ECLIPSE
LUNAR TOTAL DE 27-28 DE OUTUBRO DE 2004
Circunstâncias
Globais
O último eclipse de 2004
será lunar e total, com a Lua no nodo ascendente de sua órbita, em Áries. Ele ocorrerá
na noite de 27 para 28 de outubro e poderá ser observado das Américas, da
Europa e do Oeste da África. As circunstâncias do evento, calculadas e
ilustradas por F. Espenak (NASA/GSFC), com tradução e conversão dos instantes
para Tempo Legal de Brasília (cortesia de Rodolfo Langhi), estão ilustradas na
Fig. 1.
Figura 1: Circunstâncias do Eclipse (cortesia de F.
Espenak - NASA/GSFC)
O disco lunar cruzará o
lado Norte da sombra terrestre, imergindo na umbra a Oeste e emergindo a
Nordeste de seu eixo. Embora não central, o eclipse será profundo e, no
instante de máximo, uma distância de apenas 0,7 minuto de arco separará o eixo
da sombra do limbo lunar SE. Nesse momento, a magnitude do evento será igual a
1,31, próxima daquela do eclipse de 4 de maio deste ano. A fase total deverá
ser relativamente longa: 81 minutos. A Tab. 1 lista os horários, expressos em
Tempo Universal (Hora Legal de Brasília acrescida de 3 horas), previstos para os principais eventos e
contatos de limbo (primários). Todos os cálculos deste projeto, com exceção
daqueles apresentados na Fig. 1, foram realizados pelo autor com software
desenvolvido por ele mesmo, usando fatores de ampliação umbral e penumbral,
respectivamente, iguais a 2,0% e 0,8% (de acordo com Karkoschka, Sky&Tel.
Sep, 1996. Outras fontes usam 2,0%). Além disso, adotou-se um refinado modelo
da sombra terrestre proposto por Meeus, que assume achatamento igual à do geóide e que fornece previsões que diferem em alguns segundos das de Espenak.
Tabela 1: Previsão de Eventos
Evento |
Horário Previsto TU(hh:mm:ss) |
Início da Fase Penumbral (P1) |
0:07:13 |
Primeira Percepção da Penumbra |
≈0:50 |
Início da Fase Umbral (U1) |
1:14:13 |
Início da Fase Total (U2) |
2:23:13 |
Meio do Eclipse (M) |
3:04:07 |
Fim da Fase Total (U3) |
3:44:35 |
Fim da Fase Umbral (U4) |
4:53:46 |
Última Percepção da Penumbra |
≈5:10 |
Fim da Fase Penumbral (P4) |
6:00:59 |
Para
auxiliar no planejamento das observações, a Tab. 2 fornece efemérides que
descrevem a evolução do eclipse umbral em termos de fração do diâmetro (Mag) e percentagem
do disco (% Sup) lunar encobertos.
Tabela
2: Evolução do Eclipse Umbral
Hora TU (hh:mm) |
Obscurecimento |
Hora TU (hh:mm) |
Obscurecimento |
||
Mag |
% Sup |
Mag |
% Sup |
||
1:14 |
0,00 |
0 |
3:04 |
1,31 |
100 |
1:18 |
0,06 |
2 |
3:06 |
1,31 |
100 |
1:22 |
0,12 |
6 |
3:10 |
1,31 |
100 |
1:26 |
0,17 |
10 |
3:13 |
1,29 |
100 |
1:29 |
0,23 |
15 |
3:17 |
1,27 |
100 |
1:33 |
0,28 |
21 |
3:21 |
1,25 |
100 |
1:37 |
0,34 |
27 |
3:25 |
1,22 |
100 |
1:40 |
0,40 |
33 |
3:28 |
1,19 |
100 |
1:44 |
0,45 |
40 |
3:32 |
1,15 |
100 |
1:48 |
0,51 |
47 |
3:36 |
1,11 |
100 |
1:52 |
0,56 |
54 |
3:39 |
1,07 |
100 |
1:55 |
0,61 |
61 |
3:43 |
1,02 |
100 |
1:59 |
0,67 |
67 |
3:47 |
0,97 |
99 |
2:03 |
0,72 |
74 |
3:50 |
0,93 |
96 |
2:06 |
0,77 |
80 |
3:54 |
0,88 |
91 |
2:10 |
0,83 |
86 |
3:58 |
0,83 |
86 |
2:14 |
0,88 |
91 |
4:02 |
0,78 |
81 |
2:18 |
0,93 |
96 |
4:05 |
0,72 |
74 |
2:21 |
0,97 |
99 |
4:09 |
0,67 |
67 |
2:25 |
1,02 |
100 |
4:13 |
0,61 |
60 |
2:29 |
1,07 |
100 |
4:17 |
0,55 |
53 |
2:32 |
1,11 |
100 |
4:20 |
0,50 |
46 |
2:36 |
1,15 |
100 |
4:24 |
0,45 |
40 |
2:40 |
1,19 |
100 |
4:28 |
0,40 |
33 |
2:44 |
1,22 |
100 |
4:31 |
0,34 |
27 |
2:47 |
1,25 |
100 |
4:39 |
0,23 |
15 |
2:51 |
1,27 |
100 |
4:43 |
0,16 |
10 |
2:55 |
1,29 |
100 |
4:46 |
0,12 |
6 |
2:59 |
1,31 |
100 |
4:50 |
0,06 |
2 |
3:02 |
1,31 |
100 |
4:54 |
0,00 |
0 |
Circunstâncias
Locais
Os observadores brasileiros poderão ver todo o evento e acompanhar
a Lua eclipsada deslocar-se de Nordeste para Noroeste a meia altura sobre o
horizonte. A Tab. 3 fornece a altura e o azimute da Lua (contado a partir do
Norte para Leste) para algumas capitais brasileiras nos instantes de início e
fim do eclipse umbral parcial (U1 e U4) e eclipse máximo (M).
Tabela 3: Coordenadas Horizontais da Lua Durante o
Eclipse (em graus)
Cidade |
U1 (Início Parc.) |
M (Máximo) |
U4 (Fim Parcial) |
|||
Alt. |
Azim. |
Alt. |
Azim. |
Alt. |
Azim. |
|
Fortaleza |
67 |
41 |
69 |
326 |
48 |
296 |
Recife |
66 |
28 |
63 |
325 |
42 |
298 |
Brasília |
52 |
41 |
60 |
356 |
48 |
315 |
Belo Horizonte |
51 |
33 |
56 |
349 |
43 |
314 |
Rio de Janeiro |
49 |
30 |
52 |
349 |
40 |
315 |
São Paulo |
46 |
34 |
52 |
354 |
42 |
319 |
Florianópolis |
42 |
34 |
48 |
358 |
40 |
323 |
Porto Alegre |
39 |
36 |
46 |
1 |
39 |
327 |
A seguir, são listadas algumas atividades observacionais
sugeridas para amadores com alguma experiência na observação de eclipses
lunares. Alguns dos registros poderão ser feitos usando modelos adaptados da ficha
de observação do Projeto
para Iniciantes.
[1] Cronometragem dos contatos primários (U1, U2, U3 e
U4). Com precisão mínima de +- 0,1 minuto,
registre os horários em que a umbra tangencia, interna ou externamente, o disco
lunar. Eles correspondem aos contatos de limbo ou primários, e são mais
difíceis de cronometrar do que os contatos de cratera, pois geralmente
apresentam-se menos nítidos e pouco definidos. Por outro lado, o escurecimento
penumbral, cuja evolução está descrita na Tab. 4, é tão tênue que somente se
torna perceptível a olho nu quando a magnitude do eclipse umbral excede 0,5.
Para participar do refinamento do valor médio desse limiar magnitudinal, registre
os instantes da primeira e da última percepção da penumbra.
Tabela
4: Evolução do Eclipse Penumbral
Hora TU (hh:mm) |
Obscurecimento |
Hora TU (hh:mm) |
Obscurecimento |
||
Mag |
% Sup |
Mag |
% Sup |
||
0:07 |
0,00 |
0 |
1:02 |
0,85 |
90 |
0:23 |
0,25 |
18 |
1:05 |
0,90 |
94 |
0:39 |
0,50 |
48 |
1:08 |
0,95 |
98 |
0:42 |
0,55 |
55 |
1:11 |
1,00 |
100 |
0:46 |
0,60 |
60 |
3:04 |
2,36 |
100 |
0:49 |
0,65 |
67 |
4:57 |
1,00 |
100 |
0:52 |
0,70 |
73 |
5:11 |
0,78 |
82 |
0:55 |
0,75 |
79 |
5:18 |
0,67 |
69 |
0:58 |
0,80 |
84 |
5:22 |
0,60 |
60 |
[2] Cronometragem de contatos da umbra com formações
lunares (secundários). Observando através de um
telescópio com aumentos entre 30 e 70 vezes, registre o instante em que a borda
da umbra toca o centro da cratera sob monitoração com precisão de +-1 segundo.
A fronteira da umbra, que a separa da penumbra, tem uma aparência difusa e
corresponde à linha, ao longo da qual, a variação de luz ocorre de forma mais
brusca. A Fig. 2 identifica algumas das formações lunares mais notáveis e pode
auxiliar na tarefa de localização das crateras e registro dos contatos
secundários.
Figura
2: Localização de Algumas Formações Lunares Proeminentes
Usando a Tab. 5 como guia, escolha uma seqüência de crateras
a cronometrar, compatível com sua experiência observacional. Evite crateras de
difícil localização e não use um número excessivo delas, se você ainda não
adquiriu uma boa experiência nesse tipo de observação. Lembre-se que durante os
contatos, a iluminação e, conseqüentemente, o contraste da superfície lunar
estarão severamente reduzidos. Ressalta-se também a importância de se treinar a
localização das crateras nas noites anteriores, para evitar dificuldades na
hora do eclipse. Não esqueça de acertar seu relógio ou cronômetro (com precisão
de ± 1 seg) pouco antes do fenômeno.
Neste eclipse, a aparência da fronteira da umbra será ditada
predominantemente pelas condições atmosféricas sobre o Oceano Pacífico durante as
imersões e sobre a Europa durante as emersões. Os instantes
cronometrados serão usados para calcular as dimensões da umbra, as quais variam
de um eclipse para outro e também durante um mesmo eclipse. Esse fato ocorre
porque, além da parte sólida da Terra, a nossa atmosfera (até altitudes em
torno de 90 km) é capaz de projetar sombra sobre a Lua, contribuindo com
aproximadamente 2% do diâmetro da umbra, sendo que esse valor varia
ligeiramente de um eclipse para outro.
Este eclipse irá monitorar as condições da alta atmosfera no
hemisfério Norte em latitudes, baixas durante as imersões (φ = 1 ± 9o)
e intermediárias, durante as emersões (φ = 52 ± 10o). É
provável, portanto, que o fator de ampliação umbral aproxime-se de sua média igual
a 1,9 ± 0,1%, deduzida a partir de milhares de cronometragens de vários
eclipses monitorados por astrônomos da REA. As discrepâncias entre os tempos de
contato previstos pelo autor e aqueles observados situam-se geralmente entre 5
e 30 segundos, com média igual a ± 0,2 minuto.
Imersões |
Emersões |
||
Cratera |
TU (hh:mm:ss) |
Cratera |
TU (hh:mm:ss)
|
Riccioli |
1:15:00 |
Aristarchus
|
3:52:04 |
Grimaldi |
1:15:33 |
Riccioli |
3:52:43 |
Billy
|
1:19:42 |
Reiner |
3:53:04 |
Reiner |
1:20:52 |
Grimaldi
|
3:54:06 |
Kepler |
1:26:16 |
Laplace |
3:54:18 |
Aristarchus |
1:27:48 |
Plato
|
3:57:58 |
Campanus |
1:28:57 |
Euler |
3:58:24 |
Euler |
1:34:39 |
Kepler |
3:58:53 |
Copernicus |
1:34:57 |
Pico |
3:59:33 |
Bulialdus |
1:37:06 |
Billy
|
4:00:58 |
Birt |
1:37:15 |
Bulialdus |
4:01:53 |
Tycho
|
1:37:26 |
Pytheas
|
4:02:37 |
Pytheas
|
1:37:37 |
Timocharis
|
4:03:57 |
Timocharis |
1:43:20 |
Copernicus |
4:06:00 |
Laplace |
1:45:52 |
Aristoteles |
4:06:16 |
Albufeda E |
1:49:57 |
Eudoxus |
4:08:40 |
Manilius |
1:51:49 |
Autolycus |
4:08:44 |
Autolycus |
1:51:50 |
Campanus |
4:13:13 |
Pico |
1:52:17 |
Manilius |
4:18:23 |
Nicolai A |
1:52:18 |
Posidonius |
4:19:40 |
Dionysius |
1:54:12 |
Birt |
4:19:56 |
Plato |
1:54:17 |
Menelaus |
4:20:58 |
Menelaus |
1:56:01 |
Tycho |
4:23:30 |
Plinius |
2:00:00 |
Plinius |
4:24:52 |
Censorinus |
2:02:00 |
Dionysius |
4:26:30 |
Eudoxus |
2:02:18 |
Albufeda E |
4:29:29 |
Aristoteles |
2:03:52 |
Proclus |
4:33:55 |
Stevinus A |
2:04:15 |
Censorinus |
4:34:50 |
Goclenius |
2:06:05 |
Nicolai A |
4:37:43 |
Posidonius |
2:06:06 |
Taruntius |
4:38:21 |
Taruntius |
2:09:35 |
Mare Crisium |
4:38:28 |
Proclus |
2:11:24 |
Goclenius |
4:42:31 |
Langrenus |
2:12:21 |
Stevinus A |
4:47:27 |
Mare Crisium |
2:16:12 |
Langrenus |
4:47:30 |
[3] Monitoração da magnitude da Lua durante a totalidade. Trata-se de uma importante contribuição que exige apenas o
uso de um binóculo. Estimativas da magnitude da Lua totalmente eclipsada têm
sido usadas como indicadores globais das concentrações de aerossóis
estratosféricos de origem vulcânica. Correlações obtidas usando-se observações
de eclipses não afetados por cinzas vulcânicas permitem prever a magnitude
mínima da Lua no meio de um eclipse total. Quando ela se apresenta com brilho
significativamente inferior ao previsto, a diferença em magnitude pode ser
atribuída à influência de explosões vulcânicas e correlacionada com as
concentrações de aerossóis presentes na estratosfera. Próximo a U2, a tela
lunar estará refletindo configurações de luz oriundas do por do Sol ao longo
de uma estreita faixa centrada sobre o Oceano Pacífico, próxima ao Equador. Junto a U3, a luz das auroras sobre a Europa predominará. Veja as simulações. No meio do eclipse, um observador situado na Lua veria um fino segmento de arco avermelhado contornando o Polo Norte e unindo essas duas regiões.
É provável que a magnitude da Lua varie de -4, próximo a U2
e U3, a aproximadamente –2,5, no meio do eclipse, tendo em vista que, apesar do
eclipse ser profundo, a estratosfera da Terra encontra-se atualmente isenta de concentrações
significativas de aerossóis vulcânicos. Se um binóculo 7x50 for usado, a perda
de cerca de 5 magnitudes do método demandará o uso de estrelas de comparação
com magnitudes entre 1 e 3.
Faça várias estimativas da magnitude da Lua (uma a cada 5
minutos, por exemplo) durante a totalidade. O método consiste em observar uma
estrela de magnitude conhecida a olho nu e simultaneamente comparar seu brilho
com o da Lua, olhando-a através de uma das objetivas do binóculo. A magnitude
da Lua poderá ser então obtida, descontando-se a perda magnitudinal associada
ao método, a qual poderá ser deduzida com bastante antecedência, usando, por
exemplo, os planetas Vênus ou Júpiter e estrelas de magnitude conhecida.
Portanto, selecione e identifique previamente as estrelas de
comparação a serem usadas, evitando as variáveis com amplitudes significativas.
A Tab. 6 lista algumas estrelas vizinhas à Lua no meio do eclipse e cujos
brilhos poderão ser comparados ao da Lua observada através de um binóculo 7x50
invertido. Ela também fornece uma previsão aproximada para a evolução da
magnitude da Lua totalmente eclipsada.
Tabela 6: Estrelas de
Comparação ao Binóculo 7x50 Invertido e
Previsão Aproximada
para a Evolução da
Magnitude da Lua (Δm=-5,0)
TU (hh:mm) |
Estrela |
Mag Lua |
TU (hh:mm) |
Estrela |
Mag Lua |
02:23 |
α Tau |
-4,1 |
03:04 - 03:10 |
α Cet |
-2,5 |
02:33 |
γ Ori |
-3,4 |
03:27 |
α Ari |
-3,0 |
02:41 |
α Ari |
-3,0 |
03:35 |
γ Ori |
-3,4 |
02:58 - 03:04 |
α Cet |
-2,5 |
03:45 |
α Tau |
-4,1 |
A Fig. 3 permite identificar as estrelas de comparação,
mostrando a região celeste circunvizinha à da Lua no meio do eclipse.
Familiarize-se antecipadamente com a região do céu nela mostrada e planeje, com
bastante antecedência, como fará suas estimativas.
Astrônomos da REA têm sido citados na Revista
Sky&Telescope por terem usado o método do binóculo invertido, com a aplicação
de uma correção empírica, ao invés da teórica, da perda magnitudinal, durante
os eclipses de novembro
e maio
do ano passado.
[4] Estimativas do Número de Danjon. Trata-se de uma escala baseada em configurações de cor e
brilho que permite inferir, de forma aproximada, a luminosidade de um eclipse,
sem a necessidade de estimar-se empiricamente a magnitude da Lua. Correlações
deduzidas a partir de dados de eclipses anteriores podem ser usadas para
determinar a magnitude da Lua, a partir do valor médio das estimativas do
número de Danjon. A Tab. 7 descreve a Escala de Danjon.
Número de Danjon |
Características da Lua Totalmente Eclipsada |
L = 0 |
Eclipse extremamente escuro: Lua, incolor, quase invisível no
meio do eclipse |
L = 1 |
Eclipse muito escuro: Lua cor cinzenta ou marrom e detalhes somente
percebidos com dificuldade |
L = 2 |
Eclipse de luminosidade intermediária: Lua vermelha escura ou cor
de ferrugem e umbra interna muito escura e a externa relativamente clara |
L = 3 |
Eclipse relativamente claro: Lua cor de tijolo e umbra com periferia
brilhante ou amarelada |
L = 4 |
Eclipse muito claro: Lua cor de cobre ou alaranjada e umbra com
periferia bem brilhante e azulada |
Sugere-se que sejam usados valores fracionários de L para 2 ou
3 diferentes regiões do disco lunar, simultaneamente. Prevê-se que no meio do
eclipse as estimativas de L situem-se entre 2,5 e 3,0, mostrando-se o Norte do
disco, com tons de amarelo, laranja, salmão, ou vermelho claro, mais brilhante
que o Sul, onde predominarão cores mais escuras, tais quais o vermelho sangue e
o cinza escuro. Registre também, se possível, usando desenhos, as distribuições
luminosas observadas.
[5] Imagens da Lua totalmente eclipsada. A beleza da Lua totalmente imersa na sombra da Terra
poderá ser capturada fotograficamente e constitui um importante tipo de
registro do evento. Uma câmera acoplada a um telescópio poderá fornecer imagens
de rara beleza estética. Instruções detalhadas de como fotografar a fase total
de um eclipse lunar foram disponibilizadas por Diniz. A Fig. 4 é uma imagem
obtida pelo autor durante o eclipse de 4 de Maio de 2004, quando a Lua estava a
apenas 6 graus acima do horizonte. É provável que a configuração de cor e
brilho nela observados lembre as que serão observadas neste eclipse.
[6] Monitoração do avanço da sombra penumbral pelo disco
lunar por fotometria CCD. Amadores avançados
que dispuserem de um sistema de fotometria CCD poderão tentar registrar o
avanço da fronteira da penumbra. A Tab. 8 lista os instantes previstos pelo
autor para a passagem da fronteira da penumbra pelo centro de algumas das
crateras mais brilhantes, como um guia para o planejamento dessa monitoração.
As observações poderão contribuir para determinar o fator de ampliação
atmosférica penumbral, teoricamente inferior ao umbral, porém ainda não
determinado empiricamente.
Imersões |
Emersões |
||
Cratera |
TU (hh:mm) |
Cratera |
TU (hh:mm) |
Aristarchus |
00:17 |
Aristarchus |
05:03 |
Copernicus |
00:26 |
Copernicus |
05:15 |
Tycho |
00:32 |
Tycho |
05:29 |
Dionysius |
00:45 |
Dionysius |
05:35 |
Censorinus |
00:53 |
Censorinus |
05:44 |
Proclus |
01:00 |
Proclus |
05:45 |
Aqueles que desejarem conhecer mais sobre
eclipses lunares poderão ler o nosso tutorial, o
qual resume alguns conceitos básicos sobre eles.
Boas Observações a Todos!
See the Effects of the Eruption of Mount Reventador on the Brightness of Lunar Eclipses in 2003
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