ECLIPSELE DE SOARE

Georgeta Mariş

Institutul Astronomic al Academiei Române

1. Introducere

Au trecut deja aproape şase ani şi jumătate de la ultima eclipsă totală a mileniului trecut – eclipsa de la 11 august 1999, vizibilă din ţara noastră. Astfel de spectacole astrale sunt de neuitat pentru cei care au avut norocul să le admire. Chiar dacă o eclipsă de Soare parţială nu permite vizualizarea coroanei solare ea nu este un fenomen mai puţin demn de admiraţia noastră: aceiasi „actori“ – Soarele, Luna şi Pământul, acelaşi „regizor“ – mişcarea celor trei corpuri amintite. Dintre eclipsele parţiale, de magnitudine mai mare sau mai mică, se detaşează unele cu aspect special: eclipsele inelare, la care în faza de maximă acoperire a discului solar putem admira un „inel“ strălucitor suspendat undeva deasupra noastră în imensitatea cerului.

În antichitate, eclipsele au fost interpretate adesea ca prevestind mari nenorociri. A urmat interpretarea dată eclipselor de astrologii evului mediu tot ca fenomene cu influenţe nefaste asupra destinului oamenilor. O adevărată dezbatere o provoacă în Franţa eclipsa parţială din 12 august 1654. O broşură de largă circulaţie prezină eclipsa aceasta ca un semn prevestitor al Judecăţii de Apoi, pe baza unei argumentări astrologice. Din cauza panicii create, un vicar general de la Curtea Franţei, Claude Auvy, apropiat al lui Mazarin, apelează la Pierre Gassendi, profesor la Colegiul Regal, pentru a explica opiniei publice fenomenul stiintific. Lucrarea lui Gassendi, cu tot tirajul mare pe care l-a avut, a fost citită doar de oamenii de ştiinţă ai vremii şi nu a reuşit să „dovedească“ afirmaţiile panicarde răspândite pe cale orală în toate mediile sociale.

Pentru eclipsa din 1 aprilie 1764, în Gazette de la France din 19 martie 1764 se putea citi un îndemn către preoţi de a devansa slujba din a patra duminică de post, din cauza unei eclipse totale de Soare care va aduce „tenebrele nopţii“ pe la ora 10 dimineaţa. Preoţii au urmat acest îndemn deşi unii oameni de ştiinţă au arătat că nu va fi o eclipsă totală ci doar … inelară! Uimitor este faptul că preoţii sunt îndemnaţi să „înştiinţeze poporul că eclipsele nu au asupra noastră nici o influenţă, fie ea morală sau fizică; că nu prevestesc şi nu produc sterilitate, molime, războaie“ ci se produc datorită mişcărilor corpurilor cereşti.

2. Producerea eclipselor de Soare

Eclipsele de Soare se produc când Luna se interpune între Soare şi Pământ acoperind, parţial sau total, discul Soarelui, aşa încât umbra Lunii mătură Pământul. O eclipsă totală este un fenomen rar; pentru un anumit loc de pe Pământ, se repetă la aproximativ 350 ani. Mecanismul de producere a eclipselor de Soare este extrem de simplu: Luna fiind un corp opac, luminată de Soare, aruncă un con de umbră - unde nu va pătrunde deloc lumina solară - şi un con de penumbră - unde lumina solară pătrunde doar parţial (fig.1).

În zonele în care conul de umbră al Lunii mătură Pământul, are loc o eclipsă totală de Soare (fig. 1, traseul 1), iar în zonele unde penumbra Lunii mătură Pământul, se produce o eclipsă parţială de Soare (fig. 1, traseul 2). Dacă Luna este prea departe de Pământ, discul său nu acoperă în întregime discul Soarelui; conul de umbră al Lunii nu ajunge până la Pământ, dar prelungirea sa (anti-umbra) poate ajunge şi, în acele regiuni, se va observa o eclipsă inelară de Soare (fig. 1, traseul 3). Eclipsele de Soare totale sau inelare încep cu o fază de parţialitate după care urmează faza de totalitate sau respectiv inelaritate şi se sfârşesc cu o fază de parţialitate.

Magnitudinea unei eclipse se exprimă în fracţiuni de disc solar acoperit de discul aparent al Lunii sau în procente (0,503 sau 50,3%).

Eclipsele totale de Soare pot fi vizibile de pe Pământ datorita unor coincidenţe stranii în sistemul Soare - Pământ - Lună. Astfel, deşi orbitele Lunii şi Pământului sunt eliptice, dimensiunile aparente ale Soarelui şi Lunii (văzute de pe Pământ) variază puţin în timp. Luna este de aproximativ 400 de ori mai mică în diametru decât Soarele, dar este de aproximativ 390 de ori mai aproape. Acest lucru face ca cele două corpuri cereşti să fie văzute de pe Pământ sub aproximativ acelaşi diametru unghiular. Dacă Luna ar fi mai mică, discul său nu ar putea acoperi total discul solar şi niciodată nu s-ar putea produce o eclipsa totală de Soare! In acest caz, eclipsa ar putea fi doar inelară sau parţială. Dacă discul Lunii ar fi semnificativ mai mare decât este în realitate, el ar putea acoperi total cromosfera şi mare parte din coroana Soarelui, aşa încât eclipsa ar fi vizibilă de pe o suprafaţă mult mai mare a Pământului şi durata sa ar fi mai mare! Tabelul 1 cuprinde câteva date astronomice interesante.

Tabelul 1. Dimensiuni în sistemul Soare - Pământ - Lună

Diametru (km)
Soare		Pământ		Lună
1 392 530		12 756		3 476
Distanţa de la Pământ (km)
	Minimă		Medie		Maximă
Soare	147 000 000		149 600 000		152 000 000
Lună	354 400		384 400		406 700
Diametrul aparent (min. arc)
	Minimă		Medie		Maximă
Soare	31,49'		32,03'		32,57'
Lună	29,38'		31,45'		33,53'

Semi-diametrul aparent al Soarelui variază doar cu 3%, dar variaţia de 12% în distanţa Pământ - Lună face ca diametrul aparent al Lunii să varieze mult: el poate fi cu 7% mai mare decât cel al Soarelui (eclipsă totală) sau poate fi cu 10% mai mic decât semi-diametrul solar (atunci pot avea loc eclipse inelare de Soare). Există „eclipse centrale“, la care axa conului de umbră al Lunii înţeapă Pământul (acestea sunt inelare sau totale), sau „eclipse ne-centrale“, când axa conului de umbră nu atinge Pământul. În cazul unei eclipse totale, diametrul maxim al conului de umbră nu poate depăşi 273 km, iar conul de anti-umbră, în cazul unei eclipse inelare, poate avea un diametru maxim de 313 km. Proiecţia umbrei pe Pământ poate produce o bandă de totalitate cu lăţimea mai mare decât valorile de mai sus.

Durata unei faze de eclipsă totală poate varia de la câteva secunde la maxim 7½ minute, iar durata maximă a fazei de eclipsă inelară poate fi de 12½ minute.

Parametrul gamma reflectă distanţa, exprimată în raze terestre, dintre axa conului de umbră al Lunii şi centrul Pământului, fiind unul dintre parametrii importanţi ai unei eclipse de Soare. Astfel, gamma = 0, însemnă că axa conului trece chiar prin centrul Pământului; gamma < 0, axa trece la sud de ecuator; gamma > 0, axa conului trece la nord de ecuator; gamma = ±1, axa este tangentă Pământului la polul nord sau, respectiv, sud. O eclipsă de Soare poate fi vizibilă de pe Pământ până la gamma » ±1,5. Locul în care axa conului de umbră intersectează suprafaţa Pământului este punctul de maxim al eclipsei totale sau inelare (durată şi acoperire maxime).

3. Periodicitatea eclipselor de Soare

Periodicitatea eclipselor de Soare rezultă din studiul mişcării corpurilor Soare - Pământ - Lună şi al geometriei fenomenului de eclipsă. Pământul se mişcă în jurul Soarelui pe o orbită eliptică (ecliptica); Luna se mişcă în jurul Pământului pe o orbită, de asemenea, eliptică (perioada de rotaţie siderală = 27,32 zile). Datorită înclinării planului orbitei Lunii faţă de planul orbitei Pământului cu aproximativ 5^o, eclipsele de Soare pot apărea numai în momentele în care alinierea Soare - Lună - Pământ se produce pe linia nodurilor N-N' şi numai la faza de „Lună Nouă“ (fig. 2 - poziţiile I şi III; în poziţiile II şi IV, umbra Lunii nu atinge Pământul).

Alinierea Soare - Pământ - Lună, generează eclipse de Lună; eclipse totale de Lună pot apărea doar la faza de „Lună Plină“.

Considerând planul eclipticii ca reper, trecerea Lunii printr-unul dintre noduri se face fie ascendent, fie descendent, aşa încât eclipsele de Soare se pot produce la nodul ascendent sau la nodul descendent. În cursul unui an, această situaţie poate apărea de două ori, la intervale de aproximativ 6 luni („sezoane de eclipse“). Perioada de timp în care discul Lunii poate acoperi discul solar (parţial sau total) poate dura 18,75 zile, de fiecare parte a nodului respectiv, astfel că pe durata a 37,5 zile (fig. 3) se pot produce chiar două faze de Lună Nouă, deci două eclipse (doar parţiale) de Soare.

Deplasarea liniei nodurilor pe ecliptică, combinată cu periodicitatea fazelor lunare (perioada sinodică sau „lunaţie“ = 29,53 zile), determină o perioadă de 18 ani şi 10,32; 11,32 sau 12,32 zile (în funcţie de câţi ani bisecţi sunt cuprinşi în intervalul de 18 ani) de producere a eclipselor în aceeaşi configuraţie a celor trei corpuri cereşti. Această perioadă de 18,03 ani (sau 223 lunaţii) este denumită ciclu Saros (cuvântul „saros“ însemna repetiţie, în vechiul Babilon).

Fracţiunea de 0,32 dintr-o zi înseamnă o rotaţie a Pământului cu aproximativ 120°, aşa încât fiecare eclipsă, după 18,03 ani, se va vedea, de pe suprafaţa Pământului, cu 120° mai spre vest decât precedenta. După trei cicluri Saros, eclipsa de Soare va apărea la aceeaşi longitudine, dar deplasată în latitudine, spre nord sau spre sud, deci având alt parametru gamma. Într-un sistem propus de astronomul danez van den Bergh în 1955, se pot grupa în serii Saros toate eclipsele ce apar la intervale de 18,03 ani, cu gamma variind de la +1,5 la -1,5. O astfel de serie poartă un număr (eclipsa din 29 martie 2006 aparţine ciclului Saros 139, tabelul 2), conţine între 70 şi 85 eclipse şi poate dura între 1200 şi 1500 de ani.

Ciclul Saros 139 are durata de 1262,1 ani şi conţine 71 eclipse dintre care: 16 - parţiale, 43 totale şi 12 eclipse hibrid (datorită curburii Pământului este posibil ca o eclipsă să fie vizibilă ca totală din anumite zone sau inelară, din alte zone). Nici o eclipsă „doar“ inelară nu se produce în aceast ciclu. Prima eclipsă din ciclu s-a produs la 17 mai 1501 iar ultima, va avea loc la 3 iulie 2763.

Tabelul 2. Ciclul Saros nr. 139

Data	Tip	Gamma	Mag./ Lat. (km)	Durata centrală
1501 May 17	Pb	1.500	0.091
1519 May 28	P	1.418	0.235
1537 Jun 07	P	1.337	0.380
1555 Jun 19	P	1.254	0.530
1573 Jun 29	P	1.172	0.678
1591 Jul 20	P	1.091	0.826
1609 Jul 30	P	1.014	0.966
1627 Aug 11	H	0.940	2	00m01s
1645 Aug 21	H	0.871	28	00m16s
1663 Sep 01	H	0.807	38	00m29s
1681 Sep 12	H	0.750	43	00m40s
1699 Sep 23	H	0.700	46	00m49s
1717 Oct 04	H	0.656	47	00m56s
1735 Oct 16	H	0.620	48	01m02s
1753 Oct 26	H	0.591	49	01m08s
1771 Nov 06	H	0.567	50	01m13s
1789 Nov 17	H	0.550	52	01m19s
1807 Nov 29	H	0.538	55	01m26s
1825 Dec 09	H	0.530	60	01m34s
1843 Dec 21	T	0.523	66	01m43s
1861 Dec 31	T	0.519	74	01m55s
1880 Jan 11	T	0.514	84	02m07s
1898 Jan 22	T	0.508	96	02m21s
1916 Feb 03	T	0.499	108	02m36s
1934 Feb 14	T	0.487	123	02m52s
1952 Feb 25	T	0.470	138	03m09s
1970 Mar 07	T	0.447	153	03m28s
1988 Mar 18	T	0.419	169	03m46s
2006 Mar 29	T	0.384	183	04m07s
2024 Apr 08	T	0.343	197	04m28s
2042 Apr 20	T	0.296	210	04m51s
2060 Apr 30	T	0.242	222	05m15s
2078 May 11	T	0.184	232	05m40s
2096 May 22	T	0.120	241	06m06s
2114 Jun 03	T	0.053	248	06m32s
2132 Jun 13	Tm	-0.018	255	06m55s
2150 Jun 25	T	-0.091	260	07m14s
2168 Jul 05	T	-0.166	264	07m26s
2186 Jul 16	T	-0.239	267	07m29s
2204 Jul 27	T	-0.313	269	07m22s
2222 Aug 08	T	-0.383	270	07m06s
2240 Aug 18	T	-0.452	270	06m40s
2258 Aug 29	T	-0.516	269	06m09s
2276 Sep 09	T	-0.575	266	05m33s
2294 Sep 20	T	-0.630	263	04m57s
2312 Oct 01	T	-0.678	257	04m20s
2330 Oct 13	T	-0.720	251	03m46s
2348 Oct 23	T	-0.756	242	03m14s
2366 Nov 03	T	-0.786	231	02m47s
2384 Nov 14	T	-0.810	217	02m22s
2402 Nov 25	T	-0.829	202	02m02s
2420 Dec 05	T	-0.843	185	01m45s
2438 Dec 17	T	-0.853	167	01m30s
2456 Dec 27	T	-0.861	150	01m19s
2475 Jan 08	T	-0.867	136	01m10s
2493 Jan 18	T	-0.874	123	01m02s
2511 Jan 30	T	-0.881	114	00m57s
2529 Feb 10	T	-0.890	108	00m53s
2547 Feb 21	T	-0.904	106	00m50s
2565 Mar 03	T	-0.921	106	00m46s
2583 Mar 15	T	-0.945	115	00m42s
2601 Mar 26	T	-0.973	141	00m36s
2619 Apr 06	P	-1.010	0.978
2637 Apr 17	P	-1.052	0.901
2655 Apr 28	P	-1.102	0.810
2673 May 08	P	-1.157	0.709
2691 May 20	P	-1.220	0.593
2709 May 31	P	-1.286	0.471
2727 Jun 11	P	-1.358	0.339
2745 Jun 22	P	-1.434	0.201
2763 Jul 03	Pe	-1.512	0.058

Notaţiile din table au următoarele semnificaţii: P – Eclipsă parţială; Pb - Eclipsă parţială (la începutul ciclului Saros); Pe - Eclipsă parţială (la sfârşitul ciclului Saros); T - Eclipsă totală; Tm - Eclipsă totală la mijlocul ciclului Saros; H - Eclipsă hibrid (inelară/totală). Coloana Mag/Lat dă magnitudinea eclipsei (pentru eclipse parţiale) sau lăţimea benzii umbrei (totalitate sau inelaritate) în km (pentru eclipse totale sau inelare).

Toate eclipsele din serie apar la nodul ascendent al orbitei lunare şi parametrul gamma descreşte continuu.

4. Fenomene care se observă în timpul eclipselor de Soare

Orice eclipsă totală de Soare cuprinde două faze: parţială şi totală. Eclipsa parţială durează aproximativ o oră de la primul contact (discul Soarelui şi al Lunii sunt tangente exterioare) până la al doilea contact (cele două discuri sunt tangente interioare), timp în care discul întunecat al Lunii înaintează peste discul strălucitor al Soarelui, acoperindu-l complet (fig. 4). Al doilea contact constituie momentul începutului eclipsei totale, care se termină la al treilea contact, când discul Lunii, continuându-şi drumul, devine din nou tangent interior discului Soarelui, într-un punct diametral opus. În acel moment, începe cea de-a doua parte a eclipsei parţiale, ce durează tot aproximativ o oră, în care discul Lunii părăseşte treptat discul Soarelui. La ultimul contact, când discul Lunii a părăsit complet discul solar (cele două discuri sunt, din nou, tangente exterioare), eclipsa se sfârşeşte.

Fig. 4 - Cele patru contacte în desfăşurarea unei eclipse totale de Soare

La începutul eclipsei parţiale, imediat după primul contact, se va observa o mică pată întunecată la marginea discului solar, care va creşte continuu; este discul Lunii care acoperă treptat discul solar. Concomitent cu micşorarea suprafeţei vizibile a Soarelui, se va simţi o uşoară scădere a temperaturii. Cu aproximativ 20 de minute înainte de totalitate, când din Soare se mai vede doar o „seceră“ îngustă având colţurile îndreptate către vest, temperatura aerului scade brusc, ca şi lumina solară, şi pare că se înserează. Odată cu scăderea temperaturii, apare vântul eclipsei solare. Un fenomen meteorologic, nedorit în timpul eclipsei, este formarea norilor datorită răcirii aerului.

Înainte de totalitate, când din discul Soarelui a rămas doar o porţiune îngustă, se pot observa benzi de lumină şi umbră care se mişcă pe Pământ, pe clădiri. Ele pot fi uşor văzute, dacă pe sol aşternem o coală mare de hârtie albă sau un cearşaf; în anumite condiţii, aceste benzi pot fi chiar fotografiate.

Sub copaci sau tufişuri, se pot observa seceri luminoase, înguste, proiectate pe sol (fig. 5). Aceste seceri sunt imagini ale „secerii“ discului solar, proiectate pe sol prin spaţiile dintre frunze, ce acţionează ca nişte camere cu orificii.

Câteva secunde înaintea totalităţii, secera Soarelui se îngustează din ce în ce mai mult, fragmentându-se, în scurt timp, în mărgele de lumină, cunoscute drept perlele sau mărgelele lui Baily (fig. 6). Ele sunt produse de ultimele raze de lumină solară ce reuşesc să treacă prin „văile“ şi „depresiunile“ de la marginea discului Lunii. Chiar înaintea celui de-al doilea contact, dintre „mărgele“ rămâne o singură pată luminoasă, strălucitoare ca un diamant, cu două „braţe“, rezultate din colţurile secerii discului solar, ce tind să „cuprindă“ discul lunar; acesta este fenomenul cunoscut ca inelul de diamant (fig. 7).

Când dispare inelul de diamant, imediat după al doilea contact, timp de câteva secunde, poate fi vizibilă secera roşietică a cromosferei solare, regiunea atmosferei solare dintre fotosferă şi coroană. Cromosfera este vizibilă în condiţii bune doar în zonele din apropierea liniei centrale a benzii de totalitate şi dacă totalitatea nu este foarte scurtă. Pentru observatorii care se află foarte aproape de marginea zonei de totalitate, perlele lui Baily sunt prezente pe toată durata fazei de totalitate.

Cu puţin înainte de al doilea contact, dinspre vest, se apropie de observator umbra Lunii, cu viteza de aproximativ 1700 km/oră. Aceasta apare ca un voal enorm, purtat de Lună, ce se desfăşoară de la cer până la Pământ şi care ajunge la noi, observatori ai eclipsei, acoperindu-ne. În condiţii de bună vizibilitate, acest fenomen produce un efect straniu!

În momentul în care „voalul de umbră ne învăluie“, pe cer, în jurul discului solar, complet obturat de Lună, apare deodată coroana solară (fig. 8), atmosfera exterioară a Soarelui, de culoare alb-perlată. Uneori sunt vizibile cu ochiul liber şi protuberanţele solare la marginea discului întunecat, în interiorul coroanei, ca nişte giuvaere roşii, strălucitoare, de forme şi mărimi diferite. Acestea se pot distinge mai bine cu ajutorul unui binoclu, dar trebuie mare atenţie ca acesta să fie folosit numai cu filtre speciale înainte de începutul totalităţii eclipsei şi după ce aceasta a luat sfârşit. În timpul fazei de totalitate, se poate privi direct prin binoclu, fără nici un pericol. La totalitate, pe bolta cerească se vor vedea unele planete din apropierea Soarelui şi stelele mai strălucitoare: planetele Venus şi Mercur, stelele Sirius, Capella, Regulus, Procyon, Castor şi Pollux (figura 5). La sfârşitul totalităţii, spre vestul discului lunar, apare prima licărire a luminii Soarelui după cel de-al treilea contact şi, apoi, apar, în ordine inversă: cromosfera, inelul de diamant şi mărgelele lui Baily. Cerul se va lumina treptat, stelele vor dispărea, discul luminos al Soarelui „iese“ puţin câte puţin din spatele Lunii. După circa o oră, ultima porţiune a discului întunecat al Lunii dispare, după cel de-al patrulea contact.

5. Fotografierea eclipselor

Toate fenomenele descrise în paragraful precedent pot fi imprimate pe o peliculă fotografică, începând cu primul contact şi continuând cu: desfăşurarea eclipsei parţiale, al doilea contact, eclipsa totală, al treilea contact şi, în fine, eclipsa parţială din partea a doua a desfăşurării evenimentului, până la al patrulea contact. Pot fi fotografiate: inelul de diamant, mărgelele lui Baily, cromosfera şi, cel mai important, coroana solară şi protuberanţele. De asemenea, se pot imprima pe film benzile de umbră care apar pe sol înainte de totalitate şi secerile în descreştere (înainte de al doilea contact) sau în creştere (după al treilea contact), ca şi umbra Lunii, înainte şi după totalitate.

Eclipsa de Soare poate fi fotografiată în siguranţă dacă vor fi respectate regulile de protejare a ochilor. Pentru a fotografia eclipsa se poate folosi orice fel de aparat fotografic cu control manual pentru filme de 35 mm. Obiectivul sau teleobiectivul trebuie ales în aşa fel încât să producă o imagine a Soarelui, pe film, cât mai mare posibil. Mărimea imaginii pe un cadru de film de 35 mm poate fi calculată aproximativ, după formula:

I(mm) = f(mm)/109

unde: I – diametrul imaginii discului solar pe film şi f – distanţa focală a obiectivului aparatului fotografic.

Cel mai convenabil teleobiectiv pentru fotografierea eclipsei are o distanţă focală de 500 mm şi dă o imagine a Soarelui pe film de 4,6 mm (mai exact, 4,59 mm), care permite fotografierea coroanei solare în timpul totalităţii până la peste 4 raze solare distanţă. Teleobiectivele pot mări distanţa focală până la aproximativ 1000 mm. Ataşarea unui aparat fotografic la telescoape cu distanţe focale de 2000 mm şi mai mari permite obţinerea de imagini solare utile mai ales pentru fazele eclipsei parţiale. În tabelul 3 sunt prezentate dimensiunile câmpului de vedere şi diametrul imaginii Soarelui pe un film de 35 mm.

Tabelul 3. Dimensiunile câmpului de vedere şi diametrul imaginii Soarelui

Distanţa focală	Câmpul de vedere	Diametrul imaginii solare	Distanţa focală	Câmpul de vedere	Diametrul imaginii solare
28 mm	49^° ´ 74^°	0,2 mm	500 mm	2,7^° ´ 4,1^°	4,6 mm
35 mm	39^° ´ 59^°	0,3 mm	1000 mm	1,4^° ´ 2,1^°	9,2 mm
50 mm	27^° ´ 40^°	0,5 mm	1500 mm	0,9^° ´ 1,4^°	13,8 mm
105 mm	13^° ´ 19^°	1,0 mm	2000 mm	0,7^° ´ 1,0^°	18,4 mm
200 mm	7^° ´ 10^°	1,8 mm	2500 mm	0,6^° ´ 0,8^°	22,9 mm
400 mm	3,4^° ´ 5,1^°	3,7 mm

Pentru obţinerea imaginii coroanei solare în timpul totalităţii, distanţa focală a telescopului nu trebuie să depăşească 1500 mm pentru aparate foto cu film de 35 mm, iar pentru fotografierea structurilor coronale foarte extinse e bine să se folosească obiective cu distanţe focale mai mici de 1000 mm.

Pentru îndepărtarea pericolului deteriorării vederii din cauza radiaţiei solare puternice, trebuie să aşezăm în faţa obiectivului fotografic un filtru din mylar sau un filtru special de sticlă. De menţionat că aceste filtre au scopul de a atenua radiaţia solară (în vizibil şi în infraroşu de 100 000 ori) şi de a permite un timp de expunere corect pentru fazele eclipsei parţiale. Faza eclipsei totale va fi fotografiată fără filtre. Trebuie să avem în vedere că în localităţile de pe teritoriul ţării noastre, aşezate de o parte şi de alta a benzii de totalitate, eclipsa va fi parţială, chiar dacă în faza sa maximă va fi vizibilă numai o fracţiune foarte mică din suprafaţa Soarelui (între 1% şi 6%).

Stabilitatea aparatului fotografic poate fi asigurată prin montarea lui pe un trepied, iar declanşarea expunerii este bine să fie făcută printr-un cablu declanşator. În cazul în care cele 36 de cadre ale unui film se termină în apropierea fazei maxime a eclipsei, este recomandabil să nu se schimbe filmul din aparat, ci să se folosească un alt aparat identic deja încărcat.

Alegerea filmului depinde de felul eclipsei ce se urmăreşte (parţială, inelară, totală). Este recomandabil un film de sensibilitate scăzută sau medie (50–100 ISO), deoarece lumina Soarelui este destul de puternică în fazele de eclipsă parţială. Anterior eclipsei, este util să se facă teste pentru alegerea timpilor de expunere. Emulsiile alb-negru oferă o varietate de filme rapide, notate cu ISO (anterior ASA). Sunt de preferat filmele cu granulaţie fină, ele putând reproduce cele mai mici detalii ale fenomenelor solare. La fel de bine pot fi folosite filmele negative color şi filmele pentru diapozitive (având în denumire sufixul „chrome“).

Cel mai important lucru de reţinut este că în timpul fazei de totalitate toate filtrele din faţa obiectivelor fotografice trebuie scoase. Coroana are o strălucire de suprafaţă de un milion de ori mai mică decât fotosfera, aşa că fotografierea coroanei se face fără filtre. În plus, nu există nici un pericol pentru ochi dacă privim direct Soarele total eclipsat. Fotografierea coroanei, în aşa fel încât să apară structura sa cât mai reală, este dificilă, deoarece coroana internă este mai strălucitoare decât cea externă şi nu se poate lucra cu un singur timp de expunere. Cea mai bună metodă este alegerea unei diafragme şi folosirea mai multor timpi de expunere (de la 1/1000 s la 1 s) pe durata totalităţii. Este bine să se facă alegerea şi repetarea unei suite adecvate de expuneri înainte de eclipsă, deoarece, în intervalul scurt al totalităţii, rămâne prea puţin timp pentru luarea unor decizii, având în vedere şi emoţia momentului!

Durata expunerii pentru diferite combinaţii de sensibilităţi ale filmelor (ISO), diferite diafragme şi, evident, fenomenele solare de fotografiat (cromosfera, protuberanţe, coroana internă, medie şi externă) sunt prezentaţi în tabelul 4. Alegem filmul după sensibilitate (ISO), din partea superioară a primei coloane, apoi ne deplasăm la dreapta pentru a alege diafragma dorită. Deplasându-ne în jos pe coloana diafragmei fixate, găsim, în partea inferioară a tabelului, timpul de expunere pentru fenomenul pe care dorim să-l fotografiem. Valoarea găsită va fi folosită, orientativ, ca punct de plecare pentru fotografierea fenomenului înscris în prima coloană. De exemplu, pentru a fotografia protuberanţele folosind 100 ISO la diafragmă 11, tabelul 4 recomandă o expunere de 1/500.

Tabelul 4. Durata expunerii pentru fotografierea diverselor fenomene vizibile la o eclipsă de Soare

ISO		Diafragma
25		1,4	2	2,8	4	5,6	8	11	16	22
50		2	2,8	4	5,6	8	11	16	22	34
100		2,8	4	5,6	8	11	16	22	34	44
200		4	5,6	8	11	16	22	34	44	64
400		5,6	8	11	16	22	34	44	64	84
800		8	11	16	22	34	44	64	84	128
1600		11	16	22	34	44	64	84	128	176
Fenomenul	Q	Timpul de expunere
Eclipsă parţială (4)	11	-	-	-	1/4000	1/2000	1/1000	1/500	1/250	1/125
Eclipsă parţială (5)	8	1/4000	1/2000	1/1000	1/500	1/250	1/125	1/60	1/30	1/15
Mărgelele lui Baily	11	-	-	-	1/4000	1/2000	1/1000	1/500	1/250	1/125
Cromosfera	10	-	-	1/4000	1/2000	1/1000	1/500	1/250	1/125	1/60
Protuberanţele	9	-	1/4000	1/2000	1/1000	1/500	1/250	1/125	1/60	1/30
Coroana – 0,1 R€	7	1/2000	1/1000	1/500	1/250	1/125	1/60	1/30	1/15	1/8
Coroana – 0,2 R€	5	1/500	1/250	1/125	1/60	1/30	1/15	1/8	1/4	1/2
Coroana – 0,5 R€	3	1/125	1/60	1/30	1/15	1/8	1/4	1/2	1 sec	2 sec
Coroana – 1,0 R€	1	1/30	1/15	1/8	1/4	1/2	1 sec	2 sec	4 sec	8 sec
Coroana – 2,0 R€	0	1/15	1/8	1/4	1/2	1 sec	2 sec	4 sec	8 sec	15sec
Coroana – 4,0 R€	-1	1/8	1/4	1/2	1 sec	2 sec	4 sec	8 sec	15sec	30sec
Coroana – 8,0 R€	-3	1/2	1 sec	2 sec	4 sec	8 sec	15 sec	30 sec	1 min	2 min

(4) = filtru neutru cu densitatea 4; (5) = filtru neutru cu densitatea 5; R_€ = raza discului solar

Se poate calcula timpul de expunere folosind factorul „Q“ – exponent de strălucire - din tabel, după formula:

t = f² / (I ´ 2^Q),

unde: t = timpul de expunere în secunde; f = f/diafragmă sau raportul focal; I = sensibilitatea filmului în ISO.

Toate datele din tabel se referă la un cer senin şi o coroană de strălucire medie. Expunerile se pot modifica ţinând seama de condiţiile cerului şi de natura variabilă a fenomenului solar vizat. Altă cale interesantă de a fotografia eclipsa este aceea de a înregistra toate fazele sale pe un singur cadru de film. Acesta se poate realiza folosind o cameră staţionară capabilă să facă expuneri multiple.

Deoarece Soarele se mişcă pe cer cu 15° pe oră, el se va deplasa încet şi în câmpul de vedere al oricărui aparat foto prevăzut cu un obiectiv obişnuit (35-50 mm), cu distanţă focală normală. Dacă aparatul fotografic este orientat astfel încât Soarele să se deplaseze de-a lungul diagonalei unui cadru, vor trebui peste 3 ore ca imaginea Soarelui să străbată câmpul de 50 mm al obiectivului fotografic. Orientarea aparatului poate fi determinată prin încercări cu mai multe zile înainte de eclipsă. Soarele va fi poziţionat la capătul estic al căutătorului (la stânga, în emisfera nordică) cu puţin timp înainte ca eclipsa să înceapă. Expunerile vor fi făcute în timpul eclipsei la intervale de 5 minute. Aparatul fotografic trebuie să rămână rigid pe toată perioada eclipsei, bine fixat pe un zid sau un alt suport, un simplu trepied fiind clătinat cu uşurinţă de vânt. Fotografia finală va consta dintr-o succesiune de „sori“, fiecare arătând faze diferite ale eclipsei.

Fotografii ale eclipselor de Soare se pot realiza din avion, sau de la bordul unui vapor. Este mai greu să se facă recomandări precise în aceste cazuri, mai întâi datorită faptului că în asemenea situaţii nu poate fi vorba de o platformă fixă. Acest fapt impune anumite limite pentru distanţa focală a obiectivului şi pentru timpii de expunere. Nu pot fi folosite telescoape de 1000 mm distanţă focală, sau mai mari, deoarece câmpul lor de vedere, mic, necesită stabilitatea vaporului pe durata totalităţii, ceea ce este dificil de realizat chiar şi pe o mare calmă. Un obiectiv cu distanţă focală de 500 mm poate fi recomandat ca fiind la limita superioară a distanţei focale admise. Alegerea filmului depinde de starea atmosferei şi a apei mării. Dacă va fi o zi calmă, se poate încerca 100 ISO.

Pot fi fotografiate şi planetele, stelele şi alte obiecte cereşti vizibile pe cer în faza de totalitate a eclipsei totale de Soare. Se poate folosi un obiectiv obişnuit (35 - 50 mm), dar un timp de expunere prelungit până la 10-20 secunde pentru a obţine pe peliculă coroana solară, stelele strălucitoare, planetele. Este recomandabil să se facă expuneri de probă la stelele strălucitoare în timpul unor nopţi cu Lună plină, anterior eclipsei, şi, astfel, se va putea găsi timpul de expunere corect pentru ca stelele şi Soarele (la eclipsă) să nu fie deplasate datorită rotaţiei Pământului.

6 Inregistrarea video şi cu ccd a eclipselor

Eclipsele totale de Soare, mai precis, toate fazele lor şi fenomenele asociate, pot fi înregistrate pe video. Tehnologia camerelor video s-a schimbat mult în ultimul deceniu; camerele video folosesc acum sisteme CCD (Charge Coupled Devices) sau MOS (Metal Oxide Semiconductor) în locul senzorilor cu tuburi video, mai vechi. Aceste camere au două avantaje majore faţă de cele mai vechi: au sensibilitate mai mare şi nu sunt distruse de lumina intensă a Soarelui. In acest sens, amintim că Apollo 12 şi-a întrerupt transmisia de pe Lună deoarece un astronaut a îndreptat din greşeală camera video spre Soare şi i-a „ars“ tuburile!

Un alt avantaj important al înregistrării video îl constituie miniaturizarea aparaturii electronice; într-o singură „unitate“ portabilă, compactă, uşor de manevrat, se află şi camera video şi înregistratorul (camcorder). Înregistrarea electronică a imaginilor permite observatorilor să-şi urmărească aproape instantaneu filmul, în timp ce camera continuă să ia imagini. Se poate folosi în paralel şi un canal de înregistrare audio pentru semnale de timp, de exemplu. Majoritatea camcorderelor sunt prevăzute cu teleobiectiv (o lentilă de zoom) de 6:1 sau 8:1; unele modele mai noi au chiar 12:1. Pentru determinarea dimensiunii imaginii solare trebuie cunoscută distanţa focală maximă a lentilei de zoom şi dimensiunea detectorului CCD sau MOS. O distanţă focală efectivă de 200 – 300 mm produce o imagine a Soarelui de 80–120 mm diametru şi permite să poată fi inclusă în cadrul imaginii şi coroana ce înconjoară Soarele. Tabelul 5 prezintă dimensiunile imaginii pentru diferite lungimi focale.

Pentru înregistrarea fazelor parţiale este absolut necesar să se utilizeze filtre speciale în faţa obiectivului camerei: fie din sticlă cu un strat subţire de film metalizat cu crom (imaginea solară are culoarea portocalie), fie din mylar care foloseşte un strat subţire de film cu aluminiu (imaginea solară are culoarea albastru deschis). În faza de totalitate, filtrul trebuie îndepărtat chiar din momentul inelului de diamant. Totuşi, datorită sensibilităţii mari a camcorderelor, se poate folosi un filtru neutru de 0,9 pentru a putea „vedea“ structura fină a coroanei interne sau protuberanţele.

Unele camcordere au control manual al expunerilor, lucru foarte util pentru a diferenţia expunerile pentru coroana internă şi cea externă. Pentru reuşita deplină a experimentelor cu videocamere sunt necesare repetiţii în nopţile cu Lună plină, cu scopul de a alege expunerile cele mai potrivite pentru fotografierea coroanei solare la totalitate.

Tabelul 5. Dimensiunile imaginii pentru diferite lungimi focale

Distanţa focală (mm)	Dimensiumea Soarelui (CCD de ½ ")	Dimensiunea Soarelui (CCD de 2/3")	Distanţa focală (mm)	Dimensiumea Soarelui (CCD de ½ ")	Dimensiunea Soarelui (CCD de 2/3")
50	20	17	200	80	68
60	24	20	250	100	85
70	28	24	300	120	102
80	32	27	350	140	119
100	40	34	400	160	136
150	60	51	500	200	170

Bibliografie

Chou, B.R., 1997, Eye safety during solar eclipses - Myths and realities, in: Proc. of the NATO Advanced Research Workshop on Theoretical and Observational Problems Related to Solar Eclipses, Sinaia, Romania, 1-5 June 1996, (Mouradian, Z. and Stavinschi M., eds), NATO ASI Series, Series C, vol. 494, Kluwer Acad. Publ. Dordrecht / Boston / London, p. 243.

Espenak, F., Anderson, J, 2004, Total Solar Eclipse of 2006 March 29, NASA/TP-2004-212762.

Maris, G., Matei, C., 1999, in: ROMANIA - Hartă rutieră, adminiatrativă şi turistică, JIF 1999.

Maris, G, Tifrea E., 1999, ECLIPSELE, Editura TEHNICĂ S.A., 328 p.