Eclipsi total de Sol
1991/11/01 Aizpurua Sarasola, Joxerra | Alduncin, Juan Antonio - Aranzadi Zientzia Elkartea. Cel Fosc, Argi Poluzioaren Aurkako Elkartea Iturria: Elhuyar aldizkaria
Aspectes més fàcils i difícils dels eclipsis de Sol
Aquest tipus de successos ha sorprès l'home des de l'antiguitat. Ara tots sabem que l'eclipsi es produeix quan la Lluna se situa entre el Sol i la Terra (o una zona de la Terra), per la qual cosa des d'alguns llocs de la Terra no es pot veure el Sol en un temps.
Moltes vegades la Lluna cobreix només una part del Sol i aquest cas es diu Eclipsi Parcial. Altres vegades la Lluna cobreix totalment el Sol i llavors es diu un eclipsi total.
Durant l'eclipsi parcial, el Sol adopta un aspecte típic, ja que es trencava per alguna part. Per a veure-ho cal utilitzar un filtre molt fosc. No hi ha canvis significatius en el paisatge, la lluminositat s'alenteix una mica, però hi ha molt poques persones que s'adonen d'això.
El canvi de lluminositat de la llum és enorme quan es produeix un eclipsi total. En un curt període de temps, el fosc aspecte que adopta la terra, el cel i la mar, sorprèn a tota la gent. Antigament aquest succés es considerava com un desastre. Molta gent pensava que el Sol anava a desaparèixer i això provocava el pànic. Avui dia l'eclipsi no té sentit de pànic. Però continua sent un dels grans espectacles de la naturalesa. A més, ara són moltes les expedicions científiques que recorren milers de quilòmetres per a poder analitzar alguns aspectes del Sol que l'eclipsi posa de manifest en uns minuts.
Però, per què és tan sorprenent veure un eclipsi total de Sol? Per a entendre les característiques d'aquest fenomen, hem de situar-nos en l'espai i considerar a la Lluna, al Sol i a la Terra com a cossos esfèrics situats en l'espai. La lluna, a l'ésser un objecte fosc i opac, crea ombra en la línia del Sol en sentit contrari. Aquesta ombra s'estén en l'espai en forma d'un llarg con. La base del con es troba en la Lluna i el vèrtex a 370.000 km.
Quan la Lluna es mou en la seva òrbita, just entre el Sol i la Terra, el con d'ombra pot ocupar la superfície del nostre planeta, quedant aquest fenomen 8 vegades per dècada. Però com la distància entre la Terra i la Lluna és similar a la longitud del con, la Terra curta el con gairebé en el vèrtex. Per tant, la superfície de l'ombra exercida sobre la Terra és petita, no superant en cap cas els 273 km de diàmetre.
Només els observadors inclosos en aquest cercle podran veure l'eclipsi total de Sol. No obstant això, aquest cercle no és fix. Com la Lluna circula en la seva òrbita, el con d'ombra també es mou. Per tant, la intersecció d'aquesta amb la Terra (és a dir, el petit àrea d'ombra abans esmentat) es mou sobre la superfície terrestre, representant una banda de milers de quilòmetres de longitud. Mitjançant aquesta banda s'indiquen tots els llocs de la Terra on es veurà l'eclipsi. Malgrat la seva gran longitud, la seva amplària és petita. Per tant, en aquesta banda no sol haver-hi molts pobles.
Per això, qualsevol persona que es trobi en aquesta banda podrà veure l'eclipsi. L'eclipsi es es produirà en arribar l'ombra de la Lluna a aquest lloc i durarà el temps necessari perquè tota l'ombra passi per aquest lloc. Parlem per tant de la durada de l'eclipsi. Com més gran sigui l'àrea d'ombra, més trigarà a passar per un lloc, per la qual cosa l'eclipsi durarà més.
No obstant això, la distància entre la Terra i la Lluna és variable, ja que la Lluna es mou al voltant de la Terra en una òrbita el·líptica (i no circular). Quan la Lluna està més allunyada de la Terra (apogeu), aquesta distància és major que la longitud del con d'ombra. En aquest cas, el con d'ombra no està en contacte amb la superfície terrestre i llavors l'eclipsi total del Sol no es troba.
Per contra, quan la Lluna està més prop de la Terra (perigeu), el con d'ombra és tallat per la superfície terrestre en un cercle de 273 km de diàmetre. Quan la Lluna es trobi en posicions intermèdies amb la Terra, el diàmetre de l'àrea d'ombra variarà entre 0 i 273 km. Com més gran sigui la grandària de l'àrea, més temps serà necessari per a passar per un punt de la Terra, per la qual cosa l'eclipsi que es vegi des d'aquest punt durarà més temps.
Però la durada de l'eclipsi depèn també de la velocitat de rotació de la Terra. Hem dit que l'ombra de la Lluna circula per la superfície de la Terra, per la qual cosa l'eclipsi es veu des de diferents llocs. Aquest moviment és sempre del mateix sentit (d'oest a aquest aproximadament) i la velocitat és d'uns 900 m/s. Però, al mateix temps, la superfície terrestre s'està desplaçant d'oest a aquest a causa de la rotació de la Terra.
Per això, la velocitat de l'ombra és inferior als 900 m/s de la superfície terrestre i, per tant, la durada de l'eclipsi és major que si la Terra estigués paralitzada. Quant més? Depèn de la latitud. La rotació fa que la velocitat lineal de la Terra d'oest a est sigui màxima en l'equador, 400 m/s, i descendeixi a mesura que s'acosta als pols, sent 0 m/s en els pols. Per això, al voltant de l'equador, l'ombra de la Lluna travessa la Terra a una velocitat aproximada de 900 m/s - 400 m/s = 500 m/s i a una velocitat de 900 m/s - 0 m/s = 900 m/s en zones polars. Aquesta és la raó per la qual en els llocs dels equadors o tròpics hi ha eclipsis més llargs que en els polars.
En resum, els dos factors que impulsen una llarga durada de l'eclipsi total del Sol són que l'eclipsi es es produeixi quan la Lluna està en el Perigeu i que el con d'ombra de la Lluna soni al voltant de l'equador terrestre.
Condicionis Eclipsi Total 1991
L'eclipsi va tenir lloc l'11 de juliol entre 17h 24 min i 20h 48 min (UT o hores universals), quan la Lluna passa entre el Sol i la Terra. La lluna passava pel perigeu l'11 de juliol a les deu del matí. Per tant, el temps entre el pas de la Lluna pel Perigeu i l'eclipsi va ser de 7 a 11 hores. Això suposa un alt grau de coincidència, ja que el període pot variar entre 0 i 330 hores.
D'altra banda, pel camí recorregut per la Lluna aquest dia, el con d'ombra va tallar la superfície de la Terra en un tram de latitud comprès entre 26° N i 13° S, és a dir, en zones pròximes a l'equador.
Com es veu, l'eclipsi complia les condicions per a la seva llarga durada. I així va ocórrer. En alguns llocs la durada de l'eclipsi va ser de 6 min i 53 s, la qual cosa suposa un temps molt bo en aquesta mena d'esdeveniments. Per això se li va donar tanta importància a aquest eclipsi i per això es van utilitzar expressions com l'eclipsi de segle. No obstant això, cal destacar que durant aquest segle s'han produït tres eclipsis de major durada. L'eclipsi del 8 de juny de 1937 va durar 7 min 04 s, el 20 de juny de 1955 7 min 08 s i el 30 de juny de 1973 7 min i 03 s. No obstant això, per a veure un altre eclipsi tan llarg com el de 1991, XXII. Caldrà esperar fins al segle XX.
Espectacle natural
Aquest eclipsi va poder veure des del centre del Pacífic fins al Brasil. Per tant, l'eclipsi va poder veure des de Hawaii, el sud de Califòrnia, Mèxic, Centreamèrica, la costa del Pacífic, Colòmbia i el Brasil. Les millors condicions climàtiques d'aquests llocs durant l'eclipsi eren Hawaii, el sud de Califòrnia i la ciutat mexicana de La Paz. En aquests llocs es van reunir científics, periodistes, etc. cadascun per a complir la seva funció.
En estar en aquests llocs el dia de l'eclipsi, es donen sensacions que no es poden expressar amb les paraules. El fenomen es va produir al matí, migdia o a la tarda, depenent del lloc d'observació. Per exemple, l'expedició de Sant Sebastià i Pamplona va tenir lloc a La Paz, Mèxic. Allí l'eclipsi es va produir entre 11 h 47 min 40 s i 11 h 54 min 02 s.
Aproximadament una hora i mitja abans (10 h 23 min) va començar la fase d'eclipsi parcial. En aquest moment la Lluna comença a situar-se enfront del Sol. S'observa llavors que al Sol li comença a faltar o a oblidar-se part de la seva aresta. Atès que en aquesta fase la lluminositat del Sol és tan alta, és necessari revisar-la amb filtres. A mesura que avancen els minuts, la part fosca del Sol augmenta.
Passats 30 minuts, la Lluna havia cobert un terç del diàmetre del Sol. En aquest moment s'aprecia un lleuger afebliment de la lluminositat de l'entorn, similar al que es produeix quan una fina capa de boira cobreix el cel.
Mentre la Lluna continuava menjant el Sol, la lluminositat del paisatge circumdant anava afeblint-se.
20 minutos abans del començament de l'eclipsi total estaven cobertes les tres quartes parts del diàmetre del Sol; la lluminositat era cada vegada més feble i el cel va començar a enfosquir-se sobretot per l'Oest.
Quan faltaven 12 minuts el 85% del diàmetre del Sol estava eclipsat i el cel continuava enfosquint, sobretot cap a l'Oest.
Mancant 6 minuts, el 90% del diàmetre del Sol estava eclipsat i el blau celeste es va convertir en anil, sobretot a l'Oest. Els prats de voltant van prendre un color brunenc, d'aspecte tetrítrico.
A partir de llavors la llum va desaparèixer cada vegada més. La lluminositat del paisatge anava perdent cada vegada més ràpid, com si estiguéssim obrint una cortina fosca dins d'una habitació. Aquest efecte crea a l'aire lliure una forma de desastre.
En els últims segons tots aquests successos es van intensificar fins al començament de l'eclipsi total. Llavors, l'últim raig de la superfície del Sol (la fotosfera) va desaparèixer fins a veure el sol negre envoltat d'una corona. La corona, en el seu interior, presentava una gran lluentor. No obstant això, com la lluentor no és suficient per a danyar la vista, es podia veure directament sense filtre. A mesura que es dirigia cap a l'exterior de la corona, la lluminositat era més feble i adopta en la vora exterior la forma de fils de llum directes (que es dispersen com a ràdios amb el Sol). No tots eren iguals. Uns semblaven més violents, més llargs, més brillants que uns altres, i el perfil de la corona semblava una imatge asimètrica sorprenent.
Veure el Sol eclipsat envoltat de corones és, sens dubte, l'espectacle més important, però també hi havia uns altres. La distribució de la llum en el cel també és espectacular. En l'horitzó sol existir una lluminositat intensa de color groc i taronja, similar a la lluentor de la pela. Però si hi ha una diferència amb l'oscil·lant real, és a dir, la llum no s'acumula en una direcció determinada, sinó que apareix en tota la volta de l'horitzó.
Una mica més amunt la lluentor taronja s'apaga i en la part superior el cel és blau fosc, amb els planetes i estrelles més brillants. En el cel de La Paz es van poder veure els planetes Mercuri, Artizar, Martitz i Júpiter i les estrelles Betelgeuse, Rigel i Sirià.
La sorprenent lluminositat fa que el paisatge de la Terra també tingui una aparença tradicional. No hi ha tanta foscor com a mitjanit, sinó que es manté una feble lluminositat en forma d'ósil. Però l'origen d'aquesta llum sembla desconegut; els cossos no donen llum i perden color; tot això queda fosc, sorprenent. Veure aquest tipus de llum al migdia genera por i sembla que està a punt de produir-se el desastre.
Però aquesta situació dura molt poc. Res més acabar l'eclipsi total, la Lluna torna a mostrar la brillant superfície del Sol. Quan apareix la primera lluentor, el paisatge s'il·lumina bruscament, com si s'il·luminés alguna llum blanca. Al principi la llum és molt feble, però a mesura que la Lluna s'allunya del sol, la lluminositat del dia es normalitza.
Una altra idea que queda en la ment de qui ha vist l'eclipsi total és la curta durada de l'eclipsi, ja que tots els esmentats ocorren en uns minuts.
Conclusions per a la ciència
Si bé l'eclipsi total del Sol és un espectacle excepcional, per a la ciència és sobretot una font d'informació rica. El sol és un objecte físic que té la matèria com a gas o com plasma. En ell hi ha temperatures molt altes i es produeixen transformacions termonuclears intercanviant grans quantitats d'energia. Això indica que és un astre viu, ja que té una activitat físic-química enorme. És, per tant, un dels temes més interessants per a la ciència actual.
No obstant això, només es veu la superfície solar (fotosfera) i no la interna. Els astrònoms utilitzen mètodes indirectes per a conèixer l'interior del sol, on s'obtenen les temperatures i pressions més altes i on es produeixen les reaccions més energètiques.
Fora de la fotosfera hi ha diferents capes que formen un tipus d'atmosfera. Aquí les condicions físiques són molt interessants, ja que els gasos estan exposats a radiacions violentes procedents de l'interior del Sol.
Aquestes capes atmosfèriques no estan ocultes al sol. No obstant això, veure des de la Terra és molt difícil. La llum de la fotosfera és tan intensa i es dispersa en l'atmosfera que no és possible veure aquesta atmosfera, encara que sigui molt de menor que la lluminositat de la fotosfera.
Però en els eclipsis totals del Sol tota la fotosfera queda oculta de la vista, eliminant així l'efecte enlluernador. Aquesta situació permet, en uns pocs minuts, visualitzar, mesurar o analitzar les capes atmosfèriques del sol, realitzant tantes fotos com es desitgi. Per això, els astrònoms consideren l'eclipsi total del Sol com un tresor de dades. Això justifica l'organització d'expedicions carregades de telescopi i càmera fotogràfica que es realitzen a milers de quilòmetres per a analitzar aquest fenomen.
A pesar que el tipus d'observacions que es realitzen és molt variat, aquí només s'exposen algunes.
Cromosfera
... És la capa més baixa de l'atmosfera solar, és a dir, la que toca directament la fotosfera. Es veu al començament de tot l'eclipsi, just després que la Lluna cobreixi tota la fotosfera. Té un color rosa lluminós i un arc que envolta el disc solar. La seva amplària és de 10.000 km. Com aquesta quantitat és petita a escala còsmica, a mesura que avança la lluna desapareix de la vista en pocs segons.
Sortints
... Els regruixos que formen gasos molt calents sobre la cromosfera i tenen forma de llums roses que apareixen a la vora del sol. Els sortints poden veure's durant més temps que la cromosfera. Es pot dir que es poden veure durant tot el temps que dura l'eclipsi.
Corona solar
... És la zona més exterior de l'atmosfera solar. Està format per gasos de molt baixa densitat, però a temperatures molt altes (aprox. 1.000.000 K). La llum que emeten té dos orígens: d'una banda la llum que arriba i es difon per la fotosfera i, per un altre, l'emesa pels àtoms altament ionitzats de la zona. El resultat és una claredat blanca. En l'eclipsi és perfectament visible i pot estendre's fins a dotze vegades més llarg que el radi del Sol.
La corona presenta una complexa estructura de filaments, ja que els gasos estan orientats en funció dels camps magnètics del Sol. Aquesta capa és la fase de transició entre el Solar i l'espai. La Corona, en els seus límits, es transforma en Vent Solar. El vent solar és el corrent iònic que es mou fora del Sol. Les partícules no tenen lluentor, poden arribar fins a la Terra i poden afectar la nostra atmosfera.
Eclipsis futurs
Quan veurem un eclipsi de Sol a Euskal Herria? Prenent el termini dels pròxims deu anys, tindrem tres eclipsis, però tots seran parcials.
El 10 de maig de 1994 tindrà lloc a última hora de la tarda i cobrirà el 70% del diàmetre del Sol.
El dia 12 d'octubre de 1996, a les tres de la tarda, es cobrirà l'altre 50% del diàmetre del Sol.
El dia 11 d'agost de 1999 a les 12 del migdia es cobrirà el 80% del diàmetre del Sol.
Per a poder veure l'eclipsi total a Euskal Herria hem d'esperar fins al 12 d'agost de 2026. L'eclipsi total podrà veure's en Bizkaia, Àlaba i Navarra a dos quarts de nou de la nit. A Guipúscoa s'observarà un eclipsi parcial que cobrirà el 95% del diàmetre del Sol.
Altres eclipsis totals en zones pròximes al País Basc són:
- 11 d'agost de 1990 a dos quarts d'una del migdia en el nord de França i sud d'Alemanya.
- 2 d'agost de 2027 a mitjan matí dels Cadis, Màlaga i Gibraltar.
Gai honi buruzko eduki gehiago
Elhuyarrek garatutako teknologia
