Gerhana matahari

Gerhana matahari (Bahasa Inggeris: Solar eclipse) berlaku apabila kedudukan bulan terletak di antara bumi dan matahari oleh itu menutup cahaya matahari samada separa atau sepenuhnya. Walaupun bulan lebih kecil, bayangan bulan mampu melindungi cahaya matahari sepenuhnya kerana bulan dengan purata jarak 384,400 kilometer adalah lebih dekat kepada bumi berbanding matahari yang mempunyai jarak purata 149,680,000 kilometer.

Geometri

Rajah di sebelah kanan menunjukkan susunan Matahari, Bulan, dan Bumi semasa gerhana matahari. Kawasan kelabu gelap di bawah Bulan merupakan umbra, di mana Matahari tersembunyi sepenuhnya oleh Bulan. Kawasan kecil di mana bayangan gelap umbra menyentuh permukaan Bumi merupakan di mana kawasan gerhana penuh boleh dilihat. Kawasan kelabu cerah yang lebih besar merupakan penumbra, di mana hanya gerhana separuh boleh dilihat.
Orbit Bulan mengelilingi Bumi condong pada sudut lebih sedikit daripada 5 darjah dengan satah orbit Bumi mengelilingi Matahari (ekliptik). Disebabkan itu, pada masa bulan baru, Bulan akan biasanya melepasi atas atau di bawah Matahari. Gerhana suria boleh berlaku hanya apabila bulan baru berlaku berhampiran dengan salah satu daripada titik (dikenali sebagai nod) di mana orbit Bulan bersilang dengan ekliptik.
Seperti yang dinyatakan di atas, orbit Bulan adalah elips. Jarak Bulan dari Bumi boleh berbeza-beza oleh kira-kira 6% dari nilai purata. Maka, saiz ketara Bulan berbeza dengan jarak dari Bumi, dan kesan ini yang membawa kepada perbezaan antara gerhana penuh dan anulus. Jarak Bumi dari Matahari juga berbeza sepanjang tahun, tetapi kesan ini adalah lebih kecil. Rata-rata, Bulan kelihatan lebih kecil sedikit daripada Matahari, jadi majoriti (60%) daripada gerhana pusat adalah anulus. Hanya apabila Bulan berada dekat dengan Bumi berbanding purata (berhampiran perigee) barulah gerhana penuh berlaku.
Bulan mengorbit Bumi pada kira-kira 27.3 hari, relatif dengan rangka rujukan tetap. Ini dikenali sebagai bulan sidereus. Walau bagaimanapun, semasa satu bulan sidereus, bumi telah bergerak dalam laluan mengelilingi Matahari, menjadikannya purata masa antara satu bulan baru dan bulan seterusnya lebih lama daripada bulan sidereus: ia adalah lebih kurang 29.5 hari. Ini dikenali sebagai bulan sinod, dan sepadan dengan apa kita biasanya panggil bulan qamari/bulan lunar.
Bulan melintasi dari selatan ke utara ekliptik pada nod menaiknya, dan sebaliknya pada nod menurun. Walau bagaimanapun, nod orbit Bulan secara beransur-ansur bergerak dalam gerakan songsang, disebabkan oleh tindakan graviti Matahari ke atas pergerakan Bulan, dan mereka membuat kitaran yang lengkap setiap 18.6 tahun. Ini bermakna bahawa masa antara setiap peredaran Bulan melalui nod menaik lebih pendek daripada bulan sidereus. Tempoh ini dipanggil bulan drakonik.
Akhir sekali, perigee Bulan bergerak ke hadapan dalam orbitnya, dan membuat kitaran yang lengkap kira-kira 9 tahun. Masa antara satu perigee dan seterusnya dikenali sebagai bulan anomali.
Orbit Bulan bersilang dengan ekliptik pada dua nod dengan 180 darjah beza. Oleh itu, bulan baru berlaku berhampiran dengan nod tersebut dalam dua tempoh setahun kira-kira enam bulan berasingan, dan akan ada sekurang-kurangnya satu gerhana matahari pada waktu ini. Kadang-kadang, bulan baru berlaku cukup dekat dengan nod tersebut sepanjang dua bulan berturut-turut. Ini bermakna bahawa dalam mana-mana tahun tertentu, akan sentiasa ada sekurang-kurangnya dua gerhana matahari, dan boleh menjadi sebanyak lima kali. Walau bagaimanapun, ada yang hanya sebagai kelihatan gerhana separa, kerana umbra melepasi kutub bumi di utara atau selatan, dan lain-lain adalah pusat gerhana yang hanya di kawasan-kawasan terpencil di Artik atau Antartika.

Laluan

Semasa gerhana pusat, umbra Bulan (atau antumbra, bagi kes gerhana anulus) bergerak dengan pantas dari barat ke timur merentasi bumi. Bumi juga berputar dari barat ke timur, tetapi umbra sentiasa bergerak lebih cepat daripada mana-mana tempat tertentu di atas permukaan Bumi, jadi gerhana selalu kelihatan bergerak ke arah yang lebih kurang barat ke timur merentasi permukaan Bumi (terdapat beberapa pengecualian yang jarang berlaku untuk kes ini yang boleh berlaku semasa gerhana matahari tengah malam di rantau Artik atau Antartika).
Lebar jejak gerhana pusat berbeza bergantung kepada diameter ketara relatif Matahari dan Bulan. Dalam keadaan yang paling baik, apabila gerhana penuh berlaku sangat dekat dengan perigee, jejaknya boleh melebihi 250 km luas dan jangka masa keseluruhan mungkin melebihi 7 minit. Di luar jejak pusat gerhana, gerhana separa biasanya boleh dilihat di kawasan Bumi yang jauh lebih besar.

Kejadian dan kitaran

Gerhana matahari penuh adalah peristiwa yang jarang berlaku. Walaupun ia berlaku di mana-mana tempat di Bumi setiap 18 bulan secara purata, telah dianggarkan bahawa gerhana matahari penuh ini hanya berulang di satu-satu tempat tertentu hanya sekali setiap 370 tahun, secara purata. Gerhana penuh hanya berlaku selama beberapa minit di lokasi itu, kerana umbra Bulan yang bergerak ke arah timur melebihi 1700 km/h. Kepenuhan tidak boleh bertahan lebih daripada 7 min 31 s, dan biasanya lebih pendek: pada setiap alaf (1000 tahun) terdapat biasanya kurang daripada 10 gerhana matahari penuh yang melebihi 7 minit. Kali terakhir ini berlaku adalah pada 30 Jun 1973 (7 min 3 saat). Pencerap di atas kapal pesawat Concorde dapat memanjangkan tempoh kepenuhan itu kepada kira-kira 74 minit dengan terbang di sepanjang laluan umbra Bulan. Gerhana berikut yang melebihi tempoh tujuh minit tidak akan berlaku sehingga 25 Jun 2150. Gerhana matahari penuh paling lama dalam tempoh 8000 tahun dari 3000 SM hingga 5000 AD akan berlaku pada 16 Julai 2186, apabila kepenuhan akan bertahan selama 7 min 29 s. Sebagai perbandingan, gerhana yang paling lama pada abad ke-21 berlaku pada 22 Julai 2009 dan berlangsung selama 6 min 39 saat.
Jika tarikh dan masa sebarang gerhana matahari diketahui, adalah tidak mustahil untuk meramalkan gerhana yang lain menggunakan kitaran gerhana. Dua kitaran tersebut adalah Saros dan juga Inex. Kitaran Saros mungkin kitaran gerhana yang paling terkenal dan salah satu yang paling tepat. Kitaran Inex sendiri ialah suatu kitaran yang kurang tepat, tetapi ia adalah sangat mudah dalam pengelasan kitaran gerhana. Selepas kitaran Saros selesai, kitaran Saros baru bermula satu Inex kemudian, lalu muncul namanya: in-ex. Satu kitaran Saros berlarutan 6,585.3 hari (lebih kurang 18 tahun), yang bermaksud bahawa selepas tempoh ini gerhana yang dikatakan sama akan berlaku. Perbezaan yang paling ketara adalah akan berlaku anjakan 120° pada longitud (disebabkan oleh 0.3 hari) dan sedikit pada latitud. Satu siri Saros sentiasa bermula dengan gerhana separa berhampiran salah satu kawasan kutub Bumi, kemudian beralih seluruh dunia melalui satu siri gerhana anulus atau penuh, dan berakhir di kutub yang bertentangan. Satu siri Saros berlangsung hingga 1226-1550 tahun dengan 69-87 gerhana, dengan kira-kira 40 hingga 60 gerhana pusat.

Kepenuhan akhir

Gerhana matahari pada umumnya adalah peristiwa yang terlampau jarang dalam alam semesta. Ia dilihat di Bumi kerana gabungan keadaan alami secara kebetulan. Walaupun di Bumi, gerhana dari jenis yang biasa kepada kita hari ini adalah fenomena sementara (pada skala masa geologi). Berjuta-juta tahun sebelum ini, Bulan terlalu dekat dengan Bumi dan menutup laluan Matahari sepenuhnya seperti yang berlaku semasa gerhana hari ini; dan berjuta-juta tahun pada masa akan datang, Bulan akan menjadi terlalu jauh untuk berbuat demikian.
Akibat pecutan pasang surut, orbit Bulan mengelilingi Bumi menjadi kira-kira 3.8 cm lebih jauh setiap tahun. Adalah dianggarkan bahawa dalam 600 juta tahun, jarak dari Bumi ke Bulan akan telah meningkat sebanyak 23,500 km, yang bererti bahawa Bulan tidak lagi akan dapat benar-benar meliputi cakera Matahari walaupun apabila Bulan berada pada perigee, dan Bumi di aphelion.
Satu faktor yang merumitkan ialah Matahari juga membesar dalam skala masa ini. Ini lebih menjadikan bahawa Bulan tidak mungkin akan dapat menyebabkan gerhana penuh. Maka, gerhana matahari penuh terakhir di Bumi akan berlaku dalam kurang daripada 600 juta tahun.

Gerhana bersejarah

Gerhana sejarah adalah sumber yang berharga untuk ahli sejarah, kerana membenarkan mereka mengetahui beberapa peristiwa-peristiwa bersejarah dengan tarikh yang tepat, dan dari situ, tarikh dan kalendar masyarakat yang lain boleh disimpulkan. Aryabhata (476–550) membuat kesimpulan teori heliosentrik dalam gerhana matahari. Gerhana matahari pada 15 Jun 763 SM yang disebut dalam teks Assyria adalah penting untuk Kronologi Timur Purba. Turut dikenali sebagai gerhana Bur Sagale, ia adalah gerhana matahari yang paling awal yang disebut dalam sumber-sumber sejarah yang telah berjaya dikenal pasti. Mungkin dakwaan yang paling awal yang masih belum terbukti adalah bahawa ahli arkeologi Bruce Masse yang menuntut berdasarkan beberapa flood myths purba, yang menyebut gerhana matahari penuh, dia menghubungkan gerhana yang berlaku 10 Mei 2807 SM dengan kemungkinan kesan meteor di Lautan Hindi. Terdapat dakwaan lain yang menentukan tarikh gerhana sebelum ini, terutamanya gerhana Mursili II (berkemungkinan 1312 SM), dalam Babylonia, dan juga di China, semasa Tahun Kelima (2084 SM) rejim dinasti Maharaja Zhong Kang of Xia, tetapi ini sangat dipertikaikan dan bergantung kepada banyak andaian.
Herodotus menulis bahawa Thales dari Miletus meramalkan gerhana yang berlaku semasa perang antara Medes dan Lydia. Askar kedua-dua pihak meletakkan senjata dan mengisytiharkan keamanan disebabkan oleh gerhana. Gerhana yang mana terlibat sebenarnya masih tidak dapat dipastikan, walaupun isu ini telah dikaji oleh beratus-ratus pihak kuno dan moden. Satu calonnya berkemungkinan besar berlaku pada 28 Mei 585 SM, mungkin berhampiran dengan Sungai Halys di tengah-tengah Turki moden.
Gerhana anulus Matahari berlaku di Sardis pada 17 Februari 478 SM, manakala Xerxes telah berangkat ke ekspedisi menentang Yunani, kerana Herodotus mencatatkan. Hind and Chambers considered this absolute date more than a century ago. Herodotus juga melaporkan bahawa satu lagi gerhana matahari diperhatikan di Sparta pada tahun yang akan datang, pada 1 Ogos 477 SM. Langit tiba-tiba gelap di tengah-tengah hari, selepas peperangan Thermopylae dan Salamis, selepas keberangkatan Mardonius ke Thessaly pada awal musim bunga (477 SM) dan serangan kedua di Athens, selepas kembalinya Cleombrotus ke Sparta. Tarikh-tarikh konvensional moden adalah berbeza satu atau dua tahun, dan bahawa kedua-dua rekod gerhana ini telah diabaikan setakat ini. The Chronicle of Ireland mencatatkan gerhana matahari pada 29 Jun 512 M dan gerhana matahari dilaporkan berlaku semasa Pertempuran Stiklestad pada bulan Julai 1030.
Dalam epik India Mahabharata kejadian itu adalah berkaitan hari yang ketiga belas apabila Arjun bersumpah untuk membunuh Jayadrath menjelang senja, untuk membalas dendam kematian Abhimanyu di tangan Jayadratha. What may only be described as a solar eclipse brought Jayadrath out to celebrate his surviving the day, only to have the sun reappear and Arjun killed Jayadrath. Dalam epik tersebut, ahli-ahli astronomi telah menghitung semua pasangan gerhana yang mungkin sepadan dengan perbezaan masa di atas dan yang boleh dilihat dari Kurukshetra, medan perang Mahabharata. 3129 SM dan 2559 SM kelihatan calon terbaik untuk perang Mahabharata 
Usaha telah dilakukan untuk menentukan tarikh sebenar Good Friday melalui gerhana matahari, tetapi kajian ini tidak memberi hasil yang muktamad. Penyelidikan telah menampakkan ketidakupayaan gerhana matahari bertindak sebagai penerangan bagi Good Friday yang direkodkan mempunyai ciri-ciri gerhana penyaliban. (Good Friday dicatatkan berlaku pada Passover, yang juga direkodkan berlaku pada atau hampir dengan masa bulan penuh.)
Ahli astronomi Cina purba Shi Shen (abad keempat SM) mengetahui hubungan bulan dalam gerhana matahari, sebagaimana dalam tulisan beliau yang meramalkannya dengan menggunakan kedudukan relatif bulan dan matahari. Teori 'pengaruh terpancar' untuk gerhana matahari (iaitu, cahaya bulan adalah semata-mata cahaya yang terpancar daripada matahari) telah wujud dalam pemikiran Cina sejak kira-kira abad keenam SM (dalam Zhi Ran Zhi Ni Zi), dan ditentang oleh ahli falsafah Cina Wang Chong (27–97 M), yang memaklumkan secara jelas dalam tulisan beliau bahawa teori ini bukan sesuatu yang baru. Ini boleh dikatakan penulisan Jing Fang pada abad pertama SM, yang menyatakan:
Bulan dan planet adalah Yin; mereka mempunyai bentuk tetapi tiada cahaya. Ini mereka menerima hanya apabila matahari menerangi mereka. Tuan-tuan yang terdahulu menganggap matahari sebagai bulat seperti peluru busur silang, dan mereka menyangka bulan mempunyai sifat cermin. Ada di antara mereka yang mengiktiraf bulan sebagai bola juga. Bahagian-bahagian bulan yang matahari terangi kelihatan cerah, bahagian-bahagian yang tidak, kekal gelap.
Orang Yunani purba mengetahuinya juga, sejak Parmenides dari Elea, sekitar 475 SM, yang menyokong teori bulan bersinar kerana cahaya yang dipantulkan, dan telah diterima pada zaman Aristotle juga. Ahli astronomidan pencipta Cina Zhang Heng (78–139 M) menulis tentang kedua-dua gerhana matahari dan gerhana bulan dalam penerbitan Ling Xian di 120 CE, menyokong teori terpancar bahawa telah Wang Chong tentang (Wade-Giles):
Matahari adalah seperti api dan bulan seperti air. Api memberikan cahaya dan air memantulkannya. Oleh itu kecerahan bulan ini dihasilkan daripada cahaya matahari, dan kegelapan bulan (pho) adalah disebabkan (cahaya) matahari dihalang (pi). Sisi yang menghadap matahari diterangi sepenuhnya, dan bahagian yang jauh dari itu gelap. Planet (dan juga bulan) mempunyai sifat air dan memantulkan cahaya. Cahaya mencurah-curah dari matahari (tang jih chih chhung kuang) tidak selalu sampai ke bulan kerana halangan (pi) bumi itu sendiri-ini dipanggil 'an-hsü', gerhana bulan. Apabila (kesan yang sama) berlaku dengan planet (kami memanggilnya) pertemuan (hsing wei); apabila bulan melintas merentasi (kuo)(laluan matahari) maka adanya gerhana matahari (shih).
Saintis dan negarawan Cina kemudiannya Shen Kuo (1031–1095 M) juga menulis tentang gerhana, dan hujah beliau mengapa objek-objek angkasa bulat serta sfera dan bukannya rata (spelling Wade-Giles):
Pengarah [Balai Cerap Astronomi] bertanya kepada saya tentang bentuk matahari dan bulan; sama ada mereka seperti bola atau kipas (rata). Jika mereka seperti bola mereka pasti akan menghalang (ai) antara satu sama lain apabila mereka bertembung. Saya menjawab bahawa objek-objek angkasa sudah tentu seperti bola. Bagaimana kita tahu ini? Oleh mengambang dan menyusutnya (ying khuei) bulan. Bulan sendiri tiada memberikan cahaya, tetapi seperti bola perak; cahaya itu cahaya matahari (dipantulkan). Apabila kecerahan itu pertama kali dilihat, cahaya matahari henya kena sedikit, jadi hanya sebelah diterangi dan kelihatan seperti bulan sabit. Apabila matahari beransur-ansur gerak lebih jauh, cahaya yang menerangi mencondong, dan bulan penuh, bulat seperti peluru. Jika separuh sfera disapu dengan serbuk (putih) dan dilihat dari sisi, bahagian yang disapu akan kelihatan seperti bulan sabit; jika dilihat dari depan, ia akan muncul bulat. Oleh itu, kita tahu bahawa objek-objek angkasa adalah bulat...Memandangkan matahari dan bulan adalah bersama (ho) dan bertentang (tui) sekali sehari, maka mengapakah mereka mempunyai gerhana hanya sekali-sekala?' Saya menjawab bahawa ekliptik dan laluan bulan adalah seperti dua cincin, berkedudukan atas satu sama lain (hsiang tieh), tetapi berjauhan dengan jumlah yang kecil. (Jika keserongan ini tidak wujud), matahari akan gerhana apabila kedua-dua jasad bersama, dan bulan akan gerhana apabila mereka betul-betul dalam kedudukan. Tetapi (sebenarnya) walaupun mereka berada pada darjah yang sama, dua laluan itu tidak (sentiasa) berhampiran (antara satu sama lain), jadi secara semula jadi jasad tersebut tidak (mengganggu) satu sama lain.
Gerhana telah ditafsirkan sebagai petanda, atau tanda-tanda kekuasaan, terutamanya apabila dikaitkan dengan pertempuran. Pada 22 Januari 1879 batalion British telah dibunuh oleh pahlawan-pahlawan Zulu semasa Perang Zulu di Afrika Selatan. Pada 2:29 petang, berlakunya gerhana matahari. Konflik ini telah dinamakan sebagai Pertempuran Isandlwana, nama Zulu untuk berperang diterjemahkan sebagai "hari bulan orang mati".

Pencerapan dan tontonan

Melihat secara langsung pada fotosfera Matahari (cakera terang Matahari), walaupun hanya beberapa saat, boleh menyebabkan kerosakan kekal pada retina mata, kerana sinaran melampau yang boleh dilihat dan tidak dapat dilihat yang fotosfera pancarkan. Kerosakan ini boleh mengakibatkan kerosakan kekal pada penglihatan, sehingga dan termasuklah buta. Retina ini tidak mempunyai sensitiviti terhadap kesakitan, dan kesan-kesan kerosakan retina tidak akan muncul selama beberapa jam, maka tidak ada amaran bagi kecederaan yang berlaku.
Di bawah keadaan biasa, Matahari begitu terang sehingga adalah sukar untuk ditenung secara langsung, maka tidak ada kecenderungan untuk melihatnya dengan cara yang mungkin akan merosakkan mata. Walau bagaimanapun, semasa gerhana, dengan begitu banyak Matahari dilindungi, ia adalah lebih mudah dan lebih menarik untuk ditenung. Malangnya, melihat Matahari semasa gerhana adalah sama bahaya seperti melihatnya di luar gerhana, kecuali dalam tempoh kepenuhan yang singkat, apabila cakera Matahari benar-benar dilindungi (kepenuhan berlaku hanya semasa gerhana penuh dan hanya seketika sahaja; ia tidak berlaku semasa gerhana separa atau cincin). Melihat cakera Matahari melalui apa-apa jenis alat bantuan optik (teropong, teleskop, atau pun kamera pemidang tilik optik) amat berbahaya.
Memandang ke arah Matahari dengan semua atau sebahagian besar daripada cakeranya boleh dilihat tidak mungkin mengakibatkan kecederaan kekal kepada keseluruhan, memandangkan anak mata akan menutup dan mengurangkan kecerahan seluruh kejadian. Apabila kepenuhan gerhana sudah hampir berlaku, cahaya purata yang rendah menyebabkan anak mata untuk membuka lebih besar. Malangnya bahagian baki Matahari masih terang, jadi ia kini lebih cerah pada retina berbanding apabila melihat Matahari penuh. Memandangkan mata mempunyai fovea kecil, untuk tatapan terperinci, kecenderungan adalah untuk menjejak imej ke bahagian terbaik retina, lalu menyebabkan kerosakan.

Gerhana separa dan anulus

Melihat Matahari semasa gerhana separa dan anulus (dan semasa gerhana di luar tempoh kepenuhan yang singkat) memerlukan perlindungan mata khas, atau kaedah tontonan tidak langsung, jika ingin mengelakkan kerosakan mata. Cakera Matahari boleh dilihat dengan menggunakan penapisan sesuai untuk menyekat bahagian sinaran Matahari yang berbahaya. Cermin mata hitam tidak menjadikan melihat matahari selamat. Hanya penuras suria yang direka bentuk dan disahkan boleh digunakan untuk tatapan langsung cakera Matahari. Terutamanya, penuras buatan sendiri menggunakan objek biasa seperti yang cakera liut dikeluarkan daripada bekasnya, cakera padat, filem slaid warna hitam, dan lain-lainnya mesti dielakkan walau apapun yang mungkin telah dikatakan dalam media.
Cara yang paling selamat untuk melihat cakera Matahari adalah dengan unjuran tidak langsung. Ini boleh dilakukan dengan memancarkan imej cakera pada sekeping kertas putih atau kad menggunakan sepasang binokular (dengan salah satu daripada kanta dilindungi), teleskop, atau sekeping kadbod dengan lubang kecil padanya (kira-kira 1 mm diameter), sering dipanggil kamera lubang jarum. Imej unjuran Matahari kemudian boleh dengan dilihat selamat; teknik ini boleh digunakan untuk melihat tompok matahari, dan juga gerhana. Perhatian perlu diambil, bagaimanapun, untuk memastikan bahawa tidak ada yang melihat terus melalui projektor (teleskop, lubang jarum, dll). Melihat cakera Matahari pada skrin paparan video (yang disediakan oleh video kamera atau kamera digital) juga selamat, walaupun kamera itu sendiri boleh rosak akibat pendedahan langsung kepada Matahari. Pencari pandangan optik disediakan dengan beberapa kamera video dan digital tidak selamat.
Dalam laluan gerhana separa, kita tidak akan dapat melihat korona atau langit hampir gelap sepenuhnya, namun, bergantung kepada berapa banyak cakera matahari terlindung, sedikit penggelapan boleh dikesan. Jika dua pertiga atau lebih daripada matahari terlindung, maka kesan yang dapat diperhatikan adalah di mana siang itu kelihatan samar-samar, seolah-olah langit mendung, tetapi objek masih membentuk bayang-bayang yang tajam.

Kepenuhan

Adalah selamat untuk memerhatikan keseluruhan fasa gerhana matahari secara terus dengan mata kasar, binokular atau teleskop, hanya apabila fotosfera Matahari benar-benar dilindungi seluruhnya oleh Bulan. Dalam tempoh ini, matahari adalah terlalu malap untuk dilihat melalui penuras. Korona malap Matahari akan dapat dilihat, dan kromosfera, semarak suria, dan mungkin juga suar suria boleh dilihat. Walau bagaimanapun, melihat Matahari selepas kepenuhan boleh membahayakan.
Apabila bahagian fotosfera yang boleh dilihat yang semakin mengecil, manik Baily akan berlaku. Ini adalah disebabkan oleh cahaya matahari yang masih mampu untuk sampai ke Bumi melalui lembah bulan, tetapi terlindung oleh pergunungan bulan. Kepenuhan kemudian bermula dengan kesan cincin berlian, denyar terang terakhir cahaya matahari.
Pada akhir kepenuhan, kesan yang sama akan berlaku secara terbalik, dan di bahagian bertentangan bulan.

Fotografi

Mengambil gambar gerhana boleh dilakukan dengan peralatan kamera yang agak biasa. Bagi membolehkan cakera matahari/bulan boleh dilihat dengan mudah, pembesaran kanta telefoto yang agak tinggi is needed (70–200 mm untuk kamera 35 mm), dan untuk cakera untuk mengisi kebanyakan bingkai, kanta yang lebih panjang diperlukan (lebih 500 mm). Seperti melihat matahari secara langsung, melihat melalui pemidang tilik kamera boleh menghasilkan kerosakan pada retina, jadi dinasihatkan berwaspada.

Cerapan lain

Bagi ahli astronomi, gerhana matahari penuh memberi peluang yang jarang untuk memerhatikan korona (lapisan luar atmosfera Matahari). Biasanya ini tidak kelihatan kerana fotosfera adalah lebih cerah daripada korona. Berdasarkan titik dicapai dalam kitaran suria, korona mungkin kelihatan kecil dan simetri, atau besar dan kabur. Hal ini sangat sukar untuk diramalkan sebelum kepenuhan.
Semasa gerhana matahari, pencerapan khas (tidak langsung) juga boleh dicapai dengan mata kasar sahaja. Biasanya tompok cahaya yang jatuh melalui bukaan kecil di antara daun pokok, mempunyai bentuk yang bulat. Ini adalah imej Matahari. Semasa gerhana separa, tompok cahaya akan menunjukkan bentuk separa Matahari, seperti yang dilihat pada gambar.
Satu lagi fenomena yang terkenal adalah jalur bayang (juga dikenali sebagai bayang terbang), yang serupa dengan bayang di bahagian bawah kolam renang. Ia hanya berlaku sebaik sebelum dan selepas kepenuhan, dan sangat sukar untuk diperhatikan. Banyak pemburu gerhana profesional tidak pernah dapat menyaksikannya.
Semasa gerhana separa, kesan berkaitan yang boleh dilihat adalah anisotropi dalam bayang-bayang objek. Terutamanya jika gerhana separa adalah hampir kepenuhan, bahagian matahari yang tidak ditutupi bertindak sebagai sumber garis anggaran cahaya. Ini bermakna bahawa objek membentuk bayang-bayang yang mempunyai penumbra yang sangat sempit pada satu arah, tetapi penumbra lebar pada arah yang berserenjang.

Pencerapan 1919

Pencerapan gerhana matahari 29 Mei 1919 membantu untuk mengesahkan teori kerelatifan am Einstein. Dengan membandingkan jarak yang jelas di antara dua bintang, dengan dan tanpa Matahari di antara mereka, Arthur Eddington menyatakan bahawa ramalan teori mengenai kanta graviti telah disahkan, walaupun kini nampaknya data tersebut adalah samar-samar pada masa itu. Pencerapan dengan Matahari antara bintang hanya boleh dilakukan semasa kepenuhan, kerana bintang dapat dilihat ketika itu.

Anomali graviti

Terdapat sejarah yang panjang tentang pemerhatian fenomena graviti yang berkaitan semasa gerhana matahari, terutama sekitar waktu kepenuhan. Pada tahun 1954 dan sekali lagi pada tahun 1959, Maurice Allais melaporkan bahawa pemerhatiannya tentang pergerakan pelik/tidak dapat dijelaskan semasa gerhana matahari. Fenomena ini kini dikenali sebagai Kesan Allais. Begitu juga, Saxl dan Allen pada tahun 1970 memerhatikan satu lagi perubahan secara tiba-tiba dalam gerakan bandul kilasan, dan fenomena ini dikenali sebagai kesan Saxl.
Satu pemerhatian yang diterbitkan baru-baru ini berkenaan gerhana matahari pada tahun 1997 oleh Wang et al. mencadangkan kemungkinan kesan perlindungan graviti, walaupun terdapat perdebatan serius. Kemudian pada tahun 2002, Yang dan Wang menerbitkan analisis data terperinci mencadangkan bahawa fenomena ini masih tidak dapat dijelaskan. Lebih banyak kajian yang dirancang oleh NASA dan ESA pada dekad akan datang.

Sebelum matahari terbit, selepas matahari terbenam

Fenomena pembiasan atmosfera menjadikannya tidak mustahil untuk melihat Matahari (dan gerhana matahari) walaupun ia sedikit di bawah ufuk langit. Walau bagaimanapun, adalah untuk mungkin gerhana matahari mencapai kepenuhan (atau sekiranya berlaku gerhana separa, hampir kepenuhan) sebelum (visual dan sebenar) matahari terbit atau selepas matahari terbenam dari lokasi tertentu. Apabila ini berlaku tidak lama sebelum kepenuhan itu, langit akan kelihatan lebih gelap daripada yang sepatutnya sebaik sebelum matahari terbit atau selepas matahari terbenam. Pada kesempatan ini, objek (terutamanya planet, sering Utarid) mungkin boleh dilihat berhampiran titik matahari terbit atau matahari terbenam di kaki langit sedangkan ia tidak mungkin dapat dilihat tanpa gerhana.

Gerhana dan transit

Pada dasarnya, kejadian serentak gerhana solar dan transit planet adalah mungkin. Tetapi peristiwa-peristiwa ini adalah amat jarang berlaku kerana jangka masanya yang pendek. Kejadian serentak gerhana Matahari dan transit Utarid seterusnya dijangkakan akan berlaku pada 5 Julai 6757, dan gerhana Matahari dan transit Zuhrah pula dijangka pada 5 April 15232.
Hanya lima jam selepas transit Zuhrah pada 4 Jun 1769, terdapat gerhana matahari penuh, yang boleh dilihat di Amerika Utara, Eropah, dan Asia Utara sebagai gerhana matahari separa. Ini adalah perbezaan masa terkecil antara transit planet dan gerhana matahari pada masa lalu dalam sejarah.
Lebih biasa, tetapi masih jarang, adalah ijtimak mana-mana planet (bukan sahaja Utarid atau Zuhrah) pada masa gerhana matahari, dan dalam keadaan ini planet tersebut akan dapat dilihat sangat dekat dengan gerhana Matahari, yang apabila tanpa gerhana, ia akan hilang dalam silauan Matahari. Pada satu masa, beberapa saintis membuat hipotesis bahawa mungkin ada planet (sering diberi nama Vulcan) yang lebih dekat dengan Matahari berbanding Utarid; satu-satunya cara untuk mengesahkan kewujudannya adalah dengan mencerapnya semasa gerhana matahari. Kini diketahui bahawa planet tersebut tidak wujud. Walaupun masih terdapat beberapa kemungkinan kecil untuk asteroid Vulcanoid wujud, tiada satu pun yang pernah ditemui.

Satelit buatan

Satelit buatan juga boleh melalui di hadapan, atau transit, Matahari seperti yang dilihat dari Bumi, tetapi tiada yang cukup besar untuk menyebabkan gerhana. Pada ketinggian Stesen Angkasa Antarabangsa, sebagai contoh, objek perlu sebesar kira-kira 3.35 km (2.08 mi) untuk menutupi Matahari sepenuhnya. Transit ini adalah sukar untuk diperhatikan, kerana zon penglihatannya adalah sangat kecil. Biasanya satelit itu melewati permukaan Matahari dalam kira-kira satu saat. Sama seperti transit planet, ia tidak cukup mengelapkan.
Satelit buatan juga memainkan peranan yang penting dalam mendokumenkan gerhana matahari. Imej umbra pada permukaan bumi yang diambil dari Mir dan Stesen Angkasa Antarabangsa adalah antara yang paling indah antara semua imej gerhana. Pemerhatian gerhana dari satelit yang mengorbit di atas atmosfera Bumi juga tidak tertakluk kepada keadaan cuaca.
Pemerhatian langsung bagi gerhana matahari penuh dari angkasa adalah jarang. Satu-satunya kes yang didokumenkan adalah Gemini 12 pada tahun 1966. Fasa separa gerhana penuh 2006 boleh dilihat dari Stesen Angkasa Antarabangsa. Pada mulanya, ia kelihatan seolah-olah pembetulan orbit pada pertengahan Mac akan membawa ISS ke dalam laluan kepenuhan, tetapi pembetulan ini ditangguhkan.

Pengukuran meteorologi

Penurunan ketara keamatan sinaran suria berlaku semasa gerhana matahari. Ia mempengaruhi tindakan dalam atmosfera. Perubahan tindakan atmosfera dipaparkan dalam perubahan cuaca piawai dan kuantiti fizikal. Ini boleh dikesan oleh pengukuran suhu udara dan kuantiti meteorologi lain (contohnya: kelembapan udara, suhu tanah, warna sinaran matahari).
Janjang kuantiti biasanya dikesan oleh stesen cuaca khas kerana tempoh gerhana matahari yang singkat terutamanya fasa kepenuhan atau anulus. Sifat-sifat peranti biasanya: pengukuran berkelajuan tinggi, resolusi tinggi, dan sensitiviti. Keputusan yang diperolehi menunjukkan variasi dalam janjang kuantiti meteorologi dan fizikal (contohnya warna cahaya).