Tabela 2 - Escala de Danjon

Qual será a duração da totalidade?

Como variará o raio da umbra durante o eclipse?

Haverá influência da depleção da camada de ozônio na Antártida?

O achatamento da umbra será novamente maior que o da Terra?

Em 1702 Pierre de La Hire descobriu que o raio da sombra da Terra durante eclipses lunares era maior do que previa a teoria, quando os cálculos somente levavam em consideração a parte sólida do nosso planeta. A diferença foi então atribuída à influência da atmosfera da Terra. Desde então, cientistas têm procurado determinar com precisão as dimensões da sombra terrestre durante os eclipses lunares. Um dos meios de faze-lo é cronometrar os instantes em que a borda da umbra cruza os centros das principais crateras. Munidos de telescópios com aumentos entre 40 e 80 vezes, os observadores deverão estimar com precisão de ±0,1 minuto os instantes de imersão ou emersão das principais formações lunares. No caso das formações maiores como Mare Crisium e Tycho, recomenda-se também o registro dos instantes em que a fronteira da umbra toca as bordas ou limites anteriores e posteriores da formação. Os observadores deverão se familiarizar nas noites anteriores ao evento com a identificação das crateras que irão monitorar durante o eclipse. Para isso, o autor sugere o uso de mapas fotográficos da Lua. Recomenda-se também que iniciantes limitem-se aos contatos de limbo e a algumas (3-10) crateras mais facilmente identificáveis. Por outro lado, observadores experientes deverão incluir mais de 20 crateras em seus planejamentos.

Mesmo ao telescópio, a identificação do contato não é tarefa muito simples porque a borda da umbra se apresenta como um escurecimento que vai se intensificando gradativamente. A observação exige, portanto, a visualização de uma linha imaginária que coincide com o valor máximo do gradiente de luminosidade, ou seja, a linha ao longo da qual, a sombra parece sofrer um escurecimento mais abrupto. O instante de contato dá-se então quando essa linha cruza o centro da cratera. Alguns observadores antecipam o tempo de contato nas imersões, confundindo a borda da umbra com as regiões adjacentes da penumbra, que também se apresentam bastante escuras. Por outro lado, outros retardam a identificação da imersão, aguardando até que a cratera esteja praticamente escondida na umbra para registrar-lhe o contato. A Figura 2 mostra três fotos obtidas em instantes próximos às imersões das crateras Tycho (a), Campanus e Bulialdus (b) e Riccioli e Grimaldi (c) por Raquel Yumi Shida durante o eclipse de 15-16 de maio de 2003. As linhas brancas identificam a borda da umbra (valor máximo do gradiente de luminosidade) e foram traçadas pelo autor para ilustrarem sua identificação.

(a)                                      (b)                                   (c)

Figura 2: Fotos da imersão de algumas crateras durante o eclipse de 15-16 de maio de 2003 (cortesia de Raquel Yumi Shida, REA/BRASIL)

A Tabela 3 lista as previsões para os contatos de crateras e limbo e destina-se apenas a servir de guia para o planejamento das observações.  As colunas identificam o evento, o instante em Tempo Universal, o ângulo subtendido no centro da sombra entre o ponto de contato e a linha E-W (de forma que um contato exatamente ao Sul do centro da umbra teria um ângulo umbral igual a -90 graus) e a prioridade da cronometragem (proporcional ao ângulo umbral e à facilidade de identificação da formação). Os cálculos são do autor e baseiam-se nos valores de ampliação e achatamento umbrais encontrados por ele nas análises de 214 cronometragens da REA realizadas durante o eclipse de 15-16/05/2003, respectivamente iguais a 2,13% e 1/120. Deve-se ressaltar que algumas previsões de eventos em ângulos umbrais muito elevados, principalmente aquelas relativas ao início e fim da totalidade, estão sujeitas a incertezas superiores a 1 minuto, em virtude das variações que geralmente ocorrem nos valores do raio e achatamento da umbra de um eclipse para outro, e que, nesse evento em particular, são amplificadas pelos valores muito elevados do ângulo umbral durante as imersões. Devido a isso, as previsões de Espenak, as quais baseiam-se num fator de ampliação igual a 2,00% e achatamento umbral igual ao do geóide (1/298,26), fornecem um tempo de totalidade 4 minutos maior que aquele calculado pelo autor. Por outro lado, usando os mesmos parâmetros de entrada (2,00% e 1/298,26), o autor encontrou para a duração da fase total: 23 minutos e 25 segundos (U2 = 01:07:06 TU e U3 = 01:30:31 TU) em boa concordância com Espenak.

Tabela 3 - Previsões do autor para contatos de limbo e crateras usando valores para o fator de ampliação e achatamento umbrais iguais a 2,13% e 1/120, respectivamente.

Finalizando, ressalta-se que somente um grande número de cronometragens permitirá definir com precisão a duração da totalidade e os reais valores de ampliação e achatamento umbrais. As análises deverão indicar também se a depleção da camada de ozônio em altas latitudes austrais irá causar um aumento significativo do raio da umbra durante as imersões, como sugeriu Karkoschka (Sky&Tel., vol. 92, No. 3, Set. 1996).

Leia sobre eclipses lunares em tutorial.

Um projeto de observação, divulgado pela Sky and Telescope para esse eclipse, menciona nossas observações do eclipse de maio. Aqueles que desejarem colaborar, divulgando suas estimativas de brilho e cronometragens, poderão faze-lo enviando suas observações para o autor (REA/BRASIL).