estaciones) tiene 365,2422, con lo cual transcurren 12,37 lunaciones en un año. Por ello, en general, hay una Luna llena por mes, 12 por año, pero en tres años hay 37 lunaciones, por lo cual en un año debe haber trece. Como el año se divide en cuatro estaciones, normalmente cada una de ellas contiene tres lunas llenas; sin embargo, el año con 13 lunas tendrá una estación con cuatro. En la tradición agrícola de Estados Unidos de Norteamérica a las lunas del año se les ponía nombre: 12 nombres. Cuando en una estación caían cuatro lunas, faltaba un nombre y, por ello, a la tercera de las cuatro lunas se la llamaba Luna azul. Como ejemplos, la luna llena de febrero se la llama Luna de nieve; la de octubre, Luna de la cosecha; la de diciembre, Luna del frío. En una mala interpretación de esa tradición, la influyente revista astronómica norteamericana Sky & Telescope, en 1946 empezó a llamar Luna azul a la segunda Luna llena que ocurre en un mes. Es un fenómeno no muy frecuente, pues lo normal es que solo ocurra una. Sin embargo, cuando ocurre una Luna llena el primero del mes es muy posible que la siguiente Luna ocurra el 31 de ese mismo mes. A esa segunda Luna se la llama Luna azul. En general ocurre una Luna azul cada 2,5 años. En el 2018 hubo una en enero y otra en marzo. Habrá que esperar hasta el 2037 para volver a tener dos lunas azules el mismo año: serán en enero y en marzo. Las lunas azules no tienen ningún significado astronómico, sino solo cultural. Cuando Julio Cesar modificó el calendario romano en el año 46 a. C. los once días que aún faltan, después de 12 meses lunares, para completar el año, Julio César los repartió entre los meses, que pasaron de tener 29 y 30 días a 30 y 31. El año empezaba en marzo y, por ello, para el último mes no alcanzó un día adicional, y por lo tanto no pudo subir a 30. En una modificación posterior, hecha en tiempos de Cesar Augusto, el mes de febrero perdió un día, quedando en 28 y subiendo a 29 solo una vez cada cuatro años para cerrar un calendario, solo solar, de 365, 365, 365 y 366. En total, 1.461 días: muy razonable para un calendario solar.

El día que perdió se lo pusieron a agosto (mes de Augusto), que tenía solo 30 días y “no podía ser menos” que el mes de Julio (por Julio César) (los egos tienen antigua data…).

2.16. Origen de la Luna

De los planetas terrestres, Mercurio y Venus no poseen satélites naturales. La Tierra tiene un satélite: la Luna, y Marte, dos: Fobos y Deimos. Estos últimos son muy pequeños, de 20 y 10 kilómetros respectivamente, y muy probablemente se trate de pequeños asteroides capturados por Marte en el curso de los 4.600 millones de años del sistema solar. En el caso de nuestro satélite, la Luna posee una dimensión enorme con respecto a “su” planeta. Los satélites de Júpiter, Io, Europa, Ganímedes y Calisto tienen dimensiones comparables con la Luna, pero Júpiter es 11 veces más grande que la Tierra. Por mucho tiempo, los astrónomos no han tenido una buena explicación de porqué tenemos un satélite tan grande como la Luna. Se podría creer que la Luna se formó de material primigenio junto con la Tierra, pero la densidad de todos los planetas terrestres es cercana a 5 g/cm3 (cinco veces más densa que el agua) y la densidad promedio de la Tierra es de 5,5 g/cm3. La Luna posee una densidad de apenas 3,3 g/cm3. Ese valor es demasiado bajo para provenir del mismo material original de la Tierra. Como nuestro planeta tuvo al comienzo una fase en que toda la roca estaba líquida y los materiales más densos como el hierro, el cobalto y el níquel se hundieron en el centro de la Tierra y los materiales más livianos como el silicio, el magnesio y el aluminio emergieron hacia la superficie, ocurrió que la corteza actual tiene una densidad de 2,5 a 3 g/cm3 y, en el centro, una densidad cercana a 10 g/cm3. La densidad media es de 5,5, pero menos densa en la corteza y el manto y muy densa en el núcleo. Por ello, se ha avanzado la teoría de que la Luna se habría formado por el impacto sobre la Tierra de un planetesimal enorme, del tamaño y masa de Marte, que habría producido un gigantesco cataclismo en nuestro planeta, que estuvo cerca de desintegrarse por el choque, pero afortunadamente sobrevivió arrojando al espacio una gran cantidad de material de la corteza y el manto, parte del cual eventualmente volvió a caer sobre la Tierra, parte se perdió para siempre y el resto se consolidó en una órbita en torno a nuestro planeta y eventualmente formó la Luna. La masa de Marte es un 10% de la masa de la Tierra y la masa de la Luna es = 0,0123 de la terrestre. Simulaciones computacionales dan credibilidad a esta idea de la formación de la Luna. Las muestras lunares traídas por los viajes de las naves Apolo han sido cruciales para avanzar en esta hipótesis. Ese choque debe haber tenido un efecto en la duración del día y la inclinación del eje de la Tierra. Sin ese choque no tendríamos Luna y quizás la vida en la Tierra hubiese tenido una evolución muy distinta (la Luna, que causa las mareas, puede haber tenido un papel muy importante en la aparición de la vida en la Tierra, o más bien su aparición en el agua terrestre). Si el choque del planetesimal hubiese sido un poco más violento, nuestro planeta pudo haber dejado de existir…

3. ECLIPSES DE SOL

3.1. Características generales del Sol

El Sol es una estrella. Es una gran bola de gas que en su centro alcanza una temperatura altísima (unos quince millones de grados). La temperatura es progresivamente más y más baja a medida que nos movemos del centro a la parte externa del Sol. En la zona visible, la fotósfera, el Sol tiene una temperatura de solo 5.800 K (grados Kelvin, que son iguales a los grados Celsius sumándoles 273. Esto es: 0 Celsius son 273 Kelvin y 0 Kelvin son -273 Celsius que corresponde al cero absoluto de temperatura). La masa del Sol (el total de su materia) es 330.000 veces mayor que la masa de la Tierra. Su tamaño es 109 veces el tamaño de nuestra Tierra y su densidad media es de 1,4 g/cm3. Si la Tierra fuese una bolita de 1 centímetro de diámetro, el Sol sería una pelota de 109 centímetros de diámetro. El diámetro solar es de 1.392.000 kilómetros.

3.2. ¿Qué es la fotósfera?

El Sol es totalmente gaseoso, desde su límite externo hasta su interior más profundo. Su temperatura es tan alta que ninguna parte de él puede ser ni sólida ni líquida, solo gaseosa, principalmente gas atómico. Hacia su interior los átomos, al calor ambiente, van perdiendo parte de sus electrones, con lo que se convierten en átomos ionizados y la materia en un plasma.

Debido a la fuerza de gravedad, el Sol tiene una forma esférica. El Sol rota sobre un eje, pero lo hace muy lentamente, demorándose algo más de 25 días en completar una revolución. Por ser tan lenta, la rotación solar no modifica su forma esférica de modo importante. Si comparamos al Sol con una especie de cebolla, compuesto por muchas cáscaras, las exteriores emitirían luz, pero bastante menos que las cáscaras de más adentro. Las cáscaras, junto con emitir luz, se harían cada vez más densas y con ello más opacas al paso de la radiación. Hay una superficie imaginaria, llamada fotósfera, que es el lugar desde donde sale la mayor parte de la radiación solar. Las cáscaras que están por debajo de la fotósfera emiten más luz, pero esta es absorbida mayoritariamente por las capas exteriores y no puede salir. Por encima de la fotósfera la atmósfera solar es transparente, pero emite muy poca luz. La fotósfera parece la superficie del Sol, pero es solo una ilusión óptica, pues el Sol es una gran nube de gas, que no tiene “superficie”.La fotósfera es un efecto similar al que ocurre en la atmósfera terrestre con las nubes, que vistas desde lejos parecen tener una superficie muy bien definida, pero si uno se acerca en un avión, empieza a entrar en una niebla cada vez más espesa hasta que uno entra en la nube y ya no puede ver hacia afuera.

3.3. La sala de máquinas (H en He)

La fotósfera solar está a 5.800 °K y emite una inmensa cantidad de radiación que se pierde en el espacio. Una muy pequeña fracción de esa energía llega a la Tierra y permite la vida en nuestro planeta. Si el Sol emite tanta energía por segundo, ¿por qué no se enfría? Esa pregunta complicó a los astrónomos del siglo xix, que pensaron que el Sol era una enorme hoguera, pero rápidamente se dieron cuenta de que los números no calzaban. Una fogata de cualquier combustible químico (carbón de piedra, madera, gasolina) se gastaría en menos de ciento cincuenta años. El Sol ha existido por 4.600 millones de años y hay evidencias de que su luminosidad no ha cambiado mayormente. ¿Qué mecanismo mantiene brillando al Sol? La respuesta llegó durante el primer tercio del siglo xx: reacciones nucleares en su interior transforman el hidrógeno en helio. La estructura de cebolla del Sol hace que el peso de las cáscaras superiores proporcione una presión cada vez mayor a las cáscaras más profundas. Para lograr mantener esa presión creciente, la temperatura debe ser cada vez mayor. En el núcleo del Sol la temperatura llega a ¡quince millones de grados! La composición química del Sol consiste en un 74% de hidrógeno, un 24% de helio y apenas un 2% de todo el resto de los elementos químicos. El hidrógeno y el helio son elementos primigenios, formados en el Big Bang, hace 13.800 millones de años. En el núcleo del Sol, la temperatura es muy alta y la densidad es de 150 g/cm3, unas ciento cincuenta veces la del agua. Con tan alta densidad, los choques entre los átomos se hacen muy frecuentes (las partículas están hacinadas) y la alta temperatura indica que se mueven a muy alta velocidad, lo cual hace los choques más frecuentes y violentos. Bajo esas condiciones, la colisión de dos núcleos de hidrógeno (dos protones) produce eventualmente un núcleo de deuterio (átomo de hidrógeno pesado, que contiene un protón y un neutrón). Diversas reacciones nucleares llevan a la formación de un núcleo de helio-4, que contiene dos protones y dos neutrones. En resumen, cuatro protones se transmutan en un átomo de helio-4. Como la masa de cuatro protones es ligeramente mayor que la masa de un helio-4, la diferencia de masa, que se aniquila, se transforma en energía de acuerdo con la famosa fórmula de Einstein de equivalencia entre masa y energía: E = mc2. Un gramo de masa equivale a 9x1020 erg. Como el Sol radía 3,8x1033 erg/s el Sol aniquila cuatro millones de toneladas de materia por segundo. Por enorme que esta cifra parezca, no le hace “perder peso” al Sol, pues su masa es tan enorme (2x1033 g) que durante toda su existencia perderá menos del 1% de su masa al transformarla en energía.

Se calcula que el Sol partió con suficiente hidrógeno para poder existir durante diez mil millones de años. Ha vivido 4.600 millones de años, por lo cual le quedan 5.400 millones por vivir.

3.4. Fotósfera, cromósfera y corona

Por encima de la fotósfera, que tiene un radio de 696.000 kilómetros, se pueden distinguir dos zonas muy interesantes: la cromósfera y la corona. Como la fotósfera es la zona desde la cual brotan la luz y la radiación solar, la cromósfera y la corona son muy difíciles de observar, pues son mucho menos luminosas.

La cromósfera es una delgada capa, de unos 10.000 kilómetros de espesor, que se observa bien en un eclipse de Sol en el instante en que la Luna oculta la fotósfera. Tiene bellos colores rojizos y se la llamó la esfera de color. Vista en detalle no es una capa homogénea, sino que está compuesta por columnas de gas que suben (y bajan) de unos 700 kilómetros de ancho y unos 7.000 kilómetros de longitud. La cromósfera está más allá de la capa de inversión térmica en la fotósfera solar, con temperaturas entre 7.000 °C y 15.000 °C. El exceso de temperatura proviene de la energía cinética del movimiento de esas “espículas” en la cromósfera y la influencia de los campos magnéticos.Más allá de la cromósfera sigue una extensa zona llamada corona solar. Solo en un eclipse total de Sol puede observarse la corona. Es un área de grandes dimensiones, que alcanza hasta tres radios solares. La densidad en la corona es muy baja, por lo cual su luminosidad es muy pequeña. Sorprendentemente, se ha determinado que la temperatura en la corona alcanza valores tan altos como 2.000.000 °K. El mecanismo de este calentamiento es magnético, pero los detalles siguen aún en debate. La densidad de la corona es menos de una mil millonésima de la densidad de la atmósfera terrestre, por lo cual sería considerada un excelente vacío en un laboratorio terrestre.La corona solar es un muy buen laboratorio celeste para entender el comportamiento de un plasma de muy alta temperatura y muy baja, bajísima densidad. Las fotografías de la corona muestran que posee un aspecto muy irregular. En las regiones ecuatoriales se ven chorros de gas que salen de la fotósfera. La forma de la corona varía continuamente y es modelada por el campo magnético. Como el Sol posee un ciclo de actividad magnética de 11 años, en los momentos de máxima actividad magnética la corona se ve mejor perfilada. En los períodos de mínima actividad solar la corona está más pequeña y más homogénea. Veamos qué es la actividad solar.

3.5. Actividad solar

El Sol fue adorado como un dios en muchas culturas antiguas, especialmente en Egipto. Intuitivamente había convicción de que la vida en la Tierra, en todas sus formas, dependía de su imperio.

Como parte de esa adoración, el gran filósofo griego Aristóteles enseñó que más allá de la Luna todo era perfecto, que el Sol era “la perfección ígnea”. Por veinte siglos las enseñanzas del estagirita fueron “la verdad oficial” al ser adoptadas por la Iglesia católica. Por ello, fue enorme la sorpresa cuando en 1610 Galileo Galilei descubrió manchas en el Sol. La ciencia oficial, la escolástica, basada en Aristóteles, no aceptaba la idea de que el Sol tuviese “máculas”; el Sol debía ser “inmaculado”. Decían que las manchas las generaba el telescopio de Galileo y por ello se negaban a mirarlas. Sin embargo, las manchas estaban ahí y mostraban la rotación del Sol. Lentamente, cada 25 días, el Sol ejecuta una rotación completa. Por bastante tiempo las manchas solares no pasaron más allá de ser una curiosidad sobre el disco solar. Durante los siglos xvii y xviii fueron observadas esporádicamente, principalmente por los astrónomos europeos.

A partir de 1826, el químico de Dessau, Alemania, Heinrich Schwabe, observó el Sol todos los días por dos décadas. Se dio cuenta de que el número de manchas varía con el paso de los años, que entre 1828-29 hubo un máximo de manchas, al igual que en 1836-39, mientras que hubo un mínimo en 1833 y en 1843. La tenacidad germana de Schwabe dio sus frutos: las manchas representan una forma de actividad solar que tiene un ciclo de una década aproximadamente. Análisis posteriores, tomando en cuenta observaciones históricas, concluyeron que el ciclo solar tiene una duración de 11 años. Parte el ciclo sin manchas, su número aumenta paulatinamente hasta que en el año 5 y 6 llega a un máximo, para declinar lentamente y desaparecer en los años 10 y 11. Muchas fueron las ideas que se sugirieron para explicar el fenómeno, pero hacia fines del siglo xix estaba claro que no eran zonas oscuras sino solo zonas del Sol donde la temperatura media es inferior a la general de la fotósfera; 4.500 °K en lugar de los 5.800 °K de la fotósfera. Las manchas emiten unas tres veces menos que igual área de la fotósfera, por ello se ven “oscuras”. Observaciones posteriores mostraron que los períodos ricos en manchas, de máxima actividad solar, estaban asociados con las auroras boreales en la Tierra. Paralelamente se midieron intensos campos magnéticos en las manchas.

El ciclo solar es un ciclo magnético: con el máximo de manchas, dichos fenómenos se manifiestan en su máxima expresión y las interacciones del viento solar con el campo magnético terrestre también son extremas. El Sol lanza en forma permanente un plasma que se propaga por el sistema solar, que se conoce como viento solar. El campo magnético terrestre nos protege del viento solar y solo permite el ingreso de partículas cargadas por los polos magnéticos terrestres y ello origina las auroras boreales, también llamadas luces del norte, visibles en el norte de Canadá, Islandia, Groenlandia, Noruega, etc. Las tormentas magnéticas del Sol pueden interferir las comunicaciones por ondas de radio en la Tierra. Podrían también representar un peligro para los satélites de comunicaciones que están a 36.000 kilómetros sobre la superficie de la Tierra. Los períodos de máxima actividad solar potencian la corona solar, que es esa atmósfera extendida que tiene el Sol. Se puede trazar hasta tres radios solares (un millón y medio de kilómetros por sobre la fotósfera).

Imagen del Sol que muestra una enorme prominencia en la luz ultravioleta de una línea espectral en 304 Á [Ángstroms]. Las zonas más calientes están en blanco y las más frías están más oscuras.

La prominencia de la parte superior derecha de la imagen se eleva por más de 300.000 kilómetros sobre la fotósfera. Como comparación el diámetro de la Tierra es de 12.742 kilómetros. Imagen de satélite SOHO (ESA & NASA).

Las manchas solares son regiones de la fotósfera donde existe un campo magnético muy superior al promedio de la misma. Son verdaderos remolinos que generan gran actividad en ellos y en su alrededor, produciendo llamaradas y protuberancias que se elevan a una gran altura sobre la fotósfera, pasando por la cromósfera y entrando en la corona. Eventualmente, en los máximos de actividad, hay eyecciones de masa coronal que salen disparadas fuera del Sol y que pueden llegar a la Tierra como parte del viento solar, y en algunos casos pueden representar una seria amenaza para las comunicaciones. Si bien es cierto que son fenómenos conocidos y los satélites toman los resguardos correspondientes ante una eventualidad semejante, nunca se sabe con certeza si una eyección de masa coronal extraordinariamente intensa va a ser asimilada por los sistemas sin sufrir daño. Hoy en día se está observando el Sol continuamente y una situación especial puede ser anunciada con muchas horas de antelación. Una eyección de masa coronal se demora, en promedio, unos 3,5 días en llegar a la Tierra. Algunas pueden llegar en 13 horas y otras, muy lentas, demorarse hasta casi tres meses.El Sol es un gran globo de gas y por ello no rota como un cuerpo rígido; gira más rápido en el ecuador y demora más el giro en las regiones polares. Eso se conoce como rotación diferencial. Esta hace que el campo magnético solar, cuyas líneas inicialmente son perpendiculares al ecuador, por la rotación diferencial termine en unos pocos años paralelo al ecuador y eventualmente se rompa formando pares de manchas. A la larga, el campo magnético se “enreda” tanto que desaparece y en unos pocos años renace, en un nuevo ciclo. Cómo se genera el campo magnético global, al comenzar un ciclo, y cómo se repone al ciclo siguiente, no son materias que se conozcan cabalmente, pero sabemos que su existencia perturba la corona y posiblemente está asociada con su altísima temperatura. En los eclipses totales de Sol podemos ver el estado de la corona. Esta y el viento solar tienen una gran influencia en las tormentas magnéticas en la Tierra, que causan las auroras boreales y las polares. También representan una amenaza para las telecomunicaciones y el transporte aéreo en la Tierra. Hay que estar observando el Sol constantemente para alertar de las eyecciones.

Explosión de auroras observada desde el sur de Islandia (cataratas de Gulfoss) a mediados de marzo de 2015. La imagen fue tomada en el transcurso de la expedición Shelios2015. Crédito: J.C. Casado (starryearth).

Eclipse solar del 21 de agosto del 2017 en EE.UU. La corona solar se ve en todo su esplendor. Fotografía de ESO/P. Horálek/Solar Wind Sherpas Project.

3.6. Nacimiento, mediana edad, gigante roja, enana blanca (rápida biografía del Sol)

El Sol se formó hace 4.600 millones de años a partir de una nube de gas interestelar que colapsó gravitacionalmente. Las nubes de gas interestelar son muy frías y viven en un precario equilibrio entre dos fuerzas: la presión del gas, que tiende a aumentar el tamaño de las nubes, y la fuerza de gravedad, que trata de disminuirlas. Mientras menor sea la temperatura de la nube, menor será su presión interna y ello favorecerá el posible colapso gravitacional. Mientras mayor sea la nube, más fácil resultará para la gravedad ganarle a la presión interna. Hace unos 4.500 a 4.600 millones de años una nebulosa entró en colapso gravitacional y terminó por formar al Sol y sus ocho planetas. La nube debe haber estado girando lentamente y a medida que se hacía más pequeña debe haber empezado a rotar cada vez más rápido (por conservación del momento angular). Ese giro rápido habría terminado por impedir el colapso en el sentido perpendicular al eje de giro (por la fuerza centrífuga generada por el giro), pero no que la nube colapsara en la forma de un disco.

De ese modo se formó un núcleo en la nube (el Protosol) y un disco que giraba a su alrededor. En el disco se fueron aglomerando las partículas y finalmente se formaron en él los planetas. La estrella nació cuando se iniciaron las reacciones nucleares en su interior. Las reacciones nucleares antes descritas, que transforman hidrógeno en helio, le permitirán vivir 10.000 millones de años. Si asociamos la vida total del Sol con una vida humana de noventa años, el Sol tendría hoy 38 años y le quedarían 44 años más antes de agotar el hidrógeno.Cuando el Sol empiece a agotar el hidrógeno en el núcleo, en 5.400 millones de años más, contraerá su núcleo, elevando su temperatura y densidad, y con ello acelerará las reacciones nucleares que se están quedando sin combustible. Ello hará que el Sol genere más energía de la necesaria, con lo cual se expandirán las cáscaras intermedias y las externas, y la expansión de la superficie hará que la temperatura fotosférica disminuya a unos 3.000 °K.El Sol se hará unas cien veces más grande que hoy y su temperatura superficial más baja le dará un marcado color rojo. El Sol se convertirá en una estrella gigante roja. El tamaño del Sol será tan grande que superará la órbita de Mercurio (que quedará girando en su interior antes de fundirse y desaparecer) y amenazará la órbita de Venus, que quedará totalmente rostizado. La Tierra elevará su temperatura a unos 1.200 ºC, porque recibirá más de seiscientas veces más radiación solar que hoy. Se evaporarán los mares, se destruirá la atmósfera y morirán todas las especies de la Tierra.Cuando la etapa de gigante roja llegue a su clímax, en el centro del Sol se alcanzarán los cien millones de grados Kelvin y una densidad de más de 1.000 g/cm3. Bajo esas condiciones se desencadenarán reacciones nucleares que van a transformar tres átomos de helio en un átomo de carbono-12. El Sol obtendrá una nueva manera de generar energía, pero mucho menos eficiente que la anterior. El Sol “vivirá” 10.000 millones de años transmutando hidrógeno en helio y solo 1.000 millones de años convirtiendo helio en carbono. Al cabo de los mil millones de años, en que la Tierra será una esfera abrasada por el calor y totalmente estéril, el Sol intentará aumentar su temperatura central, pero no tendrá fuerza suficiente para hacerlo y su núcleo se separará del resto de su envoltura y se transformará en una estrella muy pequeña y muy densa: una enana blanca. La densidad promedio será de una tonelada por centímetro cúbico; el tamaño de la enana blanca en que se convertirá el Sol será equivalente al tamaño de la Tierra, unas cien veces más chica que su tamaño como lo conocemos.El “cadáver” estelar que representa la enana blanca puede vivir para siempre pues, aunque se enfríe, una “sopa de electrones” sujetará la estrella para siempre. Todas las estrellas pequeñas del universo, con nuestro Sol incluido, terminarán como enanas blancas.A medida que la enana blanca se vaya enfriando, pasará a ser amarilla y eventualmente roja. Por ello, técnicamente es más correcto hablar de estrellas degeneradas que de enanas blancas. La materia que constituye la enana blanca se dice que está en un estado degenerado (no obedece las leyes de los gases ideales). En nuestro ejemplo de asociar la escala de tiempo del Sol con la de un ser humano que viva 90 años, el Sol ha vivido 38, vivirá más o menos igual por 44 años más, completando 82 y luego, transmutando helio, vivirá los últimos 8 años de su vida.

3.7. Eclipses totales, parciales y anulares

Volvamos a los eclipses solares. El cono de sombra de la Luna tiene, al igual que el de la Tierra, dos zonas bien diferenciadas. El cono de la umbra apenas alcanza a tocar la superficie terrestre y en ocasiones se cierra antes de tocarla; esto ocurre cuando la Luna se encuentra más lejos de la Tierra que el promedio, cerca del apogeo.

Cuando la Tierra, la Luna y el Sol se alineen y el cono de la umbra toque la Tierra, se producirá un eclipse total del Sol sobre una línea de la superficie de la Tierra, por efecto del movimiento de la Luna y de la rotación terrestre. La línea de la totalidad tendrá un ancho no superior a los 300 kilómetros y una longitud de unos 5.000 kilómetros. En torno de dicha línea habrá una zona que puede alejarse hasta 3.000 kilómetros de ella, donde el eclipse se verá en forma parcial. Corresponde a la zona donde la penumbra toca la Tierra.

Si el cono de la umbra se cierra antes de tocar la superficie de la Tierra, la Luna tendrá un tamaño angular menor que el Sol y se producirá un eclipse anular de Sol. En el momento cúlmine la Luna no alcanzará a cubrir totalmente el Sol, sino que dejará un anillo en su borde. Sobre la superficie de la Tierra habrá una zona muy pequeña donde el eclipse será anular, tan pequeña como aquellas donde ocurren los eclipses totales. En toda la zona donde la penumbra toque el globo terráqueo el eclipse se verá como parcial, al igual que con la penumbra de un eclipse total.

3.8. ¿Cómo observar el Sol?

En una localidad dada, el intervalo promedio entre dos eclipses totales consecutivos es de más de 350 años. Para presenciar un eclipse total hay que ir a ver uno (es muy poco probable tener uno “a domicilio” en el intervalo de una vida). ¿Vale la pena ir? La respuesta es un categórico sí. El fenómeno es único, de enorme belleza y muy sobrecogedor. Las fotografías, las películas, las transmisiones de la televisión no pueden mostrarnos el fenómeno en toda su dimensión: hay que ir en persona a verlo. Todo el mundo debería experimentar, sentir y ver a lo menos un eclipse solar en la vida. Ahora, en Chile, cientos de miles de personas podrán ser testigos de uno, el 2 de julio del 2019, en el valle del Elqui, y otro gran número podrá vivenciar otro eclipse total de Sol el 14 de diciembre del 2020 en el costado sur del lago Villarrica, en la Región de La Araucanía.

Solo en el momento de la totalidad se puede observar el Sol (o lo que queda de él) a ojo desnudo. El Sol jamás puede ser observado a simple vista sin tener la protección adecuada. Hay lentes especiales para contemplar un eclipse, que son de bajo costo y permiten una observación segura. Jamás se debe mirar el Sol utilizando binoculares y telescopios que no cuenten con filtros especiales para la observación solar. A falta de lentes especiales se puede utilizar un filtro de una máscara para soldar (de alta graduación, grado 12). No se pueden utilizar lentes de sol comunes y corrientes, pues no rebajan la luz solar lo suficiente para evitar el daño en la retina. Tampoco deben utilizarse trozos de vidrio ahumados con una vela. Es imposible controlar “cuán ahumado está el cristal”. El método más seguro es hacerlo por proyección. En un cartón delgado se puede hacer un agujero de unos 3 mm de diámetro y poner el cartón de cara al Sol. Una imagen de este se proyectará en el suelo, y si ponemos una hoja de papel blanco podremos apreciar la imagen del Sol “mordida” por la Luna. Se puede también utilizar una caja de zapatos, perforando una de las caras pequeñas y mirando dentro de la caja la imagen proyectada del Sol en el interior de la otra cara pequeña.

Cuando se alcanza la totalidad se puede mirar la corona solar a ojo desnudo. Solo en ese momento se podrá ver. La corona solar no la “fabrica” el eclipse, no es la Luna la que nos engaña mostrando una corona solar. La corona está siempre ahí, pero la extrema luminosidad de la fotósfera es la que nos impide verla, salvo en el momento de un eclipse. Las estrellas también están en el cielo de día, pero la luminosidad solar que alumbra la atmósfera terrestre nos impide verlas.En un eclipse total, el cielo se oscurece y la Luna nos oculta la fotósfera solar; solo entonces podremos ver la corona. Durante el siglo xx se desarrollaron tipos especiales de telescopios solares llamados coronógrafos, que producen en su interior un eclipse artificial que permite observar parte de la corona. Desgraciadamente, la luz difusa al interior del coronógrafo no permite ver las partes más delicadas de la corona. Con naves espaciales también se puede observar la corona, pero aún los eclipses proporcionan una información muy valiosa de la corona.

3.9. “Influencia” en la Tierra de un eclipse de Sol

Los eclipses totales de Sol son muy sobrecogedores y antiguamente los seres humanos se inquietaban mucho al ser testigos de uno. Toda clase de significados se le han atribuido, para el reino, para la ciudad, para los individuos, pero sin fundamento alguno. Se ha considerado a los eclipses y cometas signos de “mal agüero” por razones infundadas, pues son bellos fenómenos naturales. No tienen relación alguna con otros fenómenos como terremotos, inundaciones, tsunamis, etc. No influyen ni en la atmósfera, ni en la corteza terrestre, ni en el mar. Por ello, yo invito a todos los lectores a disfrutar de los eclipses que tendremos en Chile el 2019 en La Serena, y el 2020 en Villarrica y Pucón. No tendremos una oportunidad como esta en los próximos años. Recién el 5 de diciembre del 2048 habrá un eclipse total en Aysén, el 12 de agosto del 2064 y el 16 de enero del 2075 habrá eclipses en Chile central y el 3 de agosto del 2075 habrá otro en Magallanes. Habrá algunos eclipses parciales y otros anulares, pero para eclipses totales será necesaria una larga espera: la ocasión es ahora.

Imagen en radiación de 304 Å que muestra una gran prominencia, obtenida el 12 de febrero del 2001. Las prominencias son enormes nubes de gas, de un plasma denso relativamente frío suspendido en la tenue y muy caliente corona solar. En ocasiones pueden extenderse hacia afuera llegando a separarse de la atmósfera solar. Esta imagen muestra iones de helio calentados a 60,000 ºC. Imagen de satélite SOHO (ESA & NASA).

4. ECLIPSE DEL 2 DE JULIO DEL 2019.

EL VALLE DEL ELQUI SE OSCURECE

En unos meses seremos testigos del primer gran eclipse solar en Chile continental en el siglo xxi. El 2 de julio por la tarde, la Luna cubrirá completamente el disco solar para los observadores situados alrededor del valle del río Elqui. El eclipse empezará horas antes en el océano Pacífico. Se iniciará a unos 1.600 kilómetros al este de Nueva Zelanda, a una latitud de -38º, y se desplazará hacia el este con una ligera deriva hacia el norte. Alcanzará su máxima deriva al norte a una latitud de -17° y fracción, equivalente a la latitud de Visviri en Chile. Desde allí su curso hacia el este continuará en forma ininterrumpida, pero con una deriva hacia el sur. El punto de inflexión estará en medio del Pacífico, a unos 4.300 kilómetros mar adentro desde nuestra costa, y unos 1.100 kilómetros al norte de la isla de Rapa Nui. El eclipse tocará nuestra costa unos 50 kilómetros al norte de la ciudad de La Serena, en la localidad de La Higuera. Se internará en tierra siguiendo el valle del Elqui, acercándose a él. Cuando se interne en Argentina, el Sol estará muy bajo y la totalidad no podrá ser observada. El eclipse total ocurrirá cuando falten 21 minutos para las cinco de la tarde (ver tabla detallada en la página 101). La altura promedio del Sol sobre el horizonte será unos 13° en la zona de la totalidad.

El eclipse del 2 de julio ¿se verá desde todo el país? La respuesta es sí, se verá en todo el país. En los extremos será solo parcial: en Arica se cubrirá un 65% del Sol y en Magallanes un 46%. El cubrimiento solar en Santiago será de un 92%. Desde Antofagasta hasta la Región del Maule el eclipse será muy significativo. En la tabla de la página 101 se muestra el porcentaje solar cubierto en el máximo del eclipse. Mientras más cerca estemos del valle del Elqui, el eclipse será mayor y en una franja de 150 kilómetros de ancho el eclipse será total.

En este diagrama de la NASA se muestran las circunstancias globales del eclipse del 2 de julio del 2019. El eclipse empieza en el océano Pacífico, se mueve hacia el norte y el este, alcanzando su máximo al norte en la latitud 17° 23’ sur, a una distancia de unos 4.300 kilómetros de la costa de Chile. Desde ahí, el eclipse continúa su curso hacia el este, con una pequeña deriva hacia el sur. Toca Chile entrando por La Higuera, a unos 50 kilómetros al norte de La Serena.

Esquema general de la llegada del eclipse al continente sudamericano.

Circunstancia del eclipse del 2 de julio. La línea roja representa el eje de la totalidad; las líneas azules los límites de la totalidad. Se ve que el eclipse no será total en Ovalle ni en Tongoy.

Eclipse del 2 de julio del 2019 en el valle del Elqui

Lugar

Comienzo

Centro

Fin

Altura

Porcentaje

Arica

15:33

16:46

17:50

18,0º

65%

Iquique

15:31

16:46

17:50

17,0º

71%

Antofagasta

15:28

16:44

17:50

15,7º

83%

Copiapó

15:26

16:42

17:49

13,9º

95%

Rapa Nui *

13:48

15:21

16:54

39,9º

75%

Vallenar

15:24

16:41

17:48

13,7º

99%

La Serena

15:23

16:38/16:40

17:46

13,5º

100%

Valparaíso

15:20

16:37

17:44

12,3º

92%

Santiago

15:22

16:37

17:44

11,3º

92%

Rancagua

15:21

16:36

17:43

11,0º

90%

Talca

15:19

16:34

17:41

11,2º

85%

Chillán

15:18

16:33

17:39

10,9º

81%

Concepción

15:16

16:32

17:39

11,6º

79%

Temuco

15:16

16:30

17:36

10,3º

75%

Valdivia

15:14

16:28

17:34

10,2º

71%

Puerto Montt

15:14

16:27

17:32

9,1º

67%

Coyhaique

15:13

16:23

17:26

6,4º

59%

Punta Arenas *

15:10

16:14

17:13

1,8º

46%

Esta tabla presenta en la columna (1), la localidad; en la columna (2), la hora del inicio del eclipse parcial; en la columna (3), la hora del centro del eclipse; en la columna (4), el fin del eclipse; en la columna (5), la altura del Sol sobre el horizonte durante el instante máximo del eclipse; en la columna (6) indica qué porcentaje del Sol estará eclipsado en el máximo.

(*) Los tiempos están dados en T.U. -4, que es el horario de invierno para Chile continental. En Rapa Nui son dos horas menos y en Magallanes una hora más.

Eclipse del 2 de julio del 2019 en el valle del Elqui

Lugar

Comienzo

parcialidad

Comienzo de la totalidad

Centro de la Totalidad

Fin de la totalidad

Fin del eclipse

Duración de la totalidad

Altura

centro de la totalidad

Acimut (°)

Agua Negra

15:25

16:39:14

16:40:30

16:41:46

17:47

2m 32s

12,1°

306,0

Alcoguaz

15:24

16:38:43

16:39:52

16:41:00

17:47

2m 17s

12,7°

306,5

Andacollo

15:23

16:38:35

16:39:18

16:40:00

17:46

1m 25s

13,2°

306,9

Cachiyuyo

15:24

16:39:45

16:40:20

16:40:55

17:47

1m 10s

13,6°

306,4

Cerro Tololo

15:23

16:38:33

16:39:37

16:40:40

17:47

2m 07s

13,0°

306,7

Collawara

15:23

16:38:36

16:39:18

16:39:59

17:46

1m 23s

13,2°

306,9

Condoriaco

15:23

16:38:38

16:39:55

16:41:12

17:47

2m 35s

13,2°

306,6

El Molle

15:23

16:38:25

16:39:36

16:40:46

17:47

2m 22s

13,2°

306,8

Guanta

15:24

16:38:58

16:40:14

16:41:30

17:47

2m 33s

12,8°

306,3

Incahuasi

15:23

16:39:01

16:40:06

16:41:10

17:47

2m 10s

13,6°

306,6

La Herradura

15:22

16:38:14

16:39:13

16:40:11

17:47

1m 57s

13,5°

307,1

La Higuera

15:23

16:38:26

16:39:44

16:41:02

17:47

2m 36s

13,6°

306,8

La Silla

15:24

16:39:24

16:40:20

16:41:16

17:47

1m 51s

13,3°

306,4

La Serena

15:23

16:38:16

16:39:24

16:40:32

17:46

2m 16s

13,4°

306,9

Mamalluca

15:23

16:38:36

16:39:51

16:41:05

17:47

2m 29s

13,0°

306,6

Paihuano

15:24

16:38:43

16:39:59

16:41:14

17:47

2m 31s

12,8°

306,5

Pisco Elqui

15:23

16:38:43

16:39:56

16:41:09

17:47

2m 26s

12,7°

306,5

Totoralillo

15:22

16:38:21

16:39:07

16:39:53

17:46

1m 33s

13,5°

307,1

Vicuña

15:24

16:38:35

16:39:47

16:40:59

17:47

2m 25s

13,0°

306,6

En la presente tabla se presenta en la columna (1), la localidad; en la columna (2), el instante en horas y minutos en que comienza el eclipse; en la columna (3), el momento en que comienza la totalidad; en la columna (4), el instante central del eclipse; en la columna (5), el momento en que termina el eclipse total; en la columna (6), el instante en que termina el eclipse. La columna (7) muestra la duración del eclipse. Las columnas (8) y (9) consignan, respectivamente, la altura sobre el horizonte y el acimut del Sol en el instante central del eclipse. La altura está dada en grados por sobre el horizonte y el acimut es el ángulo horizontal medido desde el punto cardinal norte. Los acimuts están entre 306° y 307° desde el norte, donde 90 es el punto cardinal este, 180 el sur y 270 el oeste. Hay lugares en el valle en que este tiene un rumbo sur y el horizonte hacia el oeste es muy alto, por lo cual sería un error esperar ver ahí el eclipse, a menos que hubiese un cerro cercano y accesible y uno lo viera desde su cumbre. Todos los tiempos están dados en T.U. − 4 horas, que corresponde al horario de invierno en Chile.

En la tabla anterior se detallan una serie de lugares dentro de la franja de la totalidad. Con mínimas variaciones horarias, el eclipse empieza a las 15 horas con 24 minutos y termina a las 17 horas con 47 minutos, con el Sol rasando el horizonte. La totalidad ocurrirá entre las 16:38 y las 16:40, y va a durar alrededor de dos minutos. En los bordes de la totalidad durará un segundo y pasado ese límite el eclipse no será total. En casi todos los lugares de la tabla el Sol estará bajo en el atardecer, a solo 13° de altura. La pregunta que hay que hacer es: ¿cuál es el mejor sitio para observar el eclipse? Hay que tomar en cuenta dos factores: la probabilidad de nubes y la visibilidad del horizonte. Por ejemplo, en la ciudad de La Serena ha estado principalmente nublado los días 2 de julio en los últimos años (entre 2000 y 2018 ha estado nublado el 69% del tiempo).

Es sabido que La Serena está casi siempre nublado por las mañanas y después del mediodía el cielo se despeja. Habría que tener la estadística de las tardes del 2 de julio. Sin embargo, incluso estos datos no garantizan nada. El próximo 2 de julio puede estar nublado en un lugar donde no se nubla casi nunca y, a la inversa, puede estar despejado en un lugar que tradicionalmente está nublado. En general, internándose por el valle del Elqui, las posibilidades de nubes disminuyen. Vicuña es mucho más soleado que La Serena o Coquimbo. El problema “valle adentro” es tener visibilidad desde un punto, a 13° de altura. Hay que asegurarse de no tener cerros cerca, hacia el poniente. Lo mejor es ir al lugar el día anterior y ver si a las 16:38 hay buena visibilidad del Sol. En la tabla se indica el acimut y la altura —que pueden ser verificados en cualquier lugar con señal de teléfono y con la aplicación de brújula—. Con el teléfono horizontal, sabremos claramente cuál es el acimut 306; inclinando el teléfono podremos ver lo que son 13° de elevación. Con el teléfono a la altura del ojo, y marcando 13°, podemos verificar si los cerros nos permitirán ver del eclipse en su momento cúlmine. Con un teléfono inteligente que tenga la aplicación de brújula se puede saber de antemano si se podrá ver la totalidad desde una locación.El otro punto importante en este eclipse (como con todos) es cómo observarlo. En el capítulo anterior lo dijimos, pero quiero reiterarlo: no se puede observar el Sol a ojo desnudo. La retina, el elemento fotosensible de nuestros ojos, es demasiado delicada para exponerla a la luz solar directa. Tal como con una lupa, podemos quemar una hoja de papel si enfocamos la imagen de Sol en él, mirando al Sol nuestro cristalino enfocará el Sol sobre la retina y hará el mismo efecto que la lupa y el papel. La diferencia es que la retina es más delicada y no hay repuesto para ella. Dañarse la retina puede significar perder, para toda la vida, una buena parte de nuestra capacidad visual. El eclipse es maravilloso de observar, pero nuestra retina es aún más maravillosa. Hay que conseguirse lentes especiales para observar sin peligro. El otro método seguro es observar el Sol por proyección. Ya lo explicamos anteriormente. Por ningún motivo se debe detener la mirada en el Sol a través de un telescopio, a menos que se trate de un telescopio solar. Un telescopio sideral no puede ser utilizado, ni tampoco binoculares. Utilizar un telescopio con un filtro especial puede ser una buena idea solo si el filtro va delante del objetivo del telescopio. Un filtro en el ocular es muy peligroso, pues el calor que el telescopio acumula puede quebrar el filtro poniendo en peligro el ojo del observador y, ciertamente, el telescopio puede dañarse en su óptica por la incidencia directa de la luz y el calor del Sol. Un telescopio refractor (o unos prismáticos) siempre tiene objetivos compuestos por dos cristales, muchas veces cementados. El calor puede producir dilataciones entre ellos que pongan en riesgo la integridad del de el o los objetivos.

Simulación de cómo se verá el eclipse total del 2 de julio desde el observatorio de cerro La Silla de ESO (Observatorio Europeo del Sur). La zona de la totalidad es un círculo de unos 150 kilómetros de diámetro; por ello, cuando uno esté viviendo la totalidad, en el horizonte se podrán observar lugares donde el eclipse ya pasó o aún no ha llegado; se puede ver el horizonte iluminado en plena totalidad. Particularmente si uno está en la cima de un cerro, como en esta simulación en la cumbre del cerro La Silla a 2.400 metros de altura sobre el nivel del mar. Este efecto no se verá en lugares más bajos, rodeados de cerros. Esta imagen muestra que más abajo del Sol se podrá ver el planeta Venus, hacia la izquierda (el sur) de él se verán las estrellas Betelgeuse y Rigel. Hacia arriba estarán Marte y Mercurio, y a la izquierda de ellos Proción y Sirio.

5. ECLIPSE DEL 14 DE DICIEMBRE DEL 2020

Un año y medio después del eclipse del Elqui tendremos en Chile una segunda oportunidad de vivenciar un eclipse total de Sol; esta vez será al sur de Santiago, en La Araucanía, el 14 de diciembre de 2020. Este eclipse será más visible que el anterior pues ocurrirá al mediodía, con el Sol muy alto sobre el horizonte, de modo que no será necesario buscar un lugar especial.

El eclipse solar del 14 de diciembre del 2020 partirá en el océano Pacífico, a unos 2000 kilómetros al nororiente de Papeete, en la Polinesia francesa, y la totalidad empezará allí a las 11:32 hora chilena (T.U. −3).Pasará a unos 650 kilómetros de Rapa Nui, donde el eclipse será parcial, con un oscurecimiento del 81%. Comenzará en ese lugar a las 10:54, alcanzando su mayor expresión una hora y dos minutos después, para concluir a las 13:05. Luego, continuará por el Pacífico moviéndose hacia el sureste. A las 11:37 llegará la parcialidad a la isla Mocha, donde será total y dos minutos después entrará en el continente en la parte sur del lago Budi. Recorrerá Chile para luego cruzar a Argentina y finalmente entrar al océano Atlántico. Pasará ligeramente al sur de Viedma, y al entrar al Atlántico su curso al sur cesará (a unos 900 kilómetros al este de la costa argentina) continuando al este, para luego tomar un curso ligeramente hacia el norte. Este fenómeno se cerrará en el Atlántico, a unos 350 kilómetros de la costa de Namibia, donde la totalidad ocurrirá a las 14:54 (hora chilena) con el Sol poniéndose en el horizonte. La franja de la totalidad, durante su paso por Chile tendrá un ancho aproximado de 90 kilómetros.Por la fecha del año, un eclipse en Villarrica a mediados de diciembre tiene un buen pronóstico para las condiciones del cielo. Sabemos que en invierno en esa zona el clima es bastante lluvioso y muy abundantes las nubes, pero afortunadamente diciembre tiende a ser bastante soleado. Muchos científicos y turistas de todas partes del mundo han hecho y están haciendo reservas en los hoteles de la zona para esa fecha. La logística para presenciar un eclipse solar suele ser muy complicada, pero en este caso no lo será: es muy fácil llegar a Santiago de Chile desde cualquier rincón del mundo, y desde allí es igualmente sencillo volar a Temuco, por donde pasará la franja de la totalidad.Cuando un eclipse ocurre en la mitad de África o de Australia, la logística para llegar a un buen lugar y hacer buenas observaciones es muy complicada. También son de difícil acceso zonas de Siberia oriental o Mongolia. Muchas veces se requiere viajar en avión, luego en tren y al final en automóvil para poder llegar al sitio elegido para la observación.Las formas y las precauciones para observar los eclipses solares ya han sido explicadas latamente y no las repetiré aquí. Solo reiteraré, a riesgo de parecer majadero, que no se puede observar el eclipse a simple vista ni mucho menos con un telescopio o binocular. Hay que tomar precauciones que el lector puede leer en los capítulos 3 y 4. Un binocular puede ser útil para observar la corona en el momento de la totalidad, ni antes ni después, solo en la totalidad.

En la figura se presenta la zona de Chile del eclipse del 14 de diciembre del 2020. La línea roja representa el centro del eclipse y las líneas azules, los bordes.

El eclipse del 14 de diciembre se podrá observar desde todo el territorio nacional. Al igual que el eclipse del 2 de julio del 2019, se verá de Arica a Punta Arenas. Como este eclipse ocurrirá mil kilómetros más al sur, será poco importante en el extremo norte del país. En Arica e Iquique solo se oscurecerá en 26% y 31%, respectivamente. En Santiago el eclipse alcanzará un respetable 80% y de ahí al sur será cada vez mayor. En la tabla adjunta se presentan las horas y circunstancias para el eclipse a lo largo del país, en todas aquellas localidades donde el eclipse no será total. La zona de la totalidad se presenta en la siguiente tabla.

Eclipse del 14 de diciembre del 2020 en Villarrica

Lugar

Comienzo

Centro

Fin

Altura

Porcentaje

Arica

11:32

12:44

14:03

76,9º

26%

Iquique

11:31

12:47

14:09

78,3º

31%

Antofagasta

11:31

12:51

14:17

79,4º

43%

Copiapó

11:32

12:55

14:25

79,8º

56%

Vallenar

11:32

12:56

14:26

79,1º

61%

La Serena

11:32

12:56

14:26

78,1º

66%

Valparaíso

11:34

12:59

14:29

76,4º

78%

Santiago

11:36

13:01

14:31

77,1º

79%

Rancagua

11:37

13:02

14:32

76,6º

82%

Talca

11:37

13:01

14:31

75,0º

87%

Chillán

11:38

13:01

14:30

73,9º

92%

Concepción

11:36

13:00

14:28

73,0º

94%

Temuco

11:40

13:02/13:03

14:30

72,0º

100%

Valdivia

11:40

13:02

14:29

70,9º

99%

Puerto Montt

11:43

13:05

14:30

69,8º

93%

Coyhaique

11:51

13:10

14:31

66,7º

79%

Punta Arenas

12:06

13:17

14:29

59,8º

54%

La tabla presenta las circunstancias del eclipse a lo largo del país. Los tiempos están dados en T.U. –3, que es la hora oficial en Chile en el verano. La zona norte verá un eclipse parcial, de poca importancia. Desde Santiago al sur el oscurecimiento del Sol será significativo.

Eclipse del 14 de diciembre del 2020 en Villarrica

Lugar

Comienzo

parcialidad

Comienzo de la totalidad

Centro de la totalidad

Fin de la totalidad

Fin del eclipse

Duración de la totalidad

Altura

centro de la totalidad

Acimut (°)

Isla Mocha

11:37

12:59:04

12:59:35

13:00:07

14:27

1m 03s

71,7°

35,8

Puerto Saavedra

11:39

13:00:02

13:01:03

13:02:04

14:28

2m 02s

71,7°

35,8

Carahue

11:39

13:00:36

13:01:26

13:02:16

14:29

1m 40s

71,7°

35,8

Nueva Imperial

11:39

13:01:09

13:01:54

13:02:40

14:29

1m 30s

71,8°

34,9

Temuco

11:40

13:02:14

13:02:37

13:02:59

14:30

0m 45s

72,0°

33,5

Pitrufquén

11:40

13:01:47

13:02:47

13:03:47

14:30

2m 00s

71,8°

33,1

Gorbea

11:40

13:01:45

13:02:49

13:03:53

14:30

2m 08s

71,7°

33,0

Loncoche

11:41

13:02:15

13:03:10

13:04:06

14:30

1m 51s

71,6°

32,2

Lanco

11:41

13:02:20

13:02:59

13:03:38

14:30

1m 18s

71,4°

32,6

Panguipulli

11:41

13:03:42

13:04:02

13:04:23

14:31

0m 41s

71,5°

30,4

Villarrica

11:41

13:02:50

13:03:54

13:04:59

14:31

2m 09s

71,9°

30,8

Pucón

11:41

13:03:20

13:04:24

13:05:28

14:32

2m 08s

72,0°

29,8

Licanray

11:42

13:03:18

13:04:15

13:05:11

14:31

1m 53s

71,8°

30,1

Caburgua

11:42

13:03:41

13:04:40

13:05:39

14:32

1m 58s

72,2°

29,3

Cunco

11:41

13:03:28

13:03:47

13:04:26

14:31

0m 59s

72,3°

30,8

Curarrehue

11:42

13:04:13

13:05:16

13:06:20

14:32

2m 07s

72,2°

28,0

Las Peinetas

11:42

13:04:22

13:05:27

13:06:31

14:33

2m 09s

72,1°

27,6

Coñaripe

11:42

13:03:45

13:04:38

13:05:31

14:32

1m 46s

71,8°

29,3

Liquiñe

11:42

13:04:35

13:05:06

13:05:37

14:32

1m 02s

71,7°

28,3

Calafquén

11:42

13:03:26

13:04:10

13:04:54

14:31

1m 28s

71,6°

30,2

Nueva Toltén

11:40

13:00:58

13:01:55

13:02:53

14:29

1m 56s

71,4°

34,7

Queule

11:40

13:01:45

13:02:06

13:02:26

14:29

0m 40s

71,2°

34,3

En la tabla se presenta en la columna (1), la localidad; en la columna (2), el instante en horas y minutos en que comienza el eclipse; en la columna (3), el instante en que comienza la totalidad; en la columna (4), el instante central del eclipse; en la columna (5), el momento en que termina el eclipse total; en la columna (6), el instante en que termina el eclipse parcial. La columna (7) muestra la duración del eclipse. Las columnas (8) y (9) consignan, respectivamente, la altura sobre el horizonte y el acimut del Sol en el instante central del eclipse. La altura está dada en grados por sobre el horizonte y el acimut es el ángulo horizontal medido desde el punto cardinal norte. Los acimuts están entre 28° y 34° desde el norte, donde 90 es el este, 180 el sur y 270 el oeste. Todos los tiempos están dados en T.U. −3 horas, que corresponde al horario de verano en Chile.

La tabla presenta las circunstancias del eclipse para una serie de localidades dentro del paso de la franja de la totalidad. En ella quedan comprendidos varios lagos: el Collico, el Caburgua, el Villarrica y el Calafquén, y la parte norte del Panguipulli. El lago Budi, muy cerca de la costa, será unos de los primeros en perder el Sol ese día. Este eclipse tendrá una duración ligeramente superior a los dos minutos en las localidades por las cuales pase el eje del eclipse. El eclipse del valle del Elqui tendrá una duración máxima de unos dos minutos y medio, es decir, será algo más largo.

EPÍLOGO

Los eclipses de Luna y los de Sol han sido observados por el ser humano desde tiempos inmemoriales. Ambos fenómenos han sido objeto de preocupación y hasta angustia para los pueblos primitivos, cuando no entendían en absoluto lo que estaba pasando. Los de Luna, que se ven con mayor frecuencia, sirvieron para ir constatando las periodicidades presentes en el fenómeno y permitió empezar a hacer las primeras predicciones. En épocas modernas, con las leyes de Kepler y la mecánica de Newton, fue posible hacer predicciones precisas y los eclipses pasaron a estar dentro del dominio de la ciencia. Hoy hay una predicción certera para todos los eclipses hasta el año 3000 (para eclipses posteriores al 3.000 no la hay no porque no se pueda hacer, sino porque no tiene sentido hacerla).

La inteligencia de nuestros ancestros, junto con su trabajo metódico, nos ha permitido observar con toda tranquilidad estos bellos fenómenos; han salido del campo de la especulación y la mitología para transitar por la gran avenida de la ciencia. A través del conocimiento, la humanidad se ha ido alejando cada vez más de la caverna para estar ad portas de salir del planeta y emprender su viaje hacia el cosmos. Cuando el ser humano también viva en Marte, espero que los marcianitos aprendan en la escuela que fue gracias a egipcios, babilonios, caldeos y griegos que fuimos aprendiendo las regularidades de la naturaleza. Gracias a que hace 2.500 años observaron cuidadosa y sistemáticamente la Luna, el Sol y los planetas, fue que adquirimos lentamente los conocimientos que nos llevaron a Newton, a la Revolución Industrial, a los viajes espaciales, a la electrónica, la robótica, la automatización. Esta historia partió hace mucho tiempo en el oriente medio y hoy hemos recorrido ya un largo camino, pero es solo el comienzo; lo que queda por descubrir es mucho más que lo que ahora sabemos.

Ojalá que estos dos eclipses de Sol, tan infrecuentes, motiven a los jóvenes de Chile a emprender carreras en el ámbito de la ciencia, la ingeniería y la tecnología. Conquistar el futuro es dominar la ciencia y la tecnología, departamentos en los cuales nuestro país está hoy bastante atrasado. Con chicos y chicas motivados y una buena educación, Chile tendrá un gran futuro, pero hay que trabajar duro para que ello ocurra; no podemos sentarnos a esperar a que pase el tren de la modernidad.

AGRADECIMIENTOS

Al Departamento de Astronomía de la Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas de la Universidad de Chile (el Observatorio Astronómico Nacional del cerro Calán), que ha sido mi casa por cinco décadas y el lugar donde he desarrollado toda mi carrera científica.

Al Centro de Astrofísica y Tecnologías Afines, CATA, proyecto científico de financiamiento basal de la Comisión Nacional de Investigación Científica y Tecnológica, Conicyt, de la República de Chile. Gracias al CATA he podido desarrollar durante los últimos años muchas charlas públicas y actividades de divulgación de la astronomía, que llevaron a la escritura de este libro.

A Juan Manuel Silva y Karen Monsalve, de editorial Planeta. Juan Manuel como editor y Karen como periodista han sido un constante apoyo para la confección del presente libro.

Por último, agradezco a mi familia por el apoyo de siempre; a mi señora, Mariela, a mis hijos y a mis nietos, que confirman mi confianza en el futuro.