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Revista de España (1870-11-01 00:00:00), página 410

EL ECLIPSE DE SOL

DE 22 DE DICIEMBRE.

Los astrónomos de profesion, y aun muchos aficionados, se ocupan ya de los preparativos necesarios para la observacion del eclipse solar que ha de suceder el dia 22 del presente Diciembre, y que será total en el Sur de nuestra Península, en la Argelia y en parte de la Sicilia y Turquía.

Estos fenómenos han perdido parte de su interes desde que, gracias á los progresos del análisis espectral, se ha conseguido ver y estudiar en todo tiempo aquellos curiosos apéndices llamados protuberancias solares, que sólo se habían podido examinar antes durante el breve espacio de la totalidad de los eclipses de sol; pero aún la conservan por lo relativo á la corona, cuya naturaleza no está suficientemente estudiada todavía, y sobre cuya causa ó causas productoras no han llegado los astrónomos á un comun acuerdo; y hé aquí por qué los astrónomos y aficionados, nacionales y extranjeros, se aprestan para reunir observaciones que conduzcan á la resolución del problema, ó cuando menos á desechar algunas de las hipótesis imaginadas para explicar las apariencias que se presentan.

Sin contar con nuestro Observatorio de San Fernando, que, situado muy cerca de la línea central del eclipse, se encuentra en condiciones ventajosas para hacer una observación tan completa como puede descarse, y con una comisión del de Madrid que ha de situarse en un lugar convenientemente elegido dentro de la zona de la totalidad, sabemos que en Portugal se organizan dos comi-
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siones de astrónomos de aquel reino que estudiarán el eclipse en su territorio, y que el Gobierno inglés facilita un buque que transporte á sesenta observadores á diversos puntos; y es de esperar que, si termina pronto el conflicto franco-prusiano, no falten tampoco astrónomos franceses y alemanes, contribuyendo así los países y los individuos al progreso de la ciencia.

La corta duración de la totalidad en un eclipse de sol obliga al que trata de observarlo á prepararse de antemano á un plan de operaciones, del que, si su deseo es contribuir al adelanto de la ciencia, ha de descartar precisamente todos los puntos ya suficientemente observados en anteriores ocasiones, dejando sólo aquellos en que aún no están conformes las opiniones, y que exigen nuevas observaciones para admitir ó desechar teorías fundadas sobre algunas de aquellas, escasas en número, ó que conducen á resultados contradictorios. No quiere decir esto que deba prescindirse por completo de toda observación que no tienda al fin indicado: cualquiera, digna de confianza, ya se refiera al fenómeno en su parte puramente astronómica, ó ya á su influencia y manifestaciones físicas, tiene su valor, bien como confirmación de observaciones precedentes, ó bien por los resultados que de ella puedan deducirse.

Así pues, todo el que, por deber ó por afición, quiera prepararse convenientemente para tomar parte en la observación del eclipse, debe fijarse antes en el estado actual de nuestros conocimientos con respecto á estos fenómenos, para decidir cuáles son los puntos que va á someter á su estudio ó observación, llevando en cuenta el partido que pretenda obtener; y aún para el simple curioso que quiera darse cuenta de lo que va á presenciar, no estará demás el tomar una idea, siquiera sea ligera, del estado de la ciencia en cuanto atañe á este punto particular.

No faltará entre nuestros lectores quien, dominando por completo la ciencia astronómica, esté perfectamente al corriente del asunto: habrá algunos que hayan presenciado un fenómeno de los que tratamos y tengan idea de las causas que lo producen; y por último, habrá otros, y tal vez sean los más, que, ajenos por su profesión ó por sus estudios á los conocimientos astronómicos, hallen conveniente el encontrar reunidos en estos artículos los precedentes necesarios para formarse una idea suficientemente clara del fenómeno que va á ocurrir, de los aspectos que presenta, y de las causas á que se atribuyen: excusado es decir que no escribimos para
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los primeros; que los segundos encontrarán tal vez en estos renglones algo que no haya llegado á su noticia, y que este pequeño trabajo está exclusivamente dedicado á los últimos.

El bosquejo que vamos á trazar se divide naturalmente en dos partes: en la primera nos contraeremos á lo puramente astronómico, es decir, al estudio de las causas productoras del eclipse y al partido que puede sacarse de la observación de sus principales circunstancias; y en la segunda á su parte física, esto es, á la descripción de las apariencias que se presentan durante la totalidad, y á las hipótesis imaginadas para explicar su producción.

I.

DEL ECLIPSE CONSIDERADO ASTRONÓMICAMENTE.

El sol, la tierra y la luna son tres cuerpos aislados en el espacio y de figura esférica poco más ó menos; sus dimensiones son tales que, si se representa el diámetro de la tierra por una unidad de medida cualquiera, el de la luna estará representado por veintisiete centésimas partes de la unidad, y el del sol por ciento ocho unidades y seis décimos.

La tierra circula alrededor del sol describiendo muy próximamente una elipse situada en un plano que se llama eclíptica, y en uno de cuyos focos está el sol; completa una de sus revoluciones en el intervalo de un año, con corta diferencia, y la mayor y menor distancia á que llega á encontrarse de aquel astro son respectivamente 11.849 y 11.458 diámetros terrestres: la media de estas dos distancias, que se designa por distancia media, es de 11.654 diámetros de la tierra.

La luna circula alrededor de la tierra de un modo análogo, describiendo una elipse en un período de poco menos de un mes; pero el plano que contiene á esta curva, ó sea la órbita lunar, está inclinado cinco grados respecto de la eclíptica, y animado además de un movimiento tal como el que se produciría si estuviese ligado á un eje perpendicular á él, que describiese un cono; de lo cual resulta que la línea, según la cual se cortan el plano de la órbita lunar y la eclíptica, que se llama línea de los nodos, gira en sentido contrario al del movimiento de la luna en su órbita,
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completando una revolución en dieciocho años y seis décimos.

Ahora bien; si prescindimos de la inclinación de la órbita lunar, esto es, si suponemos que la luna se mueve en la eclíptica, plano que comprende los centros del sol y tierra, en cada una de las revoluciones que efectue alrededor de la tierra se interpondrá entre ésta y el sol al ser luna nueva; y un observador que se suponga colocado en el centro de la tierra la verá proyectarse sobre el sol, interceptando más ó menos cantidad de la luz que este astro nos envía; llegará un momento en que los centros del sol y la luna se encuentren en línea con el observador, y si la magnitud aparente de la última, es decir, el ángulo bajo el cual la vé el observador, es mayor que la del primero, éste quedará completamente oculto y se producirá un eclipse total de sol para el centro de la tierra; si la magnitud aparente de la luna es menor que la del sol, aquella se proyectará sobre éste, quedando visible una especie de anillo solar, fenómeno á que se da el nombre de eclipse anular. Los eclipses del sol son pues totales ó anulares en el centro de la tierra, siempre en la suposición de moverse la luna en la eclíptica.

Si al observador imaginario del centro de la tierra sustituimos uno colocado en la superficie, éste podrá no ver la luna proyectada sobre el sol, aun cuando en el mismo instante se presente esta aparición para el centro de la tierra; pues como las dimensiones del planeta son apreciables comparadas con su distancia á la luna, la línea que va desde el observador á un punto del disco lunar puede muy bien no pasar por el sol; y de esto es fácil convencerse trazando en un papel tres circunferencias de diferente diámetro, que guarden cierta analogía con los del sol, tierra y luna, y cuyos centros estén sobre la misma recta.

Para averiguar si es posible ver el sol completamente eclipsado desde la superficie terrestre, imaginemos la serie de rectas que pueden tirarse desde el sol á la luna, tangenteando y envolviendo á ambos astros; esta serie de líneas forma un cono, que se llama el cono de sombra, tal que todos los puntos de su superficie y los comprendidos dentro de ella desde la luna hacia el vértice, ven al sol completamente eclipsado, pues el cuerpo opaco de la luna intercepta en aquella región todos los rayos de la luz solar: si las dimensiones de este cono son tales que pueda llegar hasta la superficie terrestre ó más allá de ella, todos los puntos de ésta comprendidos en el cono de sombra verán un eclipse total de sol; y si
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el vértice del cono no llega á la superficie terrestre, será imposible tal clase de eclipse. Las dimensiones del sol y luna, y las distancias á que estos astros pueden hallarse de la tierra, son conocidas; y por tanto, no ofrecerá dificultad el cálculo de las dimensiones del cono de sombra; para guiaros en esta investigación, tracemos en un papel una línea recta, y marcando sobre ella tres puntos que representen los centros del sol, luna y tierra, describamos tres circunferencias de proporcionado diámetro que representen los tres astros; tiremos aquella tangente común al sol y luna, para la cual quedan los centros de estos al mismo lado de ella, y el punto en que encuentre á la línea de los centros será el vértice del cono de sombra; trazando ahora los radios del sol y luna correspondientes á los puntos de tangencia, y una paralela á la línea de los centros por el extremo del radio lunar mencionado, fácilmente se verá que la relación del radio lunar con la diferencia de radios solar y lunar, es la misma que la que tienen la distancia del centro de la luna al vértice del cono de sombra y la distancia de los centros del sol y luna: ó en otros términos, que la primera de las relaciones indicadas, multiplicada por la distancia de los centros lunar y solar, es igual á la distancia del centro de la luna al vértice del cono de sombra.

La relación de que se trata, deducida de los valores que hemos asignado á los diámetros, es precisamente 1.402; cuando el sol y la luna están á sus distancias medias de la tierra, la de sus centros es 11.623,7 diámetros terrestres; luego, en este caso, la distancia del centro de la línea al vértice del cono es de 28,9 diámetros terrestres, distancia menor que la media de la tierra á la luna, por lo cual el vértice del cono no llega al centro de la tierra, y ni aun siquiera á su superficie; cuando el sol se halla á su distancia máxima y la luna á la mínima de la tierra, la de sus centros es 11.821,5 diámetros terrestres; y por consiguiente, la del centro de la luna al vértice del cono de sombra es 29,4 diámetros terrestres, distancia mayor que la mínima de la luna á la tierra, que es de 27,9; luego, en este caso, el cono de sombra no sólo llega á la superficie terrestre, sino también hasta 1,5 diámetros más allá de ella; de lo cual resulta la posibilidad del eclipse total.

Con la distancia del vértice del cono al centro de la luna, y con la de la luna á la tierra, puede determinarse la porción de superficie terrestre que queda comprendida en la sombra, ya se encuen-
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tren los centros del sol y luna en línea con el de la tierra, ó ya algo separados de ésta; en el primer caso, y suponiendo el sol á la máxima y la luna á la mínima distancia de la tierra, el radio de la porción de superficie terrestre comprendido en la sombra es de unas 79 millas.

En el espacio de una hora, la luna se acerca al sol treinta minutos de arco, que corresponden en la tierra á 1680 millas, y esta cantidad puede mirarse como la velocidad horaria de la sombra en aquella región en que el eje del cono de sombra es perpendicular á la superficie terrestre, y hecha abstracción del movimiento de la tierra alrededor de su eje: para otra posición cualquiera, se modifica por razon de la inclinación; y, en todos casos, la velocidad real de la sombra sobre la superficie de nuestro planeta, es la que resulta de la combinación de ambas velocidades.

El mayor valor á que puede llegar el diámetro angular de la luna, visto desde un punto de la superficie terrestre, es de unos 34'-8'', y el menor del del sol de 31'-30'', cuya diferencia es 2'-38''; y como la luna se acerca al sol á razon de 30' por hora, es claro que la mayor duración de un eclipse total (prescindiendo de la rotación de la tierra) será el tiempo que la luna emplee en acercarse al sol en una cantidad igual á la diferencia de aquellos diámetros, que fácilmente se halla ser de unos cinco minutos; pero en virtud del movimiento giratorio de la tierra, la duración de un eclipse total de sol puede llegar á ser de unos ocho minutos para un observador colocado en el Ecuador.

Volvamos ahora á considerar el movimiento de la luna en su órbita real, cuya inclinación á la elíptica es de 5°; es evidente que, por esta sola causa, no siempre que la luna se encuentre hácía el lado del sol, vistos ambos desde la tierra, podrá eclipsar al último; y también lo es, que para que llegue á suceder eclipse, es preciso que, al mismo tiempo de la luna nueva, se encuentre el astro próximo á la línea de los nodos; si esto sucede, como los diámetros del sol y luna son al poco más ó menos de 16 minutos, bastará que el centro de la luna diste de la eclíptica unos 32 minutos para que pueda eclipsarse el sol, en todo ó en parte, para un observador colocado en el centro de la tierra; calculando, con los valores extremos de los semi-diámetros lunar y solar, las distancias del centro de la luna á la eclíptica, ó la distancia del sol á que debe hallarse el nodo lunar para que sea posible un eclipse,
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se encuentra que, cuando al suceder una línea nueva, la distancia del nodo de la órbita lunar al sol es menor que 18°-20', es posible un eclipse; y que, cuando dicha distancia es menor que 15°-25', es seguro.

El determinar si un eclipse es visible en un cierto lugar de la tierra, si será en él parcial, total o anular, y el predecir los momentos de cada una de sus circunstancias, es simplemente cuestión de cálculos más o menos prolijos; y el lector no extrañará que puedan hacerse estas predicciones con gran exactitud, sabiendo que las tablas astronómicas permiten designar de antemano el lugar del cielo que ha de ocupar un astro en un tiempo determinado y su magnitud aparente.

Las efemérides astronómicas que se publican en diversos países, contienen generalmente los anuncios de los eclipses que han de suceder durante el año para que están calculadas; y aun suelen representar en mapas las circunstancias principales de cada uno de ellos por medio de líneas trazadas con los resultados del cálculo: si el lector tiene á la vista una de ellas, por ejemplo el Almanaque náutico español correspondiente al presente año, podrá ver en él dos láminas, la primera de las cuales representa la marcha general del eclipse de sol de 22 de Diciembre, y la segunda, la de la sombra lunar en la Península española; por medio de la última, cualquiera que desee observar la totalidad, se encontrará en estado de elegir una estación conveniente, que si quiere disfrutar del fenómeno todo el tiempo que éste puede durar ha de estar situada en la línea de centralidad: esta pasa muy cerca de Sanlúcar de Barrameda, al Sur de Arcos y Ubrique, al Norte de Paterna y Jimena, y termina en Estepona; si no le importa perder 5 centésimos de la duración de la totalidad, puede elegir á Ayamonte, Huelva, Lebrija, Cádiz, San Fernando, Medina, etc. La duración del eclipse total en Sanlúcar es 2' 8"; en San Fernando 2' 3", y en Estepona 2' 10".

No se crea que lo que, de un modo sucinto, hemos expuesto acerca del conocimiento anterior de la época en que ha de suceder un eclipse y del cálculo de sus particularidades, es conocido desde hace mucho tiempo: los antiguos conocieron el fenómeno de los eclipses, y aun, si hemos de creer á Herodoto, Thales de Mileto sabía predecirlos; pues este historiador cuenta que anunció á los de Jonia el eclipse que dió fin á la guerra entre Cixares y
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Alyates; pero es muy dudoso que la citada prediccion se extienda hasta las circunstancias de la totalidad, puesto que, en tiempos posteriores, el célebre Ticho-Brahe negaba la posibilidad de los eclipses totales de sol, fundándose en medidas defectuosas de los diámetros lunares; negacion que quedó destruida muy poco después de su muerte por el eclipse total de sol que ocurrió en Diciembre de 1601. Los Caldeos llegaron á predecir los eclipses sirviéndose del periodo llamado Saros, que no es otra cosa que un período de 6535 días, al cabo de los cuales el sol y la luna vuelven á ocupar idénticas posiciones con respecto al nodo de la órbita lunar, como fácilmente se ve multiplicando 29*53, intervalo de una revolución de la luna alrededor de la tierra, por 223; y 346*62, duración de una revolución del nodo lunar con respecto al sol, por 19: este período, agregado á la fecha de un eclipse de sol, da la en que se verifica otro: así, por ejemplo, el dia 11 de Diciembre de 1852 (cuenta civil) ocurrió un eclipse de sol; si á esta fecha se agrega el número de días del período, se viene á parar al 22 de Diciembre de 1870. Bien se ve que esto no es más que una grosera aproximación, y que no es suficiente para predecir todas las circunstancias de un eclipse; esto no es posible sino por medio de las tablas astronómicas, cuyo grado de exactitud es hoy tal, que permite calcular de antemano estos y otros fenómenos con extraordinaria aproximación.

Los eclipses totales de sol en determinada región de la tierra son poco frecuentes; en el espacio de diez y ocho años hay, por término medio, veintidos eclipses que pueden ser anulares ó totales; y, como la extension de la zona de totalidad es muy corta, es difícil que pase por un mismo punto en eclipses separados por un corto intervalo de tiempo; así, por ejemplo, el último eclipse total que se observó en España fué el de 1860; y después del de veintidos de Diciembre, no volverá á verse otro en nuestra Peninsula hasta 1900.

Los eclipses solares, considerados bajo el punto de vista puramente astronómico, permiten deducir resultados de varias clases: su observación en un punto solo de la tierra conduce á una determinación muy exacta de la posición de la luna relativamente al sol; si el eclipse es total ó anular, la misma observación da el diámetro angular de la luna, comparado con el del sol: si la observación se hace en dos lugares, como la de cada uno permite de-
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ducir la hora local en que se verían la luna y el sol en la misma posición determinada respecto de la tierra, es claro que la comparación de estas horas dará la diferencia de longitud de las dos estaciones: si la posición relativa de dos lugares en que se observe un eclipse es conocida, como la observación de cada punto determina la posición de la luna con respecto al sol en un instante conocido, éstas podrán emplearse para obtener la distancia de la luna á cualquiera de los puntos de observación. Los eclipses que más resultados de esta clase pueden dar son los totales ó anulares, que precisamente son aquellos cuya observación puede hacerse con más seguridad.

Pocos son los instrumentos necesarios para la observación astronómica de un eclipse; un regular anteojos montado en un pié que le dé suficiente estabilidad, y provisto de vidrios oscuros, un péndulo ó cronómetro, y un instrumento por cuyo medio pueda obtenerse lo que el cronómetro adelanta ó atrasa con respecto al tiempo medio ó sidéreo, son suficientes para hacer la observación, que está reducida á anotar los momentos que indica el cronómetro al tocarse los límbos de sol y luna, tanto al principio como al fin del eclipse, y al principio y fin de la totalidad: de todos estos momentos, el más difícil de anotar es el del primer contacto de los límbos de sol y luna, en razón á que, aun cuando de antemano se conoce el punto del disco solar en que ha de ocurrir, no puede tenerse seguridad del contacto sino cuando ya se ve una parte de la luna, aunque sea muy pequeña, interrumpiendo la regularidad de la figura del disco solar. Los astrónomos miden también, durante el curso del eclipse, las distancias de cuernos, esto es, el valor angular de la cuerda que une los puntos en que se cortan las circunferencias, que á la vista terminan los discos del sol y luna, empleando para el efecto heliómetros ó micrómetros de diversas especies: estas mediciones permiten deducir las distancias respectivas de los centros de sol y luna; y por medio de la velocidad relativa de los centros de los dos astros, se obtienen las distancias que corresponden á otro momento cualquiera, lo que en último resultado equivale á repetidas observaciones de los contactos.

Las observaciones de éste y de cualquier otro fenómeno astronómico, hechas á vista y oído, es decir, anotando al oído el momento de un reloj en que la vista percibe un fenómeno cualquiera, adolecen de los errores que provienen del modo de ver y de apre-
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ciar cada persona: existen siempre diferencias en los momentos de la ocurrencia de un mismo fenómeno, observados por las personas prácticas en esta clase de trabajos, aun cuando observen en igualdad de condiciones; á éstas hay que agregar las que provienen de la diversidad de los medios que se emplean por cada observación: para anular ó reducir estas diferencias, en cuanto es posible, se ha imaginado suprimir al observador y hacer que los fenómenos se registren por sí mismos. Para obtener este resultado, en el caso actual se ha recurrido á la fotografía; una plancha fotográfica, preparada para obtener una impresión casi instantánea, colocada en una cámara oscura que sigue el movimiento del sol, recibe la imagen de éste y de la luna; y un número suficiente de estas imágenes obtenidas durante el curso del eclipse permiten deducir, no sólo los momentos de contacto, sino también la posición relativa de los centros de sol y luna en cualquier momento. Para producir el movimiento de la cámara oscura se emplea ésta como ocular de un anteojos ó telescopio de los que se llaman ecuatoriales, y que siguen el curso de un astro, á lo menos en un breve intervalo, por medio de un movimiento de relojería. El error de apreciación del tiempo se reduce también, en gran parte empleando un cronógrafo, que no es más que un aparato dispuesto de modo que una corriente eléctrica establecida á través de un péndulo, hace marcar en él los momentos en que aquel bate los segundos.

No todos los aficionados que quieran observar el eclipse de Diciembre estarán en posesión de los instrumentos necesarios para hacer una observación astronómica completa: los que tengan anteojos, cronómetro e instrumento para determinar tiempo, pueden hacer la observación de los momentos de los contactos, y éstos podrán utilizarse en nuestros observatorios, con tal que sus autores den todas las noticias necesarias para poder formar juicio del grado de confianza que merecen: los que sólo posean un reloj de segundos, con tal que su marcha sea regular, pueden hacer una observación útil: esta es la duración de la totalidad, que pueden obtener bastante exactamente dos personas, dedicándose la una de ellas á contar los segundos en el reloj en voz alta, y la otra á notar el momento en desaparece por completo la luz del sol y aquel en que vuelve á reaparecer. Una serie de observaciones de este género, hechas á lo ancho de la zona de la totalidad, permitirá deducir resultados apreciables.