El viernes 20 de mayo de 1966 se produjo un eclipse solar anular en el nodo ascendente de la órbita de la Luna , [1] con una magnitud de 0,9991. 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. El diámetro aparente de la Luna estaba cerca del diámetro promedio porque ocurrió 6,8 días después del apogeo (el 13 de mayo de 1966, a las 14:00 UTC) y 7,2 días antes del perigeo (el 27 de mayo de 1966, a las 15:00 UTC). [2]
La anularidad fue visible desde Guinea (incluida la capital, Conakry ), Mali , Argelia , Libia , Grecia , Turquía , la Unión Soviética (actual Rusia y Kazajistán ) y China . Un eclipse parcial fue visible en partes del norte de África , África central , noreste de África , Europa , Asia occidental , Asia central , Asia del norte y Asia del sur .
Durante este eclipse, 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. También se podían ver las perlas de Baily en el limbo lunar , que normalmente solo son visibles durante un eclipse solar total. Por lo tanto, este eclipse también fue una excelente oportunidad para medir el tamaño y la forma de la Tierra, así como las montañas y los valles en el limbo lunar. Muchos científicos observaron el eclipse anular en Grecia y Turquía, que están cerca del lugar del eclipse máximo y tienen mejores condiciones de observación. Los sitios de observación en Grecia se concentraron principalmente en Saronida y Anavyssos al sur de Atenas , mientras que los de Turquía se concentraron principalmente en Ayvalik , al otro lado del mar frente a la isla griega de Lesbos . [3]
Al igual que las perlas de Baily, la corona generalmente solo es visible durante un eclipse solar total. Debido a que la magnitud de este eclipse anular fue cercana a 1, algunos predijeron que la corona sería visible. Un equipo de observación fue a la isla de Lesbos, pero solo vio las perlas de Baily, no la corona. [4]
Antes de éste, ocurrieron también los dos eclipses solares híbridos del 17 de abril de 1912 y del 28 de abril de 1930 , y otro eclipse solar anular del 9 de mayo de 1948 también perteneciente a Solar Saros 137, con una magnitud cercana a 1. Las observaciones se realizaron cerca de París en Francia , Camptonville, California y la isla Rebun en Japón respectivamente. [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. [5]
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. [6]
Los eclipses solares parciales del 14 de enero de 1964 y del 9 de julio de 1964 ocurren en el conjunto de eclipses del año lunar anterior.
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. [7]
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.