El miércoles 17 de abril de 1912, [1] [2] [3] se produjo un eclipse solar total en el nodo ascendente de la órbita de la Luna, con una magnitud de 1,0003. Fue un evento híbrido, que comenzó y terminó como un eclipse anular, con solo una pequeña porción de totalidad (solo 1,3 km (0,808 mi o 4265 pies) de ancho). 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 , que se produjo 7,4 días después del apogeo (el 10 de abril de 1912, a las 0:50 UTC) y 5,5 días antes del perigeo (el 22 de abril de 1912, a las 22:20 UTC), fue mayor. [4]
La anularidad fue visible primero desde el extremo sureste de Venezuela , el extremo norte de Brasil , la Guayana Británica (hoy Guyana ), la Guayana Holandesa (hoy Surinam ) y la isla de Porto Santo en Madeira , Portugal , luego la totalidad desde Portugal y España , con la anularidad continuando hacia el noreste a través de Francia (incluidos los suburbios del noroeste de París ), Bélgica , Países Bajos , Alemania y el Imperio ruso (las partes que ahora pertenecen al norte de Letonia , el sur de Estonia y Rusia ). Un eclipse parcial fue visible en partes del este de Sudamérica , el este de Norteamérica , África occidental , Europa y Asia occidental .
Fue el 30º eclipse del 137º ciclo de Saros , que comenzó con un eclipse parcial el 25 de mayo de 1389, y concluirá con un eclipse parcial el 28 de junio de 2633. Este eclipse ocurrió dos días después de que el RMS Titanic se hundiera en el noroeste del océano Atlántico bajo la oscuridad de la luna nueva . [5]
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 recorrido. Una serie de perlas de Baily en el borde lunar proporcionó una excelente oportunidad para medir el tamaño y la forma de la Tierra, así como de las montañas y los valles en el borde lunar. Se realizaron mediciones en Europa para localizar con precisión los límites de la sombra umbral distribuyendo personas cada 100 metros a lo largo de una carretera recta. [8]
El eclipse solar híbrido del 28 de abril de 1930 , también perteneciente al ciclo solar Saros 137, también ocurrió con una magnitud cercana a 1. Observaciones similares se hicieron cerca de Camptonville, California . Tales observaciones también se hicieron durante dos eclipses solares anulares posteriores del 9 de mayo de 1948 en la isla Rebun , Japón y el 20 de mayo de 1966 en Grecia y Turquía , también pertenecientes al mismo ciclo solar Saros. También se hicieron mediciones similares en la ciudad de Nueva York durante el eclipse solar total del 24 de enero de 1925 , que no pertenecía al mismo ciclo solar Saros 137 tuvo una magnitud mucho mayor que 1. [8]
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. [9]
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. [10]
El eclipse solar parcial del 31 de agosto de 1913 ocurre en el siguiente conjunto de eclipses del año lunar.
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. [11]
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.
