3.- ECLIPSE LUNAR

 

Eclipse lunar

Un eclipse lunar (del latín eclipsis y este del griego antiguo Εκλείψεις) es un evento astronómico que sucede cuando la Tierra se interpone entre el Sol y la Luna, generando un cono de sombra que oscurece a la Luna. Para que suceda un eclipse, los dos cuerpos celestes, la Tierra, la Luna y el sol; deben estar exactamente alineados o muy cerca de estarlo, de tal modo que la Tierra bloquee los rayos solares que llegan al satélite, por eso los eclipses lunares solo pueden ocurrir en la fase de luna llena.

 

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

 

A diferencia de los eclipses solares, que pueden ser vistos solo desde una parte relativamente pequeña de la Tierra y duran unos pocos minutos, un eclipse lunar puede ser visto desde cualquier parte de la Tierra en la que sea de noche y se prolonga durante varias horas en la parte superior de la luna.

 

Cono de sombra y penumbra en los eclipses de Luna

 

Diagrama de un eclipse lunar..

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

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

 

Clasificación de los eclipses lunares

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

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

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

·         Eclipse total: sucede cuando la Luna entra completamente en la zona umbral. Un caso especial de eclipse total es el total-central, en el cual la Luna, además de pasar por la umbra terrestre, lo hace por el centro de esta.

Duración y contactos 

Diagrama de contactos en un eclipse total.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

Cálculo del tamaño de la sombra de la Luna

 

El tamaño de la sombra (S) también puede expresarse en función de la paralaje lunar (Pl), paralaje solar (Ps), y del semidiámetro solar (Ss). Se cumple que el tamaño de la sombra es:

S = Pl + Ps – Ss

El tamaño de la penumbra, a la distancia que viaja la Luna, es:

        P = Pl + Ps + Ss + Pl/Sl

Suceso

Al menos dos eclipses lunares y hasta cinco ocurren cada año, aunque los eclipses lunares totales son significativamente menos comunes. Si se conoce la fecha y hora de un eclipse, los próximos eclipses son predecibles utilizando un ciclo de eclipse, como los saros.

 

Distancia a la Luna

 

Comparación de tamaño aparente de la Luna entre el perigeo-apogeo.

En astronomía, una distancia lunar (LD) es la medida de la distancia desde la Tierra a la Luna. La distancia media entre la Tierra y la Luna es 384 400 kilómetros.¹⁶​ La distancia real varía a lo largo de la órbita de la Luna.

Se realizan mediciones de alta precisión de la distancia a la Luna midiendo el tiempo que tarda la luz en viajar entre las estaciones LIDAR en la Tierra y los retrorreflectores colocados en la Luna.

La Luna se aleja de la Tierra a una tasa promedio de 3,8 cm por año, como lo detectó el experimento de medición lunar láser.¹⁷​¹⁸​¹⁹​ La tasa de la recesión se considera anormalmente alta.²⁰​ Por coincidencia, la diagonal de los cubos de los retrorreflectores en la Luna también es de 3,8 cm.²¹​²²​

La primera persona que midió la distancia a la Luna fue el astrónomo y geógrafo Hiparco en el año 150 a. C. Se basó en el dato del diámetro de la Tierra, calculado por Eratóstenes 100 años antes. Obtuvo una distancia de 348 000 km. Para este cálculo utilizó la curvatura de la sombra que proyecta la Tierra sobre la Luna en un eclipse lunar, un método ideado por Aristarco de Samos.²³​ Es notable el pequeño error, dada las limitaciones de la época, siendo de solamente de unos 36 000 km, lo que representa menos de 10 %

El catálogo de objetos cercanos de la NASA incluye las distancias a la Tierra de asteroides y cometas medidas en distancias lunares

 

 

 

Movimiento de rotación

 

La Luna gira sobre un eje de rotación que tiene una inclinación de 88,3° con respecto al plano de la eclíptica de la Tierra, por tanto casi perpendicular. Dado que la duración de los dos movimientos es la misma, la Luna presenta a la Tierra constantemente el mismo hemisferio. La Luna tarda 27,32 días en dar una vuelta sobre sí misma.

 

 

 

Traslación de la Luna alrededor del Sol

Al desplazarse en torno del Sol, la Tierra arrastra a su satélite y la forma de la trayectoria que esta describe es una curva de tal naturaleza que dirige siempre su concavidad hacia el Sol.

La velocidad con que la Luna se desplaza en su órbita alrededor de la Tierra es de 1 km/s.

La Luna

Astro satélite de la Tierra. La palabra luna se utiliza también como sinónimo de satélite y bajo este concepto se alude, por ejemplo, a los propios de otros planetas. La distancia media de la Tierra a la Luna es de 380000 Km. y varía entre 356000 Km. y 407000 Km., puesto que la luna no describe una circunferencia en torno a la Tierra, sino una elipse. Esta es la razón por la cual el tamaño aparente de la Luna en el espacio varía alrededor de un 10%. El periodo de revolución lunar es de 27 días 7 h. 43 min. 11,47 s. (mes sidéreo). De aquí que su movimiento diario medio hacia el E entre las estrellas sea de 13º,176358. Como el movimiento diario medio del Sol hacia el E es, por termino medio, de 0º985609, el de la Luna le supera en 12º1907749 por día. Esta diferencia implica un periodo de 29 días 12 h. 44 min. y 2,78 s. (mes sinódico), intervalo medio entre dos lunas nuevas o llenas sucesivas, en que el satélite pasa por un ciclo completo de fases.

Datos generales de la Luna
Distancia media de la Tierra	384352 Km.
Diámetro aparente	máx. 33' 51''; min. 29' 22''
Magnitud de la Luna llena a distancia media	-12,7
Inclinación de la orbita respecto a la eclíptica	5º 09'
Excentricidad orbital	0,0549
Velocidad orbital media	3680 Km./h.
Diámetro	3476 Km.
Volumen	0,0203
Masa	0,0123
Densidad	3,34
Velocidad de escape	2,4 Km./s.
Valor de la gravedad	1/6 de la terrestre
Albedo (potencia de reflexión)	0,073

El Sol

Hace 4550 millones de años se formaron el Sol y los planetas de una nube de gas interestelar. Esta nube de gas gradualmente se condensó para formar una "protoestrella," una esfera de gas que resulta más y más caliente a causa de la gravedad que la condensa, hasta que alcanza 18 millones de grados Fahrenheit (10 millones de grados centígrados). Este calor intenso produce reacciones nucleares y causa que el Sol brille. Hay bastante hidrógeno en el núcleo del Sol para darle brillo por unos 5000 millones de años adicionales.
El Sol es una esfera gigante de gas, consistiendo principalmente de hidrógeno y helio, los dos elementos químicos más sencillos y más livianos. Estos gases son tan calientes que hacen que el Sol brille. Este brillo no es como un fuego que arde, sino que es una reacción de estos gases al calor y a la presión del Sol que hacen que los átomos se "fusionen." Esta fusión produce energía nuclear.

El Sol consta de una serie de capas. Se denominan como sigue desde el exterior hacia el interior:
La Corona:
La atmósfera externa del Sol. El gas es muy caliente y se dispersa en una capa muy fina, por lo cual, únicamente vemos la Corona durante un eclipse de Sol total, cuando la Luna oculta el perímetro del Sol completamente.
La Cromosfera:
Esta capa bordea la superficie del Sol. Frecuentemente inmensas llamaradas de gases candentes se lanzan a través de la cromosfera, extendiéndose más de 10 millones de millas más allá de la superficie del Sol. Estas llamaradas dispersan partículas eléctricas que pueden afectar las señales transmitidas por la radio y la televisión y pueden producir manifestaciones coloridas que se conocen como la aurora boreal o la aurora austral.
La Fotosfera:
La superficie visible del Sol. Aunque todavía hace mucho calor (cerca de 10,000 grados Fahrenheit) en la fotosfera, no es tan ardiente en comparación a las capas interiores del Sol. De vez en cuando, manchas obscuras y frías con campos magnéticos intensos llamadas manchas solares, aparecen sobre la fotosfera. La gran parte de estas tempestades magnéticas gigantes son mayor en tamaño que nuestra Tierra. El número de manchas solares aumenta y disminuye cada 11 años, aunque los astrónomos no están seguros de por qué esto sucede.
La Zona Convectiva:
El proceso de convección -- el mismo proceso que causa que hierva una olla de caldo -- transporta energía de la zona radiactiva del Sol hacia la fotosfera. Imágenes detalladas de la fotosfera muestran burbujas grandes de gas caliente elevándose desde lo más profundo del Sol.

La Zona Radiactiva:

El transporte de energía del núcleo "radía" hacia el exterior y se realiza a través de esta capa de gases de hidrógeno y de helio hacia la zona  convectiva.

El núcleo:
El hidrógeno dentro del núcleo está tan compactamente compreso que los átomos individuales chocan entre sí, formando átomos de helio más pesados y liberando grandes cantidades de energía en el proceso. Sin embargo, esta energía toma miles de años en llegar de la fotosfera hacia el espacio.

Datos generales del Sol
Distancia media de la Tierra	149.6 millones de kilómetros
Diámetro	1.4 millones de kilómetros
Masa	330,000 veces la masa de la Tierra
Valor de la gravedad	28 veces el equivalente a la terrestre