Un eclipse solar anular ocurrió en el nodo ascendente de la órbita de la Luna entre el sábado 8 de mayo y el domingo 9 de mayo de 1948, [1] con una magnitud de 0,9999. 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 7 días después del apogeo (el 2 de mayo de 1948, a las 2:00 UTC) y 6,7 días antes del perigeo (el 15 de mayo de 1948, a las 17:10 UTC). [2]
El diámetro aparente de la Luna era solo un 0,006% menor que el del Sol, por lo que se trató de un eclipse solar anular que se produjo el 9 de mayo. El ancho del recorrido de este gran eclipse solar anular fue de unos 200 metros y duró solo 0,3 segundos. El gran eclipse anular cubrió más del 99% del Sol, creando un espectáculo espectacular para los observadores en solo una franja extremadamente estrecha; sin embargo, fue fugaz, durando solo unos momentos en el punto de máximo eclipse.
La anularidad fue visible desde Car Nicobar , la más septentrional de las islas Nicobar , y Birmania , Siam (ahora renombrada como Tailandia ) incluyendo Bangkok , Indochina francesa (la parte que ahora pertenece a Laos ), Vietnam del Norte (ahora perteneciente a Vietnam ), China , Corea del Sur , Isla Rebun en Japón , Islas Kuriles en la Unión Soviética (ahora pertenecientes a Rusia ) el 9 de mayo y Alaska el 8 de mayo. Un eclipse parcial fue visible en partes del sur de Asia , el sudeste de Asia , el este de Asia , el noreste de Asia , Alaska y el noroeste de Canadá .
Este fue el primero de cuatro eclipses solares centrales visibles desde Bangkok entre 1948 y 1958 , donde es extremadamente raro que una ciudad grande sea testigo de cuatro eclipses solares centrales en 10 años.
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 pudieron 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 valles en el limbo lunar. La National Geographic Society envió 7 equipos respectivamente a Myeik en Birmania, Bangkok en Siam, el condado de Wukang (ahora perteneciente al condado de Deqing, Zhejiang ) en China, Onyang-eup de Asan-gun (ahora Onyang-dong , ciudad de Asan ) en Corea del Sur, la isla Rebun en Japón, la isla Adak en Alaska, así como desde el aire a bordo de un Boeing B-29 Superfortress que partió de la isla Shemya . La escala de esta observación fue mayor que nunca. Al final, los equipos del aire y de la isla Rebun obtuvieron los mejores resultados con buenas condiciones climáticas, mientras que los resultados en Myeik y Bangkok fueron relativamente buenos, la isla Adak todavía algo valiosa, Onyang-eup fallando muchos goles y Wukang con los peores resultados donde hubo lluvia durante el eclipse. Fue poco después del final de la Segunda Guerra Mundial , y la observación en Japón mostró amistad entre la comunidad científica. [3] Kafuka , uno de los dos pueblos de la isla, apoyó al equipo de observación, y se construyó un Monumento de Observación del Eclipse Solar en 1954 para conmemorarlo. [4] [5] El monumento se erigió por primera vez en Kitousu, el centro del sitio de observación. Se trasladó al Santuario Itsukushima en 2003, al otro lado del mar frente a Rishirifuji . [6]
Antes de éste, también se produjeron los dos eclipses solares híbridos del 17 de abril de 1912 y del 28 de abril de 1930 , también pertenecientes al ciclo solar Saros 137, con una magnitud cercana a 1. Las observaciones se realizaron cerca de París , Francia y Camptonville, California respectivamente. Hubo oportunidad de hacer observaciones similares durante el eclipse solar anular del 20 de mayo de 1966 en Grecia y Turquía , también pertenecientes al mismo ciclo solar Saros. [4]
El Instituto de Astronomía de la Academia Sinica (predecesor del Observatorio de la Montaña Púrpura ), el Departamento de Física de la Universidad Nacional Central y la Oficina de Topografía del Ministerio de Defensa Nacional también formaron un equipo. El plan inicial era ir a Guangdong , lejos del sitio de observación del equipo estadounidense, con la esperanza de que los dos equipos no se vieran afectados por el mal tiempo al mismo tiempo. Sin embargo, después de comprobar el clima, el tráfico y las condiciones de la ley y el orden cerca de Guangzhou , Hangzhou y Suzhou , el equipo finalmente se decidió por Cibiwu en el condado de Yuhang . La decisión se tomó en base al hecho de que los datos meteorológicos mostraron malas condiciones en general en todo Jiangnan en mayo, dentro de la temporada de lluvias del este de Asia , y la financiación es limitada por lo que no se pudo realizar un viaje de larga distancia. Además, el Observatorio Xujiahui (Zi-Ka-Wei) estimó que había un 70% de esperanza en Cibiwu, y está cerca del sitio de observación del equipo estadounidense, lo que permite al equipo chino ver el equipo del equipo estadounidense para futuras referencias. [7] Zhang Yuzhe , director del Instituto de Astronomía, visitó los Estados Unidos y Canadá para estudiar el espectro de las binarias eclipsantes en 1946. Sin embargo, el Ministerio de Asuntos Exteriores de la República de China dejó de financiar su viaje de regreso a China. Aprovechó la oportunidad de unirse al equipo de observación para regresar a China en marzo de 1948, [8] y lo observó junto con Chen Zungui . [9] Al final, debido a las condiciones climáticas, al igual que el equipo estadounidense que viajó a China, el equipo chino también solo midió los cambios en la luminosidad del sol. El Observatorio de Qingdao, el Observatorio de la Universidad Sun Yat-sen y el Departamento de Física de la Universidad de Tongji también hicieron observaciones. [10]
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. [11]
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. [12]
Los eclipses solares parciales del 3 de enero de 1946 y del 29 de junio de 1946 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. [13]
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 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.
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