El 28 de julio de 1851 se produjo un eclipse solar total en el nodo ascendente de la órbita de la Luna, con una magnitud de 1,0577. 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. Ocurrió aproximadamente 1,5 días antes del perigeo (el 30 de julio de 1851, a las 2:30 UTC), el diámetro aparente de la Luna era mayor. [1]
El eclipse total fue visible desde partes de lo que hoy es Canadá , Groenlandia , Islandia , Noruega , Suecia , Dinamarca , Polonia , Rusia , el suroeste de Lituania , Bielorrusia , Ucrania , Moldavia , Georgia , Armenia y Azerbaiyán . También fue visible un eclipse solar parcial en partes de América del Norte , Europa , el norte de África , Rusia , Oriente Medio y Asia Central .
Esta fue la primera fotografía científicamente útil de un eclipse solar total , tomada por Julius Berkowski en el Observatorio Real de Königsberg , Prusia. Fue la primera ocasión en que se registró una imagen fotográfica precisa de un eclipse solar.
Un eclipse solar ocurre cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol , proyectando una sombra sobre la Tierra que oscurece temporalmente parte o la totalidad del disco solar. Los eclipses pueden ocurrir solo cuando los tres cuerpos están correctamente alineados. Los eclipses parciales, en los que solo se oscurece una parte de la superficie del Sol, son relativamente comunes debido al ancho de la sombra exterior de la Luna, o penumbra, que puede tener varios cientos de millas de ancho. Los eclipses totales ocurren cuando la sombra interior de la Luna, o umbra, alcanza la superficie de la Tierra, oscureciendo completamente al Sol sobre una porción mucho más estrecha del suelo. Si la Luna está demasiado lejos en el momento de un eclipse, su umbra puede no alcanzar la superficie de la Tierra, y solo será visible un eclipse parcial.
Antes de la llegada de la ciencia moderna, los eclipses solares solían verse con un temor supersticioso. Sin embargo, los eclipses también son de interés para la ciencia debido a los diversos fenómenos que se pueden observar cuando ocurren. La atmósfera exterior del Sol, o corona , normalmente es invisible debido al brillo del disco solar, pero se vuelve visible desde la Tierra durante un eclipse total. Hasta el siglo XX, los eclipses solares proporcionaban la única oportunidad para que los científicos observaran y estudiaran la corona solar. Con el desarrollo de la fotografía durante la primera mitad del siglo XIX, se hizo teóricamente posible registrar una imagen fija del Sol durante un eclipse total. Se utilizaron diversos procesos para las primeras fotografías, de los cuales el más exitoso fue el daguerrotipo .
Fotografiar un acontecimiento tan poco frecuente como un eclipse total planteaba desafíos únicos para la fotografía primitiva, entre ellos el contraste extremo entre la corona y la sombra oscura de la Luna, así como el ángulo inusual en el que debía orientarse el equipo fotográfico. Antes del eclipse del 28 de julio de 1851, todavía no se había producido ninguna fotografía correctamente expuesta de la corona solar. Para esta ocasión, el Observatorio Real Prusiano de Königsberg (actualmente Kaliningrado , Rusia ) encargó a uno de los daguerrotipistas más hábiles de la ciudad, Johann Julius Friedrich Berkowski, que registrara una imagen fija del acontecimiento. [2] Los observadores conectaron un pequeño telescopio refractor de seis centímetros a un heliómetro Fraunhofer de 15,8 centímetros , y Berkowski realizó una exposición de ochenta y cuatro segundos poco después del comienzo de la totalidad. [3]
Entre los otros observadores se encontraban los astrónomos británicos Robert Grant y William Swan , y el astrónomo austríaco Karl Ludwig von Littrow . Dedujeron que las prominencias eran parte del Sol, porque se veía que la Luna las cubría y descubría a medida que se movía frente al Sol. [4] [ se necesita una mejor fuente ]
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 3 de abril de 1848 y del 27 de septiembre de 1848 ocurren en el conjunto de eclipses del año lunar anterior, y los eclipses solares del 17 de junio de 1852 (parcial) y del 11 de diciembre de 1852 (total) ocurren en el siguiente conjunto de eclipses del año lunar.
Este eclipse es parte de la serie Saros 143 , que se repite cada 18 años, 11 días y contiene 72 eventos. La serie comenzó con un eclipse solar parcial el 7 de marzo de 1617. Contiene eclipses totales desde el 24 de junio de 1797 hasta el 24 de octubre de 1995 ; eclipses híbridos desde el 3 de noviembre de 2013 hasta el 6 de diciembre de 2067 ; y eclipses anulares desde el 16 de diciembre de 2085 hasta el 16 de septiembre de 2536. La serie termina en el miembro 72 como un eclipse parcial el 23 de abril de 2897. 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 16 a los 3 minutos, 50 segundos el 19 de agosto de 1887 , y la duración más larga de anularidad será producida por el miembro 51 a los 4 minutos, 54 segundos el 6 de septiembre de 2518. 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 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.
