El miércoles 23 de septiembre de 1987, [1] se produjo un eclipse solar anular en el nodo descendente de la órbita de la Luna , con una magnitud de 0,9634. 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 anular ocurre cuando el diámetro aparente de la Luna es menor que el del Sol, bloqueando la mayor parte de la luz del Sol y haciendo que el Sol parezca un anillo . Un eclipse anular aparece como un eclipse parcial sobre una región de la Tierra de miles de kilómetros de ancho. Ocurrió solo 5 días después del apogeo (el 18 de septiembre de 1987, a las 4:00 UTC), el diámetro aparente de la Luna era menor. [2]
La anularidad fue visible en la Unión Soviética (actual Kazajstán ), China (incluida Shanghái ), el suroeste de Mongolia , las islas Okinawa de Japón excepto la isla Kume y el extremo suroeste de las islas Kerama , los Estados Federados de Micronesia , Papúa Nueva Guinea , las Islas Salomón , las islas Rotuma de Fiji , las islas Wallis y Samoa Occidental (el nombre cambió a Samoa más tarde). Un eclipse parcial fue visible en partes del sur de Asia , el sudeste de Asia , el este de Asia , Australia , Oceanía y Hawái .
En el momento del eclipse había cinco estaciones de observación de radio en China, dos de las cuales estaban dentro de la anularidad, en Ürümqi y Shanghái respectivamente. Se observó un eclipse solar parcial desde las otras tres, incluida una en Nanjing donde el eclipse estaba cerca de la anularidad, y las dos restantes en Pekín y Kunming . El Departamento de Matemáticas y Física de la Academia China de Ciencias y la Sociedad Astronómica China celebraron una reunión en Kunming en diciembre de 1986, decidiendo que se realizaría una observación in situ en cada estación, entre las que se consideró que el Observatorio Astronómico de Shanghái tenía la mejor ubicación con una mayor magnitud del eclipse, mayor duración y mayor ángulo cenital solar . El Observatorio Astronómico de Shanghái realizó observaciones con siete bandas de onda diferentes utilizando un radiotelescopio de 25 metros. [3] El Observatorio Astronómico de Yunnan, ubicado en Kunming, también realizó una observación conjunta multibanda del eclipse solar parcial. [4]
El Instituto de Investigación de Propagación de Ondas de Radio de China realizó observaciones con un radar de ondas ionosféricas de alta frecuencia ubicado en Xinxiang , en el límite sur de la anularidad. Se observó una estructura y un movimiento desiguales en la ionosfera , se encontró que la frecuencia operativa más alta cambió durante el eclipse y las fluctuaciones a gran escala continuaron después del eclipse. [5]
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. [6]
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. [7]
Este eclipse es parte de la serie Saros 134 , que se repite cada 18 años, 11 días y contiene 71 eventos. La serie comenzó con un eclipse solar parcial el 22 de junio de 1248. Contiene eclipses totales desde el 9 de octubre de 1428 hasta el 24 de diciembre de 1554; eclipses híbridos desde el 3 de enero de 1573 hasta el 27 de junio de 1843; y eclipses anulares desde el 8 de julio de 1861 hasta el 21 de mayo de 2384. La serie termina en el miembro 72 como un eclipse parcial el 6 de agosto de 2510. Sus eclipses se tabulan en tres columnas; cada tercer eclipse en la misma columna está a un exeligmos de distancia, 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 1 minutos, 30 segundos el 9 de octubre de 1428, y la duración más larga de anularidad será producida por el miembro 52 a los 10 minutos, 55 segundos el 10 de enero de 2168. Todos los eclipses de esta serie ocurren en el nodo descendente de la órbita de la Luna. [8]
La serie metónica repite los eclipses cada 19 años (6939,69 días), con una duración de unos 5 ciclos. Los eclipses ocurren prácticamente en la misma fecha del calendario. Además, la subserie octón se repite 1/5 de esa cantidad o cada 3,8 años (1387,94 días). Todos los eclipses de esta tabla ocurren en el nodo descendente 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.