El 9 ene 2001, los observadores situados entre el Pacífico y el Atlántico
tendrán la oportunidad de observar un eclipse total de luna.
En el caso de los observadores españoles, la Luna saldrá poco antes del comienzo de la fase penumbral del eclipse.
Los eclipses de luna se producen cuando nuestro desde nuestro satélite
natural el Sol es ocultado por la Tierra. Nosotros, desde la Tierra,
vemos que la Luna se interna en nuestra sombra y se oscurece. Este tipo
de fenómenos es observable a simple vista, aunque unos prismáticos o
un telescopio ayudarán a ver la Luna más grande. No hay que confundir
los eclipses de luna con los de sol. En los eclipses solares es el Astro
Rey quien se ve ocultado por la Luna y gracias a esto, cuando son totales,
el día se transforma en noche.
De los eclipses de luna se han extraido importantes conclusiones
científicas. Hace 2500 años, Pitágoras observó que la sombra que
se proyectaba sobre la luna era redonda, por lo que determinó que
nuestro planeta debía ser una esfera. Basado en este hecho, Ptolomeo
determinó el tamaño de la esfera, que resultó ser un 30% más pequeña
que en realidad. Este cálculo no se puso en evidencia hasta que se
descubrio América… o más bien, hasta que Americo Vespucio descubrió
que América era un nuevo continente y que la India quedaba mucho más
al Oeste.
Los eclipses de luna sirven para realizar una medición indirecta del estado
de la atmósfera terrestre, ya que la luna presenta distintas tonalidades
según su estado. En el eclipse total de luna del 9-10 dic 1992,
nuestro satélite desaparecío por completo a simple vista, y era incluso
difícil distinguirla a través de prismáticos o con pequeños telescopios.
Sin embargo, en el eclipse del 3-4 abr 1996
la luna se veía claramente a simple vista e incluso podían advertirse con
facilidad tonalidades marrones-verdosas en su superficie. La diferencia
entre uno y otro fue, sin duda, la erupción del volcán Pinatubo en Filipinas,
en el transcurso del cual toneladas y toneladas de cenizas fueron enviadas
a las capas altas de nuestra atmósfera. Se intenta desmostrar con esto
que los eclipses totales de luna sirven a los científicos para conocer
la cantidad de aerosoles existente en las altas capas atmosférica y poder
modelizar mejor el denominado cambio global del clima.
Efemérides.
Tiempos de las fases según la NASA.
Comienzo del eclipse (fase penumbral) . 17:43 TU. Comienzo de la fase umbral . . . . . . . 18:42 TU. Comienzo de la totalidad . . . . . . . . 19:49 TU. Mitad de la totalidad . . . . . . . . . 20:20 TU. Fin de la totalidad . . . . . . . . . . 20:51 TU. Fin de la fase umbral . . . . . . . . . 21:59 TU. Fin del eclipse (fase penumbral) . . . . 22:57 TU.
3. Fotografía de eclipses.
Para realizar fotos al eclipse, debemos saber que la luna saldrá muy
pequeña si utilizamos una cámara fotográfica corriente. Deberemos contar
con teleobjetivos o telescopios para acoplarlos a la cámara y así aumentar
su tamaño en el negativo.
Las cámaras fotográficas que tendremos que utilizar deben ser de tipo
manual o réflex. Las llamadas automáticas no nos serviran ya que
la cámara intentará calcular ella misma cuanto tiempo debe tener abierto
el obturador para captar la luna. En nuestro caso, vamos a ser nosotros
quienes decidamos el tiempo de exposición, y son las cámaras réflex las
que nos permiten tener el control.
Además, debemos utilizar una película más sensible a la que normalmente
se venden. Si nos fijamos con cuidado en un carrete «normal», veremos
que vienen identificados con el número 100. Este valor corresponde a las
ASA o ISO, medida estándar de la sensibilidad de la película.
Cuanto mayor sean las ASA menos tiempo de exposición necesitaremos.
Por ejemplo, una película de 400 ASA es cuatro veces más sensible que una
de 100, y por lo tanto nos permite obtener en 1 minuto lo que en una de
100 se necesitarían 400. En fotografías realizadas de día, la luz solar
es tal que no se hacen necesarias mayores sensibilidades, pero en la
astrofotografías, las ASA son importantes para objetos celestes débiles.
En la siguiente tabla se sugieren los tiempos de exposición según el
diafragma y la sensibilidad de la película que utilicemos:
+---------------+---------------+---------------+
| F. Penumbral | F. Umbral | Totalidad |
+--------+-------+-------+-------+-------+-------+-------+
| ASA/s. | 1/125 | 1/250 | 1/4 | 1/8 | 1 | 1/2 |
+--------+-------+-------+-------+-------+-------+-------+
| 100 | f/8 | f/5.6 | f/1.4 | f/1 | f/1 | f/1 |
| 200 | f/11 | f/8 | f/1.8 | f/1.4 | f/1.8 | f/1.4 |
| 400 | f/16 | f/11 | f/2.8 | f/1.8 | f/2.8 | f/1.8 |
| 1600 | f/32 | f/22 | f/5.6 | f/4 | f/5.6 | f/4 |
+--------+-------+-------+-------+-------+-------+-------+
ASA (ISO): Sensibilidad de la película fotográfica.
f/: Abertura del diafragma.
s.: Tiempo de exposición en segundos.
TU: Tiempo Universal. Verano: Hora civil = TU + 2h
en la Península Ibérica. En Canarias HC = TU + 1h.
Otras actividades.
Además de capturar para la posteridad el eclipse de luna, también podemos
realizar otras actividades interesantes.
Determinación del brillo del eclipse.
Un astrónomo Francés, Danjon, inventó una escala para medir el brillo de
los eclipses totales de luna. Para ello se estima cuan oscuro o brillante
se ve la luna a simple vista según la tabla siguiente:
- 0. Eclipse muy oscuro con la Luna casi invisible durante la totalidad.
- 1. Eclipse oscuro, gris o pardo oscuro. Los detalles de la superficie son difíciles de ver.
- 2. Eclipse rojo oscuro o rojizo, con una mancha muy oscura en el centro de la sombra y el borde más brillante
- 3. Eclipse rojo ladrillo, con la sombra rodeada de un anillo gris más claro.
- 4. Eclipse muy claro, rojo-cobrizo o anaranjado, con la zona exterior muy luminosa.
Determinación de la magnitud de la luna.
Como se ha comentado anteriormente, los eclipses totales de luna sirven
para conocer el exceso de aerosoles en la atmósfera, pudiéndose comparar
con los datos obtenidos continuamente desde satélites artificiales y así
ajustar mejor los modelos del cambio global climático.
Un método alternativo y más preciso que la escala de Danjon es
el de determinar la magnitud de la Luna. Para
ello son necesarios unos prismáticos para disminuir el tamaño aparente
de la luna… ¡utilizándolos al revés! Viendo a la luna a través de las
lentes grandes de los prismáticos, comparamos a simple vista su brillo con
el de las estrellas que vemos en el cielo. Escogeremos una estrella que
sea algo más brillante que la luna y otra con un brillo algo menor.
Utilizando el método de Argelander calculamos
la magnitud de la luna.
- Hora en Tiempo Universal.
- Datos técnicos del instrumento usado (aumentos y abertura).
- Nombre del observador.
- Coordenadas del lugar de observación.
- Estrellas utilizadas para su comparación y fuente de datos de
su magnitud. - Comentarios sobre la calidad del cielo en los momentos de la estimación.
Cronometraje de contactos con las sombras.
De especial interés y utilidad es la toma de cronometraje de los contactos
de la umbra (sombra oscura) con los cráteres lunares. Para realizar esta
experiencia se necesita un telescopio para poder ver clara y detalladamente
los cráteres. La actividad consiste en determinar la hora exacta en la
que la umbra toca por primera vez el cráter y a qué hora lo termina de
ocultar. Con estos datos es posible conocer la geometría del cono de sombra
de la Tierra y compararla con las medidas de otros eclipses. Se recomienda
poner el reloj en hora con RNE (si estamos en España).
Para identificar los cráteres de la Luna debes hacerte con un mapa. En
algunos libros dedicados a la observación astronómica aficionada, como
la «Guía de las Estrellas y los Planetas de los Hemisferios Norte y
Sur» (Jay Passachoff, Ed. Omega), podrás encontrar mapas detallados
de la superficie selenita.