El 28 de abril de 1930 se produjo un eclipse solar total en el nodo ascendente de la órbita de la Luna , [1] con una magnitud de 1,0003. Fue un evento híbrido, con solo una fracción de su trayectoria como total, y secciones más largas al principio y al final como un eclipse anular. Un eclipse solar ocurre cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol , oscureciendo total o parcialmente la imagen del Sol para un observador en la Tierra. Un eclipse solar total ocurre cuando el diámetro aparente de la Luna es mayor que el del Sol, bloqueando toda la luz solar directa, convirtiendo el día en oscuridad. La totalidad ocurre en un camino estrecho a través de la superficie de la Tierra, con el eclipse solar parcial visible sobre una región circundante de miles de kilómetros de ancho. El diámetro aparente de la Luna estaba cerca del diámetro promedio porque ocurrió 7,2 días después del apogeo (el 21 de abril de 1930, a las 13:50 UTC) y 6 días antes del perigeo (el 4 de mayo de 1930, a las 19:50 UTC). [2]
La anularidad fue visible primero en el este del océano Pacífico , luego la totalidad desde California , Nevada , Oregón , Idaho y Montana , y la anularidad continuó hacia el noreste a través del resto de Montana y hacia el centro y este de Canadá y el norte de Labrador del Dominio de Terranova (actual Terranova y Labrador en Canadá). Un eclipse parcial fue visible en partes de Hawái , América del Norte y el norte de la Unión Soviética .
Durante un eclipse solar híbrido, el vértice del cono umbral de la Luna estaba muy cerca de la superficie de la Tierra y la magnitud era muy grande. Los bordes de la Luna y el Sol estaban muy cerca uno del otro, vistos desde la Tierra, tanto en la parte total como en la anular del camino. Una serie de perlas de Baily en el limbo lunar proporcionaron una excelente oportunidad para medir el tamaño y la forma de la Tierra, así como las montañas y los valles en el limbo lunar. Los científicos registraron el tiempo preciso de cada fase del eclipse en Camptonville, California . Debido a que la duración de la totalidad fue de poco más de 1 segundo, la película fotográfica tuvo que insertarse rápidamente después del inicio de la totalidad. Además, los científicos grabaron imágenes de audio con un receptor de onda larga en una aeronave en el Astillero Naval de Mare Island . Cada imagen tenía un tiempo preciso de 1/5 de segundo.
Antes de éste, también se produjo el eclipse solar híbrido del 17 de abril de 1912 , también perteneciente al ciclo solar Saros 137, con una magnitud cercana a 1. Se realizaron observaciones cerca de París , Francia . También se realizaron observaciones similares durante los eclipses solares anulares del 9 de mayo de 1948 en la isla Rebun , Japón y del 20 de mayo de 1966 en Grecia y Turquía , también pertenecientes al mismo ciclo solar Saros. [3]
A continuación se muestran dos tablas que muestran detalles sobre este eclipse solar en particular. La primera tabla describe los momentos en los que la penumbra o umbra de la Luna alcanza el parámetro específico, y la segunda tabla describe otros parámetros relacionados con este eclipse. [4]
Este eclipse es parte de una temporada de eclipses , un período, aproximadamente cada seis meses, en el que ocurren eclipses. Solo hay dos (u ocasionalmente tres) temporadas de eclipses cada año, y cada temporada dura unos 35 días y se repite poco menos de seis meses (173 días) después; por lo tanto, siempre hay dos temporadas de eclipses completos cada año. Ocurren dos o tres eclipses en cada temporada de eclipses. En la secuencia que se muestra a continuación, cada eclipse está separado por quince días .
Este eclipse es parte de una serie semestral . Un eclipse en una serie semestral de eclipses solares se repite aproximadamente cada 177 días y 4 horas (un semestre) en nodos alternos de la órbita de la Luna. [5]
El eclipse solar parcial del 17 de junio de 1928 ocurre en el conjunto de eclipses del año lunar anterior, y el eclipse solar parcial del 12 de septiembre de 1931 ocurre en el conjunto de eclipses del año lunar siguiente.
Este eclipse es parte de la serie Saros 137 , que se repite cada 18 años, 11 días y contiene 70 eventos. La serie comenzó con un eclipse solar parcial el 25 de mayo de 1389. Contiene eclipses totales desde el 20 de agosto de 1533 hasta el 6 de diciembre de 1695; el primer conjunto de eclipses híbridos desde el 17 de diciembre de 1713 hasta el 11 de febrero de 1804; el primer conjunto de eclipses anulares desde el 21 de febrero de 1822 hasta el 25 de marzo de 1876; el segundo conjunto de eclipses híbridos desde el 6 de abril de 1894 hasta el 28 de abril de 1930; y el segundo conjunto de eclipses anulares desde el 9 de mayo de 1948 hasta el 13 de abril de 2507. La serie termina en el miembro 70 como un eclipse parcial el 28 de junio de 2633. Sus eclipses están tabulados en tres columnas; Cada tercer eclipse en la misma columna está separado por un exeligmos , por lo que todos proyectan sombras sobre aproximadamente las mismas partes de la Tierra.
La duración más larga de totalidad fue producida por el miembro 11 a los 2 minutos, 55 segundos el 10 de septiembre de 1569, y la duración más larga de anularidad será producida por el miembro 59 a los 7 minutos, 5 segundos el 28 de febrero de 2435. Todos los eclipses de esta serie ocurren en el nodo ascendente de la órbita de la Luna. [6]
La serie metónica repite los eclipses cada 19 años (6939,69 días), con una duración de unos 5 ciclos. Los eclipses se producen prácticamente en la misma fecha del calendario. Además, la subserie octón se repite 1/5 de esa cantidad, es decir, cada 3,8 años (1387,94 días). Todos los eclipses de esta tabla se producen en el nodo ascendente de la Luna.
Este eclipse es parte de un ciclo de tritos , que se repite en nodos alternos cada 135 meses sinódicos (≈ 3986,63 días, u 11 años menos 1 mes). Su aparición y longitud son irregulares debido a la falta de sincronización con el mes anomalístico (periodo de perigeo), pero las agrupaciones de 3 ciclos de tritos (≈ 33 años menos 3 meses) se aproximan (≈ 434,044 meses anomalísticos), por lo que los eclipses son similares en estas agrupaciones.
Este eclipse es parte del ciclo inex de período largo , que se repite en nodos alternos, cada 358 meses sinódicos (≈ 10.571,95 días, o 29 años menos 20 días). Su aparición y longitud son irregulares debido a la falta de sincronización con el mes anomalístico (periodo de perigeo). Sin embargo, las agrupaciones de 3 ciclos inex (≈ 87 años menos 2 meses) se aproximan (≈ 1.151,02 meses anomalísticos), por lo que los eclipses son similares en estas agrupaciones.