Eclipse total de sol del día 30 de agosto de 1905

LlllLnsión Universitaria de Oviedo ECLIPSE TOTAL DE SOL DEL DIA 30 DE AGOSTO DE 1905 POR ENRIQUE FERNÁNDEZ ECHAVARR~A 1 'cl El Sol, la Tierra y la Luna.-Ligera idea de los eclipses de Sol. 1, Datos del eclipse total de Sol del día30 de Agosto de 1905.-Observaciones en los eclipses totales de Sol OVIEDO LA GOMRIROIAL-~MPRBHTA 1906 AVISO Este folleto, publicado por la EXTENSI~N UNIVERSITARIA DE OVTEDO, se dará gratuitamente en la portería de la Universidad á todo el que lo pida, y se repartirá con profusión en este Distrito Universitario. LA EXTENSIÓN UNIVERSITARIA DE OVLEDO no saprovecha ocasión para difundir toda clase de nocimieiitos. Sus ceIosísimos directores D Félix rio de Aramburu y D. Fermin Canella, cuyos nombres son bien conocidos en el mundo de las letras, creyeron sin duda que el grandioso eclipse del dia 30 de este mes of recia momento oportuno para vulgarizarizai algunos principios astronói~licos, y me invitaron, en 29 de Julio último, á que publicara uii escrito con los datos más salientes del fenóme110, favorecií:ndome con ello extraordinariamente. Yo, al correr de la pluma y sin corregir apenas por los apremios del tiempo, escribí con precipita- 'ón este modestisiti~o folleto que se dedica al púico en general y no á los que posean conocirnien- ,S de Astronomía, pues su objeto no es otro que el le vulgarización científica á la par que el de satisacer la curiosidad de todos con motivo del eclipse próximo. Oviedo 18 de Agosto de 1905. Gnziqw %manaes PcCLasatt ia ECLIPSE TOTAL DE SOL DEL DIA 30 DE AGOSTO DE 1905 El Sol, la Tierra y la Luna El Sol es un enorme globo incandescente, cuyo radio mide algo inas de 69'7.000 ltilómetros. Examinado con anteojos de bastante aumento, no presenta su clisco un brillo iinirornie sino de aspecto granular y como entrecruzado por multitud de filamentos luminosos. Se observan tambiÁn ortIinarinmente porciones más brillantes que el resto del disco, y so llaman faculas, y otras porciones m8s obscurmas y sombrít~s, de forma irregular, que reciben el nombre de ~m,nclzccs, las cuaIes son cavidades que se modifican incesantemente cambiando de magnitud, forma y posición. El Sol está constituído por un núcleo sombrío rodeado de una capa muy brillante, lcc fotósfera, que se renueva constantemente, pues esta sometida 6 grandiosos y violentos movimientos. En ella es donde aparecen las fáculas y las manchas, y se encuentra envuelta por una recibo el nombre de estrato ción del espectro rebhmnpago Los eclipses totales de sol han puesto además de manifiesto la crmnósfero, de color rojo, formada como por llamas que parten de la fotósfera y se elevan á alturas variables, las protuberancias ó sean penachos brillantes á manera de lenguas de Í'i~ego que bordean el disco lunar, y por último la corona, espacio luminoso de gran extetisibn, que rodea los discos superpuestos del Sol y de la Luna. Fig. l.&-La corona solar en el eclipse total de 28 de Mayo de 1900 (De un dibujo hecho por el astrónomo Sr. Ventosa y publicado por el Observatorio de Madrid), El planeta que habitamos, la Tierra, tiene aproximadamento la forma de una esfera y su rádio es de 6371 kiI6metros. So halla roclcado do una envolvente gaseosa, 1lt.imacIa atrn6sfe1-al que está formada por el aire que respiranios, y su altura se estima en unos 70 kilometros. Aunque á primera vista no se concibe la forma esf6rica de nuestro globo á causa de la multitud de accidentes (montes. vnIles, etc.) que vemos en su superficie, debe tenerse en ciienta que las mas altas montafias no llegan á 9 kilótiletros do altitud (altura sobre el nivel del mar), cantidad bastante pequeria con relación á la longitud del radio terrestre. Además los mares ocupan cerca de las tres cuartas partes de la superficie del globo, asi que la forma (le la Tierra es sensiblemcntcl la forma de la superficie de los mares, y los accidentes tle la parte sólida son pequeñas asperezas de la forma general comparadas con el tamaño del planeta. Nuestro satélite, la Luna, 8s también un astro sensiblemente esférico y opaco, visible porque nos refleja la luz que recibe del Sol. El radio de la Luna es algo mayor de la cuarta parte del radio terrestre. Los astronómos no han descubierto atm6sfera en la Luna y por esta oausa han establecido que ca- recen de ella, 6 que de tenerla es sumamente enrarecida 6 inn preciable. La Tierita dista del Sol 23439 radios terrestres y de la Luna tan solo 60. El Sol ocupa el centro de nuestro sistema planetario y alrededor de 61 giran tí distancias variables los diversos planetns y entre ellos la Tierra que tarda un afio (6 sean 365 días y un cuarto) en cuniplir su revolución en torno del Sol (moviiiiiento de traslación). A la vez la tierra gira sobre si misma dando una vuelta alrededor de su eje (movimiento de rotaciún) en el período de tiempo que llamamos día Este eje es la rcctii que uniría los polos terrestres. Alrededor de la Tierra describe su hrbita la Luna en 29 días y medio (revolución sin6dicn de la Luna) que constantemente acompafia á aquella en su revolución aiirinl. Si quisi6ramos representar en un dibujo el Sol, la Tierra y la Luna, conservhndo sus distancias y sus dimensiones relativas y adoptáramos para figurar el globo terrestre un circulo de un centímetro de radio, resultaría para la Luna un c,írculo de radio menor de 3 milímetros, que habría qii6 situarlo tí 60 centímetros de distancia del centro del primero, y para el Sol (cuyo radio es 109 veces mayor que el de la Tierra), otro círculo de 1 metro y 9 centímetros d6 radio que tentlrlamos que colocar d una distancia de 234 metros y 39 centímetros del centro clel círculo que representa nuestro planeta. Cuando la Luna se halla en opuesto lado de la Tierra que el Sol (en oposición) nos vuelve su cara iluminada y se dice que es Luna llena. Cuando se encuentra al mismo lado de la Tierra que el Sol, (en conjunción) la parte no iluminada es la que vuelve hacia nosotros, por cuyo motivo desaparece de nuestra vistx y se dice que es Luna nzseva 6 que está en el novilunio. Entre estas fases extremas están las intermedias de creciente y ~nenguante que corresponden á posiciones de la Luna en su revolucióii sinódica comprendidas entre la conjunción y la oposición, y entonces vemos solo una porción del disco lunar porque el hemisferio que nuestro satélite vuelve hacia la Tierra está en parte iluminado y en parte obscuro, y este último no lo percibimos generalmente. -8El perfodo de las fases 6.de la lunacidn, que es el tiempo trascurrido entre dos conju riciones sucesivas, es el mismo de la revoluci6n sinódioa (29 días y medio). Ligera idea dc las eclipses de @a1 La Luua, iluminada por el Sol, arroja en el espacio un cogzo de sombra, es decir un cono privado totalmente de la luz directa do1 Sol, rodeado de un espacio en media sombra, que se llama penzcadwcc, de forma cónica tambi6n pero indefinida, en e1 cuaI no penetra ciiroctamente mRs que una parte de Ia luz solar, variable seg-~ín el punto de la penumbra que se considere. En la figura 2." los círculos cuyos centros estan marcados con las letras S y L representan respectivamente el Sol y la Luna; ln letra A sefiala el cono de sombra y las B, C y D 11 la penumbra. I i En ésta conviene distinguir dos partes: la pmz?srt~ó~a e:xte~ior, 6 simplemerite penumbra, ', , designoda en la figura con las letras B y C. ' ' 1 que es la porci6n de penumbra que rodea al ! \,I! 1 I '!'I ,' cono de sombra A y fi sil prolongación D; y la ! .< . . petzujnbrcc ir~terior D, que es la prolongación ; ,b ! l, ; l ', / misma del cono de sombra. I'L' 1,. \,' Para que haya eclipse de Sol, 6 sea para L 'l.* S:...:!, que la Luna nos oculte RI Sol en SU totalidad ,~\':h ~i 6 en parte, es preciso que la sombra 6 la pe- , ."e 1 -A numbra lunar encuentren á la Tierra, lo que , yi:! 1.- 3.4 no sucede m6s que en algunos novilunios. ::;' c7rJ Cuando el cono de sombra alcanza ii Iti superficie terrestre, priva 6 una pequeiia porción de Bsta de la luz del Sol, produciendo B manera de una mancha negra que recorre de occidente á oriente una pequeíía parte de la Figura 2.R superticie de nuestro planeta en virtud de los Sombra lunar movimientos de la Luna y de la Tierra, y origina eclipse total de Sol para todos los lugarcs situados en el interior de esta mancha en las posiciones sucesivas que - e la som i superfi . . ocupa. Al propio tiempo qii bra lunar produce eclipse total de Sol al pasar por la cie terrestre, la penumbra exterior de que aquella se haiia roaeada causa en esta superficie una nmncha gris que se vá desvaneciendo hacia los bordes y origina ecli~se pcc~cictl para los observadores situados en los lugares sucesivos que la penumbra va recorriendo sobre la Tierra. El disco solar desaparecerfi en p: i vista de estos obs~rvadorcs y la porción visible la perciulran escotada circularmte, es decir, con una mordcilurn circular, que aparecerá gra, producida por la interposición pnrci:il de la Luna. La pilrto eulir>sada ser6 mayor cuanto más cerca se hallen de la sombra. Si solo la penumbra exterior enc la Tierra, el eclipse no es más que parcial. Si la que corta á la superficie terrestre es la penumbra interior, 6 sea la yrolonptición del coiio clo sombra, forma sobre esta superficie una ~rcalvcltn gris y el eclipse es íc.~zulaf. para los observadores situa :]la e11 las ctiversas posiciones que ocupe. Del interior nanchx se ver6 la Luna proyectada como un círculo negro aentro del disco solar, y los bordes de este disco formarAn un anillo Ii~mii~oso. Si el eje del cono de sombra, que es la recta determinada por los centros del Sol y cle la Luna, (en la figura 2." está representado por la prolongación de la recta S L) corta á la superficie terrestre, el punto de iittersección, al moverse, origina un:^ lírica curva para la cual o1 eclipse es central, es decir que los centros del Sol y de la Luna se hallan sucesivamente en línea recta con los obscrvadores situados en esa curva que es la lil~acc central del eclipse. Para estos observadores el eclipse central es total si es el cono de sombra el que encuentra á la Tierra y anular si es su prolongación, es decir la penumbra interior. En todos los casos, en los puntos de la lfnea central os donde el eclipse alcanza las mayores duraciones. Veiimos ahora la marcha general de un eclipse total de Sol sobre la superficie de la Tierra, y despues los diferentes as- ~ectos que presenta en un lugar determinado de la misma. El eclipse, para la Tierra en general, comienza cuando el cono de penumbra exterior, avanzando en el espacio, llega á tooar á la superficie terrestre. El observador que & criusa de la rotación de la Tierra sc encuentra en aquel instante en el pu~ito de contacto, es el primero que recibo In impresi6n del eclipse, y para él sale entonces o1 Sol. A partir de este moinento, la penumbra Iiinar va invadiendo nuostro globo extendiéndose cada vez más. Luego el cono de sombra toca á suves! á la superficie terrestre y en aquel lugar y momento comienza el eclipse total, también al salir el Sol. EL cono de sombra avanza enseguida sobre la Tierra produciendo en ella una mancha negra, que es Ia ~rmncha. de SOI~LOra, de forma sensiblemente eliptica y de reducidas dimensiones (pues sii diámetro mnyor no puede tener más de unos 200 Irilometros) que va siicesivamente recorriendo diversos lugares de occidente á oriente. A una y otra parte de la mancha de sombra se extiendo la mancha de penumbra, desvanecida hacia los bordes, de dimensiones mucho mayores yuc la de sombra y de formas muy variadas. Ambas manchas recorren juntas una porción más 6 menos extensa de Ia superficie del globo, hasta que la sombra, y después la penumbra, mlen de ella tocando nuevamente á la esfera terrestr~, en puntos en los que entonces se pone cl Sol, y el fendmeno termina. En un lugar determinado de la Tierra, iio se observa on el cielo ninguna particularitlad momentos antes de comenzar el eclipso. El Sol luce como de ordinario y no es visible In. Luna, que entonces viielve hacia la. Tierra su hemisferio obsciiro. Empieza el eclipse cuando los discos de ambos astros llegan á tener un punto comiín (primer contacto), y este instante es 61 de la llegada de Ia superficie de Ia penumbra lunar 81 Iiigar de observación, 6 el comienzo del eclipse parcial. A partir clc este momento, el disco dc IR Lima avanza lentamente sobre el del Sol produci6ndole una escotadura circular negra que va agrandandose y cubriendo las diversas manchas que existan en el globo solar. A medida que el eclipse aunmenta, la luz y el calor disminuyen graduaImente, y cuando solo queda visible un delgado filete del disco del Sol, el paisaje cambia de color volviéntlose tetrico y sombrío, la temperatura desciende algunos grados, los vientos suelen sufrir variaciones de direocidn 6 in- insl n6r las exc an I ol c y aprec -LZL.-J . ! lugare iadas pc ---- l.. S es inte w los as1 ..---l -- lora ofic servator .. . -a 1rcsante, trónomo - - - - ? bien sean >n rigor y GLJLUU, para lo uual sur1 ueuesariou ensayos previos por 'te,de los aficionados que se dispongan á efectuarlas. que trun nacen cc - -. - .. . Caldatios que exue el reloj, nto, 6 se star6 ob: .. - o esto n )i16mico . , >a lo que qervar 1z los nece: 3 puede c nocimie ie de los .. . rado Di Francisc ~arln~ ni El problema de conocer la horz limero que se presenta, y que no puede resolver por si mismo el que no posee trumentos apropiados y ntos astronicos. Aproximadamente relojes de estaciones de ferrocarriles, que como hemos ciicho señaIan :ial, pert o basta. El iliist l el io Astrc do Madrid, 1). 1 32, ,,nara este inconveniente para los aficion,,,,, ,des en sus :elentes l~,ntr~tcciones para la observación del eclipse, inoia que las oficinas telcgrgficas recibirán on los días 27 ,, ,il de Agosto una sella1 que indique el momento preciso de una cierta hora convenida de antemano. E1 reloj que se emplee, debe estudiarse para conocer su estado, que es el adelanto 6 retraso que tenga al confrontarlo, y movirnie atrasa 6 adelanl lía, y para larlo ba: 1 variación que ente el reen un períocto de varios díau, y dividirla por el niímero de 3s. El estudio del reloj debe hacerse antes de servirse de 61, i Bsto no es posible, despi:6s. Se cuid~rá de que las agujas los minutos y segundos marchen de acuerdo, y hecho esto, unos días antes del eclipse, no deben ya tocarse los registros ni conviene mover las agujas. En las observaciones de tiempo, hacen falta dos personas: una que observe el fendrneno, y que avise á la otra, con un monosílabo, el momento preciso en que debe anotar la hora el minuto y el segundo. ta cada c experim rector d o Ifiigut Se aprecia por la observaci6n de los instantes de los cuatro contactos da los le1 Sol y ina. Como Ja Luna n antes de , el primer contacto es muy dificil de-o~servar pues A pesar ae conocer la hora. discos d o se ve : de la LE I eclipse. no se nota hasta que el disco dc la Luna ha mordiclo rnás 6 inenos al do1 Sol. Si asimilarnos el disco solar t4 una esfera de reloj correspondiendo las 12 al punto más alto de ella, podemos decir qiie el punto clel primer contacto serR aproxim~tfnmente para toda Espafia, en el punto en dicha esfera clue corrresponde il las dos menos cuarto. Los momentos de los otros tres contactos so alirecinii más fficilmente, por cuanto se ve la Luna caminar delante do1 disco clel Sol. Para estas observaciones es conveniente 1111 arltbojo auuque sea de escaso aumento, 6 simp1omeiite de los llamaclos gemelos de teatro, sin olvidar que para mirar al Sol, con ó sin anteojo, hay que preservar la vista con un viclrió fuertementa coloreado 6 ahumado. TambiBn debe cuidarse, si se dispone do anteojo, de niiotar. los momentos en que el borde lunar va cuhrisndo sucesivamente las diversas manchas que en el Sol pueden esistir. lhmltas de la aomhra g de la pennmhra Es muy importante averigunr1os. Para los da la sombrba basta conocer dos lugares ni uy prbximos, en los ciiales, ciesdc el uno se haya visto el eclipse tota1;y clostle el otro 1)art:ial nacli~ mRs Análogameute par:i la penuinbr:~. Son obsor.~acioncs qiie requieren miicho personal convenieiitomenta escalonado. Se esperan cuatro minutos antes y JespriBs de la totalidad y se anotan las horas de su aparici6n y desaparición. J'tira observarlas se requiereti: Una sAbatia blanca, qiie se extieridc* en el suelo bien estirada, de modo qiio dos cle sus lados se clirijan (lo norte á sur y los otros dos cle estc? d oeste; dos regl:w largaspara colocarlar sobre la sfibnna paralelas á la tlirccción qiie lle~wn, antes y clespiiés do la totaliilaíl, y otra regla IIIAS corta dividid:^ en dccíinetros ~iinttidos alternati~ameiitt: tlc blanco y negro, para procurar contar 1:is Ix-intias rluo hay on cada uno de ellos. Se anotarcíii: la clirección, midiendo los Anlos de las reglas grandes con la meridiana: su anchura por medio de la regla pequeña, 1~ velocidad contando las que psi- cic ii eii un tiempo dado poi ... iiibién debe observarse. Este kncímciio cle las I 511 satisfactoria. ~to de la sábana. SU forma io tiene hasta hoy explicadparicióu y dssaparicIon de estrellas y planetas Es interesante anotar lo Imrccen las cstrollas y pla iticoc ~->lanotns in uriales. N - ;es en qi sí como ie aparecen y desabuscar los probleFigura 4.n Aspecto del cielo en la totalidad del eclips (Ptiblloado por e1 Obse~atori0 AstronGmicn deMadrid) -* La fl~il4."'rqressnta~cl~a~~)~cto del cielo eh los momentos cle 1:i totalidad, y aunque esta construido este mapa pnra el horizonte de Rurgos próximamente, basta para (larse cuenta de la posicibn de los astros desde cualquier otro punto de la península. Las variaciones de la intensidad de la Iw, se obtienen sacando varias fotografías de un mismo paisaje antes y después de la totalidad, y en iguales condiciones de placas, exposición y revelado. Son importantes p;tra coiilprobar que el aumento de la luz, después del eclipse total, es inás rápido que la disminución antes del mismo. Las fotografías de la corona son sumamente interesantes para conocer la disposición y extensión de las diversas partes de que se compone el Sol. Las de verdadero valor científico requieren material adecuado á este objeto, pero ailn con los aparatos ordinarios pueden lograr los aficionados resuliados muy apreciables. Para obtenerlos, se enfocará con anterioridad la Luna 6 alguna estrella muy brillnnte, y en este caso la imagen debe reducirse R un punto. Se emplearán placas de las llamadas extra-rápidas, provistas de antihalo, y la exposición no debe pasar de dos segundos, teniendo mientras tanto el aparato con grnri estabilidad. Las operaciones de cargar o; descargar la máquina han de hacerse con precipitación, y el revelador sera muy d6bil para que el desarrollo se verjfique lentamente, permaneciendo mientras tanto tapada la cubeta. ntbnfos de la corona. Se coloca una plomada de modo que el dibujaiite vea pasar el hilo por el centro del.So1, y en papel preprrrado de antemano con círculos obscuros de unos dos centínietros de radio, y con dos diámetros perpendiculares entre si, uno de los cuales v& á representar la ver tical, dibujará rápidnmente el cm torno exterior de la corona tan luego se presente, despnés las ráfagas 6 expan- ~iones cororiales, y por tiltimo ln corona interior. Terminado el eclipse, y en papel aparte, debe completar el dibujo oon los detalles que recuerde. -mEl aibujbntb, y en.general bao d que quiera -obsei.orrr bien la corona, debe-permanecw en la obscuridad, 6 crrn los ojos'venb dados, lo -nos ainco minutos 'antes de camenm el eclipsetotal. Consisten en la observación del termó metro, barómetro y dirección y fuerza del viento, en inbrvalos reducidos, desde ántes de comenzar el eclipse hasta después de su terminación. El color de los objeto% y &e las 'r~tibs debe también anotarse, tisi como la cantidad de éstas y la dirección que lleven. Requieren material adecuado y personal muy práctico. La composición del Sol ha sido aver ignada por medio del análisis espectral. Si un hae de la luz solar se recibe sobre un prisma de vidrio, se descompone aquel en siete oolores principales en el siguiente orden: violado, índigo, azul, verde, amarillo, anaranjado y rojo, cuyo conjui~to forma el espectro luminoso solar. A simple vista nada mis se observa, pero en condiciones convenientes 6 por medio del espectroscopio, aparato que se destina á examinar los es, pectros de las diversas luces, se ven en el espectro solar muchas rayas obscuras sumamente tbnues. Los diversos focos de luz, dan también origen 6. espectros especiales que caracterizan tí cada uno de ellos por la naturaleza, color, posición y número de sus rayas segiln las substancias volatilizaflas en la llama y los vapores á travbs de los cuales pasa el haz luminoso. De ahí que el espectroscopio sea un precioso instrumento en el análisis químico. Por su medio se ha averiguado que en la composición del Sol entran sodio, hierro, nikel, calcio, hidrógeno, etc. etc. F:t el exámen espectroscópico de la corona se observa una raya principal verde brillante que no se ha identificado todavis con ningnna de las rayas correspondientes tí las substancias terrestres, y al cuerpo (desoonocído en la Tierra), que le produce, se le ha dado el nombre de coronio. Con el hélio, pasó una cosa pareoida, pues se di6 ese nombre ti la silbstancia, desconocida entonces, que producia una raya amarilla al examinar el espectro de la cromósfera. Posteriormente se halló este c'uerpo en un mineral llamado cleveita, presentando por tanto el h6lio la notable particularidad de haberse descubierto en el Sol antes que en la Tierra. ADVERTENCIA -- Los datos relativos al eclipse del día 30 de Agosto de 1905, han sido tomado.; de la luminosa lllernoria publicada por el Obseruatol-io de Ma&rid, debida al distinguido astrónomo D. Antonio Tarazona.