La Lluna, com tots els cossos del Sistema Solar excepte el Sol, no produeix llum. Si habitualment la veiem és perquè sobre la seva superfície es reflexa la llum que prové d'ell.
Els eclipsis de Lluna es donen quan la Terra queda situada entre la Lluna i el Sol, cosa que només pot passar amb Lluna plena. Això fa que la Lluna quedi immersa en el con d'ombra de la Terra: els raigs del Sol ja no arriben a la seva superfície. Si la Lluna només s'endinsa en part en l'ombra de la Terra, es produeix un eclipsi parcial. Per contra, quan s'endinsa per complet, té lloc un eclipsi total.
Però a part de l'ombra en si, els objectes, si estan il·luminats per una font de llum extensa (no puntual), projecten també una ombra més tènue, anomenada penombra (veure figura) que es produeix en tots els punts de l'espai als quals pot arribar la llum procedent d'algunes zones de la font, però no de la font en la seva totalitat.
Posicions del Sol, la Terra i la Lluna en un eclipsi lunar. Naturalesa de l'ombra i la penombra.
No està a escala.
Es pot donar el cas que la Lluna penetri sols en la penombra; en aquests casos el que té lloc és un eclipsi penombral de Lluna.
Al llarg d'un eclipsi de Lluna, el nostre satèl·lit ha de travessar, completament o en part, la penombra i/o l'ombra. En aquests processos hi ha una sèrie de moments d'especial importància, que s'enumeren a continuació:
En la llista anterior, entre parèntesis, apareixen els codis que es fan servir en els gràfics que consten en les fitxes que la NASA publica per a cada eclipsi i que es troben en les pàgines informatives de Serviastro.
Detall de la fitxa tècnica de l'eclipsi del 3 de març de 2007.
Cortesia de F. Espenak, NASA's
GSFC - 2006 April 20
http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/eclipse.html
Durant el transcurs de l'eclipsi, pot observar-se com la Lluna entra a la zona de penombra. En aquesta fase, els canvis són gairebé inapreciables. Si l'eclipsi no és penombral, a continuació el disc comença a entrar a la zona d'ombra pròpiament dita. En aquest punt, una part del disc lunar es veu fosc, mentre que l'altra part encara està il·luminada. Si l'eclipsi és parcial, això és tot el que pot veure's, ja que la Terra i la Lluna no es troben prou alineades perquè la totalitat de la Lluna s'introdueixi en l'ombra de la Terra. En canvi, si l'eclipsi és total, la Lluna s'anirà endinsant en l'ombra de la Terra fins que tot el disc quedi a les fosques. En aquest moment, s'inicia la fase de totalitat durant la qual, curiosament, la Lluna no desapareix completament, sinó que agafa una tonalitat vermellosa.
L'astrònom fràncès André-Louis Danjon va proposar una escala per avaluar l'aparença visual de la Lluna en un eclipsi: brillantor i color.
Els eclipsis de Lluna són un dels fenòmens més senzills d'observar i també dels més bonics. Només cal buscar un lloc des d'on es pugui veure la Lluna i posar-se còmode. Per tal de veure l'esdeveniment amb més detall, es poden utilitzar uns prismàtics o un petit telescopi. D'aquesta manera es pot veure, per exemple, com l'ombra de la Terra va ocultant cadascun dels cràters de la superfície lunar.
Un eclipsi de Lluna es pot veure des de qualsevol punt de la Terra on sigui de nit1. Així doncs, i a diferència del que passa amb els eclipsis de Sol, els de Lluna poden veure's des de més de la meitat de la superfície de la Terra.
1_ El que realment importa no és que sigui de nit o de dia, sinó que la Lluna estigui per sobre de l'horitzó. Donat que els eclipsis de Lluna només poden tenir lloc quan aquesta és plena, exigir que sigui de nit o que la Lluna estigui per sobre de l'horitzó és el mateix, ja que la Lluna plena (i només la Lluna plena) surt quan es pon el Sol.
Tot seguit es mostren els últims 5 eclipsis de Lluna visibles totalment o parcial des de Barcelona:
La llista següent contempla els propers 5 eclipsis de Lluna que seran visibles totalment o parcial des de Barcelona:
Existeix un comportament cíclic en els eclipsis que fa que cada 18,6 anys hi hagi dos eclipsis molt semblants. Aquests eclipsis s'agrupen en sèries, anomenades sèries Saros. Es podria pensar que tots els eclipsis pertanyents a una mateixa sèrie són molt semblants, però la realitat és que a mesura que es va avançant en la sèrie, els eclipsis evolucionen: comencen sent penombrals, després passen a parcials, a continuació són totals, després parcials de nou i penombrals per acabar. Després de l'últim eclipsi penombral, la sèrie s'esgota, havent pogut durar més de 1500 anys.
L'apogeu i el perigeu són dos punts especials de l'òrbita de la Lluna i de tots els altres cossos que orbiten entorn de la Terra, com ara els satèl·lits artificials.
L'apogeu és el punt en què la Lluna es troba més allunyada de la Terra - estrictament, del centre de masses del sistema, que està molt a prop del centre de la Terra - i el perigeu el punt en què es troba més pròxima.
Aquests punts extrems de qualsevol òrbita el·líptica s'anomenen de forma genèrica àpsides independentment del cos central.
Donat que la diferència de distàncies a la Terra entre una posició i l'altra és notable, la mida de la Lluna també es veu modificada de forma perceptible.
Les òrbites de la Terra entorn el Sol, i la Lluna al voltant de la Terra no estan en el mateix pla, sinó que l'òrbita lunar està lleugerament inclinada : uns 5º.
Els nodes lunars (nodes de l'òrbita de la Lluna) són els dos punts en què el pla de l'eclíptica (en el qual es troben la Terra i el Sol) talla l'òrbita de la Lluna. S'anomena node ascendent a aquell on es troba la Lluna quan passa de la banda sud de l'eclíptica a la nord i anàlogament, s'anomena node descendent a aquell on es troba la Lluna quan passa del costat nord al sud de l'eclíptica.
Aquests dos punts són importants perquè els eclipsis, tant els de Sol com els de Lluna, només poden produir-se si el Sol, la Terra i la Lluna estan aproximadament en la mateixa línia i per tant, cal que el nostre satèl·lit estigui en un dels nodes de la seva òrbita.
Veiem la Lluna fins i tot durant la fase de totalitat dels eclipsis perquè, malgrat que la Terra s'interposa en el camí de la llum des del Sol fins al nostre satèl·lit, alguns raigs encara poden arribar-hi. Això és conseqüència de l'atmosfera terrestre, que desvia alguns raigs de llum i els fa penetrar en l'ombra. Aquesta llum arriba a la Lluna, es reflexa en la seva superfície i arriba de nou a la Terra.
El procés pel qual els raigs de llum es desvien del seu camí rectilini en passar per l'atmosfera és un cas particular d'un fenomen anomenat refracció.
De fet, malgrat que el vermell és el color més habitual, la Lluna no sempre pren el mateix color i la mateixa tonalitat. En cada eclipsi té una aparença diferent, raó per la qual l'astrònom francès André-Louis Danjon va proposar l' escala de graduació de la brillantor de la Lluna durant la fase de totalitat que porta el seu nom.
Centre de l'eclipsi de Lluna del 6 de juliol de 1982
Copyright 2007, Fred Espenak,
www.MrEclipse.com
Centre de l'eclipse del 20-21 de gener de 2000.
Copyright 2007, Fred Espenak,
www.MrEclipse.com
Centre de l'eclipsi del 16 de juliol de 2000.
Copyright 2007, Fred Espenak,
www.MrEclipse.com
Aquesta coloració que pren la Lluna en les fases de totalitat dels eclipsis és conseqüència del fet que la llum que arriba al satèl·lit ha travessat l'atmosfera terrestre. Aquesta, a més de desviar els raigs , afecta de manera diferent cada color: deixa passar amb molta més facilitat el vermell que el blau.
Els fenòmens més importants que participen en aquest procés s'anomenen dispersió Rayleigh i dispersió de Mie, els mateixos que permeten explicar per què el cel és blau, el Sol groc quan està alt en el cel i vermellós quan està baix, tant en la sortida com en la posta, o per què els núvols són blancs.
©Víctor Gómez Jiménez i Salvador Ribas Rubio
Informació sobre el copyright
Departament d'Astronomia i Meteorologia
Universitat de Barcelona
Contacte: serviastro@am.ub.es
