ECLISSI

Le eclissi di Sole e di Luna (che per lungo tempo furono causa di terrore per l’umanità; un esempio per tutti: la battaglia fra Medi e Lidi nel VI secolo a.c. fu interrotta da un’eclisse di Sole che terrorizzò i guerrieri!) avvengono per interposizione della Luna tra il Sole e la Terra (eclisse di Sole) che nasconde, eclissa, tutto o in parte il disco solare; o all’interposizione della Terra tra il Sole e la Luna (eclissi di Luna); la Terra intercetta parzialmente o totalmente i raggi che dal Sole andrebbero alla Luna. Si rammenta che la Luna non ha atmosfera. Ricordando che il piano dell’orbita della Luna è inclinato di 5°9′ rispetto all’eclittica, affinché si verifichi un’eclisse di Sole occorre che siano soddisfatte due condizioni:

1) Luna al novilunio, 2) luna in prossimità dell’ eclittica, cioè luna vicina ad uno dei suoi due nodi: la Terra può così intercettare il cono d’ombra della Luna (fig. 1).

Affinché si verifichi un’eclissi di Luna occorre:

1) Luna al plenilunio, 2) luna in prossimità di uno dei suoi nodi: può così entrare nel cono d’ombra della Terra.

Eclisse di Sole

Dopo aver condotto le rette tangenti ai dischi del Sole e della Luna si formano i coni d’ombra aventi i vertici in Ve i coni di penombra aventi i vertici in v; le distanze dei vertici della Luna dipendono dalle reciproche posizioni Sole-Luna.

Si hanno i seguenti casi:

Fig. 1

eclisse totale: il vertice V è dentro o al di là della T erra ad una distanza dal centro della Luna che può raggiungere 59,7 R (quando il Sole è all’apogeo e la Luna al perigeo). La zona KH della superficie terrestre intercetta il cono d’ombra. Gli osservatori della zona, mobile, HK non vedono il sole che è occultato dalla luna.

eclisse centrale: è la fase centrale dell’ eclissi totale; l’osservatore al centro della zona KH è nel piano passante per i centri degli astri.

eclisse anulare: il vertice V non raggiunge la Terra ed è ad una distanza dal centro della Luna che può scendere fino a 57,7 R (quando il sole è al perigeo e la luna all’apogeo). La zona NM della superficie terrestre intercetta il cono opposto del cono d’ombra.

Gli osservatori della zona, mobile, MN vedono una sottile corona circolare della fotosfera non riuscendo, il disco della luna, a coprire l’intero disco del sole.

eclisse parziale: è osservato dagli osservatori che si trovano fuori del cono d’ombra, ma comunque nel cono di penombra di vertice V; a seconda del luogo potrà essere seguito o preceduto dall’eclisse totale- anulare.

Si ricorda, in merito all’ eclissi totale, che la distanza perigea della luna è circa 56 R e che il diametro della Luna è 33′.8 mentre quello medio del Sole è 32′. In merito all’ eclissi anulare si fa presente che la distanza apogea della luna è 63,8 R ed il suo diametro apparente è 29′.3. Alla distanza media Terra-Sole di 23400 R il diametro apparente del sole è 32′.

Eclisse di Luna

Nella fase di plenilunio in vicinanza dell’eclittica la luna si immerge nel cono d’ombra della Terra. Il vertice V dista dal centro della Terra della distanza TV = 216R, valore medio; la distanza Terra-Luna è, in media, 60R. La sezione normale del cono d’ombra, in pratica la distanza tra LI e 0. (fig. 2) è uguale a 0,73R; la luna ha un raggio di circa 0,27 R e pertanto s’immerge totalmente nel cono d’ombra. L’arco (L 1 L 2 ) è ampio 83′.2; il disco lunare ha un diametro apparente di 31′.2.

Per calcolare la durata di un eclisse centrale si esegue il rapporto (83′.2 – 31′.2) : 30′.6 dove 30′.6 è la velocità oraria della rivoluzione sinodica. Il valore del rapporto è l h 42 m circa. La durata di un’eclisse centrale, dal contatto del bordo di levante fino al contatto del bordo di ponente, è 2 h 43 m (83′.2 : 30′.6). Se, come accade in generale, la traiettoria relativa della Luna, rispetto al cono d’ombra, non passa per l’asse, il tempo dell’eclisse si riduce; può anche aversi, come facilmente si può immaginare, un’ eclissi parziale di Luna quando non tutto il satellite entra nel cono d’ombra della T erra. L’eclissi di luna è osservabile da tutti i luoghi della T erra che hanno la luna sopra l’orizzonte, cioè da poco più di mezza superficie terrestre, tenendo conto della rotazione terrestre durante l’eclissi. Avvenendo il fenomeno in plenilunio esso è osservabile durante le ore notturne.

Fig. 2

Non si ha un completo oscuramento del disco lunare; la parte immersa nel cono d’ombra assume colore rosso bruno. Ciò è dovuto al fatto che i raggi solari, nell’attraversare l’atmosfera terrestre,Eclissi e Librazioni della luna 3 subiscono una rifrazione che li fa incurvare con la convessità verso il suolo. Conseguentemente si ha un cono d’ombra ottico completamente buio che ha il vertice a soli 42R. La luna, essendo a 60R, riceve i raggi solari meno rifratti, cioè quelli rossi, donde il colore rosso bruno assunto dal disco lunare durante l’eclissi. Minore importanza e suggestione danno i passaggi della Luna nel cono di penombra, il cui vertice è v; ivi la luna perde parte della sua luminosità.

LIBRAZIONI LUNARI

La Luna compie una rotazione intorno al proprio asse nel medesimo tempo che impiega a rivoluzionare intorno alla Terra: 27 d 7 h 43 m 12 s . In figura 3 l’angolo α , in Pn (α n ), di rivoluzione in un determinato intervallo, è uguale all’angolo α (in L) di rotazione. Il punto A della Luna, centro dell’emisfero che il nostro satellite rivolge alla Terra, rimane sempre sulla congiungente dei centri satellite-pianeta. Se le cose stessero proprio in questi termini si dovrebbe concludere che dalla Terra sarebbe visibile sempre e soltanto la stessa metà della superficie lunare. Ma è facile rendersi conto, anche con un modesto cannocchiale, che sono visibili, periodicamente, altre zone del suolo selenico, limitrofe al circolo delimitante l’emisfero visibile; ciò grazie ad oscillazioni o « librazioni » che consentono di vedere 6/10 della superficie lunare. Un’oscillazione è la librazione in longitudine: la Luna ha una velocità orbitale continuamente variabile, in ossequio alla seconda legge di Keplero. Inoltre la velocità di rotazione intorno al proprio asse non è rigorosamente uniforme.

Queste due cause fanno sì che laα Pn sia lievemente differente da α . Da qui le oscillazioni del punto A dal centro del circolo delimitante l’emisfero visibile della Terra. Una seconda causa è la librazione in latitudine: per capirla cominciamo col dire che se L fosse uno dei due poli della Luna, l’asse polare lunare risulterebbe perpendicolare al piano dell’ orbita (piano del foglio della fig. 3) ed il circolo delimitante passerebbe costantemente per i poli; poiché l’asse di rotazione è inclinato, rispetto alla perpendicolare al piano dell’orbita, di un angolo di 6°,5 circa (così come l’asse terrestre è inclinato di 23°27′ rispetto alla perpendicolare al piano dell’ eclittica) conseguentemente si scoprono, del suolo selenico, alternativamente le calotte polari nord e sud. Infine la librazione diurna è dovuta al percorso circolare che ognuno di noi fa nello spazio nel periodo che va dal sorgere al tramonto della Luna. Questo percorso ha un raggio di Km 6371∙ cosq φ e non è trascurabile rispetto alla distanza Terra-Luna. Pertanto, cambiando punto di osservazione, si sposta lievemente il circolo delimitante l’emisfero visibile del satellite.

Fig. 3