{"id":5449,"date":"2026-07-27T10:07:28","date_gmt":"2026-07-27T08:07:28","guid":{"rendered":"https:\/\/blogs.uned.es\/hablandodefisicauned\/?p=5449"},"modified":"2026-07-27T10:07:30","modified_gmt":"2026-07-27T08:07:30","slug":"eclipses-de-la-armonia-de-las-esferas-al-baile-celestial","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/blogs.uned.es\/hablandodefisicauned\/2026\/07\/27\/eclipses-de-la-armonia-de-las-esferas-al-baile-celestial\/","title":{"rendered":"Eclipses: de la armon\u00eda de las esferas al baile celestial"},"content":{"rendered":"\n

Autor: Manuel Pancorbo Castro.<\/a><\/p>\n\n\n\n

Introducci\u00f3n<\/h2>\n\n\n\n

La Tr\u00edada de Eclipses Ib\u00e9ricos<\/a> es una concatenaci\u00f3n de tres eclipses de Sol en a\u00f1os consecutivos, cuya zona de mejor visibilidad incluye a la Pen\u00ednsula Ib\u00e9rica. Los dos primeros ser\u00e1n totales (12 de agosto de 2026 y 2 de agosto de 2027) y el tercero anular (26 de enero de 2028). Ante la cercan\u00eda del primer evento vamos a repasar la mec\u00e1nica de un eclipse, en particular de los eclipses de Sol y de Luna que podemos admirar desde la Tierra.<\/p>\n\n\n\n

Sistema Tierra-Luna<\/h2>\n\n\n\n

Antes de ver c\u00f3mo funciona un eclipse tenemos que recordar un poco los movimientos de la Tierra y la Luna.<\/p>\n\n\n\n

Movimientos de la Tierra<\/h3>\n\n\n\n

La Tierra presenta una \u00f3rbita kepleriana de excentricidad 0.0167 cuyo semieje mayor (radio medio) mide 149.6 millones de kil\u00f3metros. El punto m\u00e1s cercano al Sol de la \u00f3rbita se llama perihelio<\/strong> y el m\u00e1s lejano afelio<\/strong> y durante la \u00f3rbita el Sol presenta un tama\u00f1o aparente que oscila de esta forma: 0.52546\u2218<\/sup>\u2004<\u2004\u03b8<\/em>S<\/sub>\u2004<\u20040.54323\u2218<\/sup>; la cota inferior corresponde al Sol en el afelio y la mayor en el perihelio.<\/p>\n\n\n\n

La Tierra tambi\u00e9n rota sobre s\u00ed misma, en el mismo sentido de la \u00f3rbita, pero el eje de rotaci\u00f3n est\u00e1 inclinado \u2004\u223c\u200423.5\u2218<\/sup> respecto al eje de la \u00f3rbita. Dos planos se intersectan en una l\u00ednea llamada gen\u00e9ricamente l\u00ednea nodal<\/strong>, y en el caso de los planos orbital y rotacional de la Tierra esta l\u00ednea se llama l\u00ednea de equinoccios<\/strong>. El eje perpendicular a la l\u00ednea de equinoccios se llama l\u00ednea de solsticios<\/strong> e intersecta la \u00f3rbita en dos puntos que corresponden al inicio del verano boreal (invierno austral) e invierno boreal (verano austral). V\u00e9ase la Figura 1.<\/p>\n\n\n\n

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Figura 1. \u00d3rbita de la Tierra y estaciones; se ha exagerado la
excentricidad de la \u00f3rbita para mejor visualizaci\u00f3n. Adaptado de
Wikipedia.<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Obs\u00e9rvese que el eje de \u00e1psides (perihelio-afelio) no coincide con la l\u00ednea de solsticios; la \u00faltima vez que ocurri\u00f3 esto fue hacia el a\u00f1o 1200 de nuestra era.<\/p>\n\n\n\n

El plano de rotaci\u00f3n de la Tierra se considera el plano de referencia desde el punto de vista de la Astronom\u00eda; el plano orbital se llama tambi\u00e9n plano de la ecl\u00edptica<\/strong>.<\/p>\n\n\n\n

La Luna<\/h3>\n\n\n\n

La Luna sigue una \u00f3rbita kepleriana alrededor de la Tierra, que es su referencia gravitatoria, con un semieje mayor de 385\u2005000 km y una excentricidad 0.055. Adem\u00e1s, la \u00f3rbita est\u00e1 inclinada \u2004\u223c\u20045\u2218<\/sup> respecto a la ecl\u00edptica, lo que define una l\u00ednea nodal<\/strong> con sus dos nodos. Casualmente, la relaci\u00f3n entre el tama\u00f1o de la Luna y su distancia a la Tierra es aproximadamente igual al tama\u00f1o del Sol respecto a su distancia a la Tierra; eso significa que ambos astros tienen tama\u00f1os relativos similares; el tama\u00f1o aparente de la Luna oscila entre apogeo y perigeo: 0.48978\u2218<\/sup>\u2004<\u2004\u03b8<\/em>L<\/sub>\u2004<\u20040.55800\u2218<\/sup>. En la Figura 2 podemos ver el tama\u00f1o relativo de ambos astros en las situaciones extremas. Vemos que hay escenarios en que la Luna tapar\u00eda completamente al Sol si se pusiera delante.<\/p>\n\n\n\n

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Figura 2. Sol y Luna superpuestos en puntos extremos de las \u00f3rbitas: a la
izq. el Sol (blanco) en el afelio y la Luna (azul) en el perigeo; a la
dcha. el Sol en el perihelio y la Luna en el apogeo.<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

La Luna tambi\u00e9n rota sobre s\u00ed misma pero tiene rotaci\u00f3n capturada<\/strong>, esto es, su periodo de rotaci\u00f3n coincide con el periodo orbital promedio.<\/p>\n\n\n\n

Definici\u00f3n de mes<\/h3>\n\n\n\n

Tomemos como referencia el mes sid\u00e9reo<\/strong>, es decir, el tiempo que tarda el eje Tierra-Luna en apuntar al mismo punto del fondo de estrellas; su valor es T<\/em>E<\/sub>= 27d 7h 49m. Pero el mes que m\u00e1s conocemos es el mes sin\u00f3dico<\/strong> o lunaci\u00f3n<\/strong> que es el tiempo que se necesita para que Tierra, Sol y Luna repitan su posici\u00f3n relativa y es el conocido valor de 29 d\u00edas y medio: T<\/em>S<\/sub>= 29d 12h 44m; la raz\u00f3n de estos 2 d\u00edas extra es porque durante la \u00f3rbita de la Luna, la Tierra avanza a su vez en su \u00f3rbita respecto al Sol y al cumplirse el mes sid\u00e9reo los tres astros han perdido su posici\u00f3n relativa. Son necesarios algo m\u00e1s de 2 d\u00edas para recuperar esa posici\u00f3n.<\/p>\n\n\n\n

Otra definici\u00f3n interesante es la de mes anomal\u00edstico<\/strong>, que es el tiempo entre dos tr\u00e1nsitos por el perigeo; su valor es T<\/em>A<\/sub>= 27d 13h 19m, es decir, ligeramente superior al mes sid\u00e9reo lo que significa que el perigeo avanza sobre la \u00f3rbita. Para los eclipses es \u00fatil definir el mes draconiano<\/strong>, que es el tiempo entre dos tr\u00e1nsitos por el mismo nodo y su valor es T<\/em>D<\/sub>= 27d 5h 6m, ligeramente inferior al mes sid\u00e9reo porque el momento angular del sistema Tierra-Luna precesa en el campo gravitatorio del Sol, por lo que la l\u00ednea de nodos retrocede y la Luna \u00abllega antes\u00bb.<\/p>\n\n\n\n

Mec\u00e1nica de los eclipses<\/h2>\n\n\n\n

Los eclipses son un tipo particular de sizigia<\/strong>, que es una palabra de origen griego que significa \u00abencuentro\u00bb y que en Astronom\u00eda indica la conjunci\u00f3n de dos o m\u00e1s astros en una misma regi\u00f3n del cielo. Los eclipses se producen cuando el tama\u00f1o aparente de los astros involucrados es similar, como es el caso en el sistema Tierra-Luna.<\/p>\n\n\n\n

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Figura 3. Esquema del mecanismo de los eclipses, con las dos estaciones
de eclipse. Por simplicidad, no se considera el retroceso de la l\u00ednea
nodal. Fuente: Wikipedia.<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Para que se produzca un eclipse hace falta que el Sol, la Tierra y la Luna se encuentren alineados. Aparentemente esto ya ocurre todos los meses dos veces, cuando la Luna se encuentra en las fases llena \u2014condici\u00f3n para eclipse de Luna\u2014 o nueva \u2013condici\u00f3n para eclipse de Sol\u2014, pero el resultado es que no vemos tantos eclipses. La raz\u00f3n es la inclinaci\u00f3n de la \u00f3rbita lunar, que hace que la Luna no siempre se encuentre sobre el eje Tierra-Sol.<\/p>\n\n\n\n

Por tanto es necesaria otra condici\u00f3n: que el eje Tierra-Sol sea coincidente con la l\u00ednea nodal de la \u00f3rbita lunar. Los dias alrededor de este suceso astron\u00f3mico se denominan estaci\u00f3n de eclipses<\/strong> y ocurren dos veces al a\u00f1o, con una diferencia de 6 meses. En realidad, dado el retroceso de la l\u00ednea nodal, el tiempo entre estaci\u00f3n de eclipses es algo inferior a 6 meses. La Figura 3 permite entender mejor esta geometr\u00eda.<\/p>\n\n\n\n

En 2026 las estaciones de eclipse tienen lugar en febrero y en agosto. Adem\u00e1s, en cada estaci\u00f3n de eclipses podr\u00eda haber dos eclises consecutivos, de Luna y despu\u00e9s de Sol o viceversa. La estaci\u00f3n de eclipses de febrero de 2026 dio lugar a un eclipse de Sol el 17 de febrero y a uno de Luna el 3 de marzo; la de agosto nos ofrecer\u00e1 el eclipse de Sol del 12 de agosto y uno de Luna el 27-28 de agosto.<\/p>\n\n\n\n

Eclipse de Sol<\/h3>\n\n\n\n

Un eclipse solar tiene lugar exclusivamente en la fase Luna nueva. Si se dan las circunstancias de que \u03b8<\/em>L<\/sub>\u2004>\u2004\u03b8<\/em>S<\/sub> tenemos un eclipse total<\/strong>, y entonces hay una zona en la superficie de la Tierra, que es la zona de umbra, en que el Sol queda totalmente oculto por la Luna, como en la parte izquierda de la Figura 2. El eclipse del 12 de agosto de 2026 ser\u00e1 total.<\/p>\n\n\n\n

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Figura 4. Esquema de un eclipse total de Sol, con la geometr\u00eda de las
zonas de umbra y penumbra. Fuente: Wikipedia.<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

En el caso de que \u03b8<\/em>L<\/sub>\u2004<\u2004\u03b8<\/em>S<\/sub> tenemos un eclipse anular<\/strong>, como en la parte derecha de la Figura 2 y solo es visible de esta forma desde algunas partes de la Tierra.<\/p>\n\n\n\n

En ambos casos, alrededor de la zona de totalidad\/anularidad, hay una vasta regi\u00f3n donde se proyecta la penumbra del eclipse y este se puede ver de forma parcial, dando la impresi\u00f3n de que el Sol est\u00e1 \u00abmordido\u00bb por la Luna.<\/p>\n\n\n\n

Eclipse de Luna<\/h3>\n\n\n\n

Los eclipses lunares tienen lugar durante la fase de Luna llena y la geometr\u00eda es id\u00e9ntica al eclipse solar, pero con los papeles de la Luna y la Tierra invertidos. Como el tama\u00f1o aparente de la Tierra vista desde la Luna es tres veces mayor que el de la Luna, la zona de umbra es m\u00e1s extensa. Desde la Luna se ve como un eclipse solar, con la Tierra ocultando al Sol, y, obviamente, nunca puede ser anular.<\/p>\n\n\n\n

Los eclipses de Luna pueden ser totales<\/strong> o parciales<\/strong>, dependiendo de si la Luna atraviesa la zona de umbra total o parcialmente. Tambi\u00e9n puede ser eclipse penumbral<\/strong> si la Luna solo se mueve por la zona de penumbra.<\/p>\n\n\n\n

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Figura 5. Esquema de la disposici\u00f3n de los distintos eclipses de Luna. Fuente: De la Tierra al universo: Astronom\u00eda general te\u00f3rica y pr\u00e1ctica<\/em>, D. Galad\u00ed y J. Guti\u00e9rrez. Ed. Akal.<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

En los eclipses totales la Luna no desaparece del cielo, tragada por la sombra de la Tierra, sino que resplandece con d\u00e9bil brillo rojizo. El motivo es la difracci\u00f3n de los rayos del Sol por la atm\u00f3sfera terrestre, que los curva e iluminan tenuemente la Luna. El color rojo se debe a la dispersi\u00f3n de Rayleigh<\/a>, que es m\u00e1s eficaz con las longitudes de ondas bajas (por eso el cielo se ve de color azul) y quedan solo las longitudes de onda larga sin dispersar; es el mismo fen\u00f3meno por el que vemos el Sol de color rojo al atardecer.<\/p>\n\n\n\n

Frecuencia relativa de eclipses de Sol y Luna<\/h3>\n\n\n\n

Existe la creencia popular de que los eclipses de Luna son m\u00e1s frecuentes que los de Sol. Al fin y al cabo, la Tierra es m\u00e1s grande y \u00abhace m\u00e1s sombra\u00bb que la Luna. Pero tambi\u00e9n es verdad que esa pantalla que bloquea la luz en los eclipses de Luna, es la misma sobre la que se proyecta la m\u00e1s peque\u00f1a sombra de la Luna en los eclipses de Sol y entonces tiene mucha superficie donde proyectarse; por tanto el margen de tolerancia al desalineamiento es grande y compensa el menor tama\u00f1o de la Luna.<\/p>\n\n\n\n

En definitiva, se ha comprobado que ambos eclipses son igual de frecuentes. Lo que s\u00ed es cierto es que los eclipses de Luna tienen mayor visibilidad que los de Sol, los cuales dependen mucho de estar en el sitio correcto en el momento oportuno, mientras que los de Luna, una vez que se producen, son visibles a todo el hemisferio nocturno.<\/p>\n\n\n\n

Por tanto a lo largo de su vida una persona ordinaria, que no sea \u00abcazadora de eclipses\u00bb, ser\u00e1 testigo de m\u00e1s eclipses de Luna que de Sol.<\/p>\n\n\n\n

Ciclo de Saros<\/h2>\n\n\n\n

La posici\u00f3n de los tres astros en un eclipse se puede repetir al cabo del tiempo. Si al cabo de n<\/em> lunaciones se cumplieran m<\/em> meses draconianos, entonces volver\u00edamos a la misma situaci\u00f3n y el mismo eclipse tendr\u00eda lugar.<\/p>\n\n\n\n

Pues bien, esta situaci\u00f3n ocurre con n<\/em>\u2004=\u2004223 y m<\/em>\u2004=\u2004242 y esto define un periodo llamado ciclo de Saros<\/strong>: S<\/em>\u2004=\u2004223T<\/em>S<\/sub>\u2004\u2243\u2004242T<\/em>D<\/sub>\u2004=\u200418a 11d 08h. Adem\u00e1s, este valor es muy cercano a 239 meses anomal\u00edsticos, por lo que la Luna queda en una posici\u00f3n muy parecida en su \u00f3rbita kepleriana y tiene el mismo tama\u00f1o aparente. Dado el remanente de 8 horas, hay ciertas posibilidades de que cada tres ciclos el eclipse se produzca en una regi\u00f3n pr\u00f3xima, ya que en ese caso se completar\u00eda una revoluci\u00f3n terrestre completa.<\/p>\n\n\n\n

Los ciclos de Saros est\u00e1n numerados y cada uno contiene varias decenas de eclipses. El eclipse del 12 de agosto de 2026 es el n\u00famero 48 del Saros 126; el del 2 de agosto de 2027 ser\u00e1 el n\u00famero 38 del Saros 136, el mismo al que pertenece el famoso eclipse de 29 de mayo de 1919<\/a> con el n\u00famero 32, que permiti\u00f3 comprobar una de las predicciones m\u00e1s sorprendentes de la Teor\u00eda General de la Relatividad.<\/p>\n\n\n\n

Para saber m\u00e1s<\/h2>\n\n\n\n

Un excelente libro de divulgaci\u00f3n de Astronom\u00eda, donde se explica todo lo que necesitas saber sobre eclipses y en general sobre Astronom\u00eda, tanto a ojo desnudo como con instrumentos:<\/p>\n\n\n\n