Ocurre que los diámetros angulares del Sol y la Luna para un observador en la superficie de la Tierra vienen a ser prácticamente los mismos. Ocasionalmente los dos cuerpos se alinean y el Sol se ve eclipsado por la Luna. El primer registro de un eclipse solar conocido es un informe chino del 2136 a.e.c.

La sombra proyectada por la Luna apenas intersecciona la superficie de la Tierra por lo que cada eclipse solar total sólo puede observarse desde una trayectoria estrecha. Un eclipse total dura como mucho siete minutos. La aplicación de la física gravitatoria newtoniana para el cálculo del movimiento orbital de la Luna permitió a Edmond Halley realizar por primera vez la predicción de la trayectoria de un eclipse solar en 1715.

Un eclipse solar total da la oportunidad de observar características solares que de otra forma son muy difíciles de apreciar. A mediados del siglo XIX los astrónomos habían asociado la corona y las protuberancias visibles durante los eclipses totales con la atmósfera solar exterior. Los espectros de destello (flash) de la cromosfera se tomaron en 1870 y para los años treinta del siglo XX se había establecido que la corona estaba altamente ionizada y que su temperatura media era muy superior a 1.000.000 ºC.

El estudio de los eclipses solares también ha dado otro tipo de información. Así, el análisis detallado de los informes de testigos oculares de las posiciones de las trayectorias de eclipses del pasado indica que la Luna se está alejando gradualmente de la Tierra, lo que hace que el día aumente del orden de dos milisegundos cada siglo.

Arthur Eddington usó el eclipse solar total del 29 de mayo de 1919 para “confirmar” la teoría general de la relatividad de Einstein. El campo gravitacional del Sol desplazaba los haces de luz proveniente de estrellas que pasaban tangencialmente a la superficie solar en una cantidad algo parecida a los 1,75 segundos de arco predichos por la teoría.

Los eclipses lunares ocurren cuando la Luna pasa por el cono de sombra que proyecta la Tierra. La medición precisa de los tiempos de las diferentes fases del eclipse lunar y el conocimiento del diámetro angular de la luna y del radio de la Tierra permitió a Aristarco de Samos, en el siglo III a.e.c., deducir que la Luna se encuentra a unos 60 radios terrestres de la Tierra.

Los eclipses en otras partes del Sistema Solar también han sido significativos en la historia de la astronomía. En el siglo XVII Ole Rømer cronometró los eclipses de las lunas de Júpiter tras el planeta cuando la Tierra estaba en diferentes posiciones de su órbita. Esto le dio suficiente información para hacer un cálculo de la velocidad de la luz. Galileo, que había descubierto los satélites en 1609, propuso que estos eclipses, junto con las coincidencias ópticas entre los satélites, podrían ser la base de un reloj estándar, visible desde diferentes partes de la Tierra. Sin embargo, la principal aplicación de un reloj de este tipo, la determinación de la longitud en los barcos en alta mar, no podía llevarse a cabo porque el manejo de un telescopio como el necesario para determinar las coincidencias era inviable a bordo. Más recientemente (entre 1985 y 1991) los eclipses de Caronte por Plutón han llevado al cálculo preciso de los tamaños y colores de ambos cuerpos.

La importancia de los eclipses estelares se empezó a conocer gracias a Edward Pigott y John Goodricke. Tras observar las variaciones en brillo de la estrella Algol (Beta Persei) en los años ochenta del siglo XVIII, propusieron que las alteraciones podrían estar causadas por un planeta de la mitad del tamaño de Algol aproximadamente que orbitaría alrededor de la estrella y que la eclipsaba de vez en cuando.

Entre 1843 y alrededor de 1870 Friedrich Argelander produjo toda una serie de datos más precisos de las variaciones de brillo debidas a eclipses estelares. En 1919 Gustav Müller y Ernst Hartwig publicaron un catálogo con 131 estrellas binarias que se eclipsaban. Joel Stebbins introdujo el fotómetro de selenio en 1910 y con el descubrió el mínimo secundario en la curva de luz de Algol, lo que indicaba que su acompañante era una estrella débil y no un planeta. El análisis de la luz de las binarias que se eclipsan permite obtener información de los tamaños y luminosidades de ambas estrellas.

Sobre el autor: César Tomé López es divulgador científico y editor de Mapping Ignorance