Fases de la Luna y eclipses: simulador interactivo

Qué muestra el modelo

Las fases de la Luna cambian porque desde la Tierra vemos distintas porciones de su mitad iluminada por el Sol. Un eclipse requiere que el Sol, la Tierra y la Luna se alineen cerca de un nodo de la órbita lunar. La parte oscura de una Luna creciente no es la sombra de la Tierra.

Si miras la Luna varias tardes seguidas, verás que cambia de forma: una curva fina, baja en el oeste después de la puesta de sol; medio disco una semana más tarde; un círculo completo que sale al anochecer una semana después. La Luna en sí no cambia nada. Lo que cambia es el ángulo entre el Sol, la Tierra y la Luna, y esta página te deja mover ese ángulo con un control de fecha.

El modelo está dibujado en un marco que gira con la Tierra mientras esta da la vuelta al Sol, de modo que el Sol queda siempre a la izquierda. La Tierra está girada a la hora y la estación correctas: su eje se inclina 23,44°, y el lado que mira al Sol es el lado donde es de día en la fecha indicada. La Luna gira alrededor de la Tierra en el mismo sentido en que la Tierra rota sobre sí misma, contrario a las agujas del reloj visto desde encima del polo norte.

La pequeña ventana de la esquina inferior derecha muestra la Luna tal como la ve alguien en el hemisferio norte, con el norte arriba. Se dibuja con la misma dirección del Sol y la misma posición de la Luna que el modelo 3D, así que al arrastrar el control de fecha las dos vistas cambian a la vez. La tabla de arriba a la izquierda da la fecha, el nombre de la fase, la edad de la Luna en días, la fracción iluminada del disco, cuánto está la Luna por encima o por debajo del plano de la órbita terrestre y si la luna nueva o llena más cercana produce un eclipse.

Por qué la Luna tiene fases

El Sol ilumina siempre una mitad de la Luna. Eso se cumple todos los días del mes, también el día de luna nueva, cuando la mitad iluminada mira hacia el lado contrario a nosotros. La fase solo depende de cuánta parte de esa mitad iluminada podemos ver desde la Tierra.

Cuando la Luna está entre la Tierra y el Sol, vemos su lado de noche. Es la luna nueva, y la Luna se pierde en el resplandor del Sol. Una semana después la Luna ha recorrido un cuarto de vuelta. Ahora vemos la mitad iluminada de lado, así que medio disco parece brillante: el cuarto creciente. Otra semana más y la Luna está al otro lado de la Tierra respecto al Sol, y miramos de frente la mitad iluminada: la luna llena. El cuarto menguante llega una semana después, con la otra mitad del disco iluminada.

El ángulo que importa es la elongación, el ángulo entre la Luna y el Sol visto desde la Tierra. Si la elongación es E, la fracción iluminada del disco es

k = (1 − cos E) / 2

Con E = 0° da 0, con 90° da 0,5 y con 180° da 1. La tabla de la esquina del escenario usa esta fórmula.

Dos meses: 27,32 días y 29,53 días

Activa la dirección de las estrellas y la flecha verde señalará un punto fijo entre ellas. Pon en marcha el reloj y cuenta. La Luna vuelve a la flecha al cabo de 27,32 días. Es el mes sideral, el tiempo que tarda en dar una vuelta respecto a las estrellas.

Pero en ese momento la Luna no tiene el mismo aspecto. Durante esos 27,32 días la Tierra ha avanzado unos 27° por su propia órbita, así que el Sol queda ahora en otra dirección. La Luna tiene que recorrer unos 2,2 días más para volver a alinearse con el Sol. Ese es el mes sinódico, de 29,53 días, de una luna nueva a la siguiente. Los dos números están ligados por la duración del año:

1 / 27,3217 = 1 / 29,5306 + 1 / 365,2564

Al hacer la cuenta sale 27,3217 días, el valor de la ficha de datos de la Luna de la NASA. El calendario de fases se rige por el mes sinódico, porque la fase depende de dónde está el Sol.

Cómo se calcula la fase en esta página

El modelo parte de una luna nueva conocida, el 6 de enero de 2000 a las 18:14 UTC (fecha juliana 2451550,2597), y cuenta desde ella meses sinódicos medios de 29,530588853 días. La edad de la Luna en días es

edad = (JD − 2451550,2597) mod 29,530588853

y la elongación es E = 360° × edad / 29,530588853. La dirección del Sol sale de la fórmula breve del Observatorio Naval de Estados Unidos para la longitud media del Sol, L = 280,459° + 0,98564736° × D, donde D es el número de días desde el 1 de enero de 2000 a las 12:00. La longitud de la Luna es L + E.

Esta es la comprobación de hoy. A las 12:00 hora de Corea del 16 de octubre de 2026 (03:00 UTC, JD 2461329,625) han pasado 331,16 meses sinódicos desde la referencia, así que la edad es de 4,74 días. E vale 57,8° y k, 23 %. La tabla horaria de la Luna de la NASA para 2026 da un 26,9 % iluminado y una edad de 5,47 días para esa misma hora. El Observatorio Naval de Estados Unidos sitúa la luna nueva real a las 15:50 UTC del 10 de octubre de 2026, y el calendario del Instituto Coreano de Astronomía y Ciencias Espaciales (KASI) indica que el 16 de octubre de 2026 es el día 6 del noveno mes lunar, con una edad lunar de 5,8 días. El modelo va unas 17 horas por detrás hoy.

Ese es el tamaño de error que cabe esperar. En las 99 lunas nuevas, cuartos y lunas llenas que el Observatorio Naval publica de septiembre de 2026 a agosto de 2028, las horas del modelo difieren de las reales entre 14 horas de adelanto y 22 de retraso. Las lunas nuevas quedan entre 10 horas antes y 17 horas después. En las 8760 horas de 2026, la fracción iluminada difiere de la tabla de la NASA en 2,6 puntos porcentuales de media y en 8,6 como máximo.

La razón es que ninguna de las dos órbitas es un círculo. La órbita de la Luna tiene una excentricidad de 0,0549, de modo que va más deprisa cerca del perigeo y más despacio cerca del apogeo, y su posición real puede adelantarse o retrasarse más de 6° respecto a la media. La órbita de la Tierra añade hasta 1,9° más para el Sol. Con un movimiento relativo de 12,2° al día, unos pocos grados son medio día. Para un calendario, una aplicación del cielo o planificar una foto, usa las tablas publicadas. Para entender por qué las fases siguen la forma que siguen, el mes medio basta.

Por qué no hay un eclipse cada mes

Si la Luna pasa entre nosotros y el Sol cada 29,5 días, ¿por qué es raro un eclipse de Sol? Activa «Inclinación real 5,14°» y mira la órbita casi de canto. La órbita de la Luna está inclinada 5,145° respecto a la eclíptica, el plano de la órbita terrestre. En la mayoría de las lunas nuevas la Luna pasa por encima o por debajo del Sol, y en la mayoría de las lunas llenas pasa por encima o por debajo de la sombra de la Tierra.

La órbita cruza la eclíptica en dos puntos, los nodos. Para que haya eclipse hace falta una luna nueva o llena cerca de un nodo. El modelo comprueba los ángulos con distancias medias: un eclipse de Sol se ve en algún lugar de la Tierra cuando, en luna nueva, la Luna está a menos de 1,48° del Sol, y un eclipse de Luna toca la umbra cuando, en luna llena, la Luna está a menos de 0,96° del centro de la sombra terrestre. Como la altura de la Luna sobre la eclíptica es 5,145° × sen F, donde F es el ángulo desde el nodo ascendente, esos límites se convierten en

• eclipse de Sol de cualquier tipo: el Sol a menos de 16,7° de un nodo
• eclipse de Luna en la umbra: a menos de 10,8°
• eclipse total de Luna: a menos de 4,9°

El Sol pasa por los nodos a 1,04° por día, así que la ventana para un eclipse de Sol está abierta unos 32 días. Es más que un mes sinódico, de modo que cada paso trae al menos un eclipse de Sol. La ventana para un eclipse lunar en la umbra dura unos 21 días, así que un paso puede terminar solo con eclipses penumbrales, y 2027 es uno de esos años.

Los nodos no se quedan quietos. La línea de los nodos gira hacia atrás una vez cada 18,6 años, así que el Sol vuelve a encontrarse con el mismo nodo cada 346,62 días, el año de eclipses. Las temporadas de eclipses llegan con unos 173 días de separación y se adelantan unos 19 días cada año civil. En el modelo, el paso 6 muestra la luna llena del 18 de julio de 2027 con la línea de los nodos apuntando al Sol.

Eclipses de Sol: umbra y penumbra

El Sol es unas 400 veces más ancho que la Luna y está unas 389 veces más lejos, así que los dos discos parecen casi del mismo tamaño: 0,533° el Sol y 0,518° la Luna a distancias medias. Esa coincidencia casi exacta hace que la sombra de la Luna sea un cono largo y fino.

El núcleo oscuro de la sombra, la umbra, es la zona donde todo el Sol queda oculto. Su longitud es el radio de la Luna por la distancia al Sol dividido por la diferencia de los dos radios: 1737,4 × 149 600 000 / (696 000 − 1737,4) ≈ 374 400 km. A la distancia media de 384 400 km, el punto más cercano de la Tierra está a 378 029 km del centro de la Luna, así que la punta se queda unos 3650 km corta. Entonces la Luna parece un poco más pequeña que el Sol y deja un anillo: un eclipse anular. Para un eclipse total, el centro de la Luna tiene que estar a menos de unos 380 750 km, lo que ocurre en la parte de la órbita cercana al perigeo (perigeo medio de 363 300 km).

Alrededor de la umbra está la penumbra, donde solo se tapa una parte del Sol. Donde toca la Tierra tiene unos 3500 km de radio, así que un eclipse parcial se ve desde una zona de miles de kilómetros de ancho, mientras que la franja total o anular mide como mucho unos cientos de kilómetros. En el modelo, la mancha oscura sobre la Tierra marca la franja central y está dibujada más grande de lo real para que puedas encontrarla.

Eclipses de Luna: la sombra de la Tierra

La sombra de la Tierra apunta en sentido contrario al Sol, y la Luna solo puede entrar en ella en luna llena. A la distancia de la Luna, la umbra tiene unos 0,70° de radio (4700 km, o 2,7 veces el radio de la Luna) y la penumbra 1,24° (8350 km, 4,8 radios lunares). Estos tamaños incluyen el habitual aumento del 2 % por la atmósfera terrestre.

Una Luna completamente dentro de la umbra no desaparece. La luz del Sol que atraviesa la atmósfera de la Tierra se curva hacia la sombra, y la parte azul se dispersa por el camino, así que la Luna toma un color rojo cobrizo apagado. En la penumbra solo se tapa una parte del Sol, y el oscurecimiento es tan leve que un eclipse penumbral pasa fácilmente desapercibido. Un eclipse de Luna se ve desde todo el lado nocturno de la Tierra, mientras que uno de Sol solo se ve donde cae la penumbra de la Luna. Por eso cualquier ciudad ve muchos más eclipses de Luna que de Sol.

Los próximos eclipses

La tabla recoge todos los eclipses desde hoy hasta finales de 2028 según las tablas de eclipses de la NASA (horas del máximo del eclipse en tiempo dinámico terrestre, TD; el UTC va unos 69 segundos antes). La última columna es la luna nueva o llena media del modelo de esta página y el tipo que el modelo predice con distancias medias.

El modelo medio encuentra los diez y acierta nueve de los tipos. El fallo es el eclipse de Luna del 12 de enero de 2028, al que la NASA da una magnitud umbral de solo 0,066: la Luna apenas roza la umbra. Las horas se desvían en las mismas pocas horas que las fases. El eclipse total de Luna del 31 de diciembre de 2028 cae en la madrugada del 1 de enero de 2029 en Corea.

Qué cambia el modelo

Los cuerpos mantienen su proporción real de tamaño: el radio de la Luna es 0,2727 veces el de la Tierra. La distancia entre ellos se ha reducido unas 6 veces; la Luna real está a 60,3 radios terrestres, unos 30 diámetros de la Tierra. El Sol es la mayor trampa. A esta escala sería una bola de 22 unidades de ancho a unas 2350 unidades a la izquierda, así que se dibuja pequeño y cerca solo para indicar de dónde viene la luz.

Como la Luna está dibujada 6 veces demasiado grande para su distancia, las alturas sobre la eclíptica se estiran en la misma proporción, y la inclinación de 5,145° parece de 28°. Así los conos de sombra dibujados son fieles: en una luna nueva o llena, la Luna toca un cono justo cuando lo haría la Luna real. El precio es el tiempo. A lo largo de su órbita la Luna sigue moviéndose a la velocidad angular real, de modo que en el modelo permanece dentro de la sombra de la Tierra unas 6 veces más que en el cielo. La distancia de la Luna a la Tierra está fijada en el valor medio, así que el modelo no puede distinguir un eclipse de Sol total de uno anular.

La textura de la Luna es el mapa de color del Lunar Reconnaissance Orbiter de la NASA, del Scientific Visualization Studio, y la Tierra es la Blue Marble de la NASA. Ambas son de dominio público y aquí se usan a tamaño reducido.

Un poco de historia

Los eclipses se repiten en un ciclo que ya conocían los astrónomos caldeos: 223 meses sinódicos, 6585,32 días, o 18 años, 11 días y 8 horas. Funciona porque, con esa duración, tres meses distintos casi coinciden. 242 meses dracónicos (de nodo a nodo, 27,2122 días) suman 6585,36 días, y 239 meses anomalísticos (de perigeo a perigeo) suman 6585,54 días. Tras un saros, el Sol, la Luna y el nodo vuelven casi a la misma disposición, y la Luna está casi a la misma distancia, así que el eclipse siguiente se parece mucho al anterior. El tercio de día que sobra lo desplaza unos 120° hacia el oeste sobre la Tierra.

Cálculo de los días adicionales

En una órbita circular ideal, la Luna avanza 360° / 27.3217 = 13.176° diarios respecto a las estrellas. La Tierra recorre 360° / 365.2564 = 0.986° diarios, por lo que también cambia la dirección del Sol vista desde ella. La diferencia es 12.190° diarios. Dividir 360° entre esa velocidad relativa da 29.53 días. Durante el mes sideral, la dirección solar avanza unos 26.9°; alcanzarla mientras sigue moviéndose exige aproximadamente 2.2 días más.

No se puede sumar directamente un ángulo a un período: primero hay que dividirlo entre la velocidad angular relativa para obtener tiempo. La ecuación de los recíprocos hace esa conversión. Son movimientos medios; la gravedad solar y la velocidad variable en una elipse modifican cada lunación real.

Active Dirección de las estrellas y siga el paso por la flecha verde hasta que vuelva la misma fase. El intervalo adicional procede del cambio de geometría, no de una detención de la rotación ni de una inversión de la órbita lunar.

Estimar la salida de la Luna

En un esquema ecuatorial ideal, la Luna nueva sale al amanecer, culmina al mediodía y se pone al atardecer. El cuarto creciente sale al mediodía, culmina al atardecer y se pone a medianoche. La llena sale al atardecer, culmina a medianoche y se pone al amanecer. El cuarto menguante sale a medianoche, culmina al amanecer y se pone al mediodía. Son horas solares locales aproximadas, no citas exactas del reloj civil: influyen latitud, estación, inclinación orbital y horizonte.

El ángulo de fase aumenta unos 12.190° por día solar. El movimiento diario del Sol equivale a 15° por hora; 12.190° / 15° por hora da unas 0.813 horas, o 49 minutos. Así se obtiene la regla de unos 50 minutos de retraso diario. Es una orientación media del paso diario, no un incremento fijo de la salida. Las salidas reales varían mucho y en latitudes altas puede no haber salida en una fecha.

Ver la Luna de día es normal: el cuarto creciente está sobre el horizonte por la tarde y el menguante permanece por la mañana. El cielo azul reduce el contraste, no elimina la Luna. El panel del cielo de la pestaña de controles da las salidas y puestas reales de ocho ciudades; para otros lugares, consulte efemérides locales antes de observar. Nunca busque una fina creciente con prismáticos cerca del Sol: orientar óptica hacia él puede causar lesiones oculares permanentes.

Qué mide la fracción iluminada

Es una proporción del área del disco aparente, no de toda la superficie lunar que recibe luz. Fuera de eclipses, aproximadamente la mitad de la esfera está iluminada. Para E = 60°, k = (1 − 0.5) / 2 = 0.25. Para E = 120°, k = (1 − (−0.5)) / 2 = 0.75. Ambas posiciones distan lo mismo del ángulo de cuarto, pero una es creciente fina y otra gibosa. Tras la llena, E = 240° también da 0.75, con el lado contrario iluminado.

El coseno procede de proyectar el límite día-noche de una esfera sobre una imagen plana. Con un Sol distante, ese límite es un círculo máximo; parece curvo porque se ve oblicuamente. En los cuartos se ve de canto y casi recto. La fórmula supone un Sol prácticamente infinitamente lejano. Un cálculo preciso emplea el ángulo de fase medido en la Luna entre las direcciones de la Tierra y del Sol, no simplemente el suplemento de la elongación geocéntrica.

Media área iluminada no implica la mitad del brillo de la llena. Influyen la dispersión superficial, las sombras del relieve y el aumento de brillo cerca de la fase llena. El indicador expresa geometría, no una medición fotométrica. Gire la cámara sin cambiar Fecha: la vista espacial cambia, pero Vista desde la Tierra conserva la fase porque su observador no se mueve con la cámara.

Luz cenicienta y tamaño aparente

El contorno tenue del disco dentro de una creciente es luz cenicienta: luz solar reflejada por la Tierra hacia la noche lunar y después hacia nuestros ojos. Cerca de la Luna nueva, desde la cara lunar orientada hacia nosotros se vería una Tierra casi llena que ilumina el paisaje sin luz solar directa. Nubes y océanos modifican la reflexión. No es luz visible propia ni sombra terrestre; esta última interviene en eclipses de Luna llena. La escena no simula el brillo de esta reflexión y su textura no permite medirlo.

La superluna depende de la distancia, no de otro mecanismo de fases. NASA compara lunas llenas extremas: hasta aproximadamente 14% más diámetro aparente y 30% más brillo. Una razón de diámetros de 1.14 da un área relativa de 1.14 × 1.14 = 1.30. La comparación es con una llena pequeña y distante, no con cualquier llena corriente; no se vuelve enorme respecto a unas noches antes.

La ilusión lunar cerca del horizonte es perceptiva y distinta del cambio orbital: aparece aunque la distancia apenas varíe. Compare fotografías de igual distancia focal y escala antes de atribuir un aumento físico a una Luna baja. El modelo 3D fija y comprime la distancia entre la Tierra y la Luna: el diámetro angular variable de una superluna aparece en la comparación de tamaños del panel de la Luna real.

Un calendario de fases no es una tabla de mareas

Los calendarios lunares siguen las lunaciones, no la órbita estelar. El ciclo medio de 29.53 días no cabe exactamente en días enteros; los meses suelen alternar su duración, según las reglas del calendario. El calendario lunisolar coreano intercala meses para mantener la relación con el año solar. No redondee la edad lunar de esta página para decidir festividades o fechas oficiales: use la conversión de KASI.

En nueva y llena, los efectos de marea solar y lunar se refuerzan y favorecen mareas vivas. En los cuartos se contrarrestan parcialmente y favorecen mareas muertas, de menor amplitud. No ocurre porque una Luna más iluminada atraiga más: la gravedad también actúa en nueva. La costa, profundidad y respuesta de la cuenca determinan horario y amplitud; el máximo puede retrasarse respecto a la alineación.

Mantenga Sombras activado y mueva Fecha de creciente a llena: la fase cambia continuamente, mientras el eclipse necesita que la órbita alcance la sombra. Compare después áreas iluminadas iguales antes y después de la llena: cambia el lado brillante. Regrese a un cuarto y use el esquema de salidas para elegir mañana o tarde. La página explica posiciones, no alturas locales de marea, cruces del horizonte ni fechas religiosas exactas.

La Luna real junto al movimiento medio

El modelo 3D mueve la Luna a su velocidad media para facilitar la geometría, pero las lunas nuevas y llenas dibujadas pueden distar casi un día de las reales. La pestaña de controles incluye un cálculo paralelo, «La Luna real en esta fecha». Utiliza las fórmulas de baja precisión del Almanaque Astronómico: la longitud eclíptica lunar suma un avance de 481.267,881° por siglo y seis términos periódicos, el mayor con amplitud de 6,29°. La latitud tiene cuatro términos encabezados por una onda de 5,13°; la paralaje horizontal que determina la distancia tiene cinco. El Sol procede de las coordenadas solares aproximadas del Observatorio Naval de Estados Unidos.

Al comparar las 149 lunas nuevas, cuartos y llenas publicadas por ese observatorio para 2026, 2027 y 2028, los tiempos del panel difieren 9 minutos de media y 29 como máximo. En las nuevas y llenas de la misma lista, el modelo medio se desvía hasta 17,4 horas. La fila «Modelo 3D y realidad» muestra la diferencia en horas, cambiando de adelanto a retraso mientras la Luna recorre las regiones cercanas y lejanas de su órbita, donde viaja más deprisa y más despacio que la media.

También aparecen las próximas luna nueva, cuarto creciente, llena y cuarto menguante en hora local de la ciudad elegida. Introduzca una fecha, por ejemplo un cumpleaños, y pulse «Mostrar»: toda la exposición pasa a las 21:00 de esa tarde en la ciudad.

Por qué la creciente cambia de inclinación entre ciudades

Todo el mundo ve la misma fracción iluminada en el mismo instante. Lo que cambia es la orientación del borde iluminado respecto al horizonte local. Los astrónomos usan el ángulo de posición del limbo iluminado, medido del norte hacia el este en el cielo, y el ángulo paraláctico para la inclinación de la vertical local. Su diferencia da la dirección del borde iluminado medida desde la vertical hacia arriba.

El panel del cielo dibuja esa geometría. Usa el mismo mapa de la NASA que la Luna 3D, girado según el ángulo paraláctico para situar el norte lunar donde corresponde, y sombreado según la dirección solar. En Seúl o Londres, al anochecer unos días después de la nueva, la creciente cuelga baja al oeste con la luz abajo a la derecha. En Sídney o Ciudad del Cabo al mismo instante está iluminada a la izquierda y los mares lunares aparecen invertidos respecto a la imagen norteña, porque allí se mira hacia el norte. Cerca del ecuador, en Quito, la creciente vespertina queda casi tumbada como un cuenco. No ha cambiado la Luna, sino la vertical del observador.

Calcular la salida lunar para una ciudad

Las salidas y puestas siguen el método de las efemérides. El panel recorre el día local en pasos de diez minutos, calcula la altura a partir de ascensión recta, declinación, tiempo sidéreo, latitud y longitud, y busca cuándo el borde superior cruza el horizonte. La altura del centro corresponde a 0,7275 veces la paralaje horizontal menos 0,5667°. Se combinan dos efectos de la cercanía lunar: el lugar de observación baja su dirección en la paralaje, y su radio de 0,2725 radios terrestres eleva el borde superior esa fracción de paralaje sobre el centro. Los 0,5667° representan la refracción junto al horizonte. La culminación se encuentra cuando el ángulo horario pasa por cero.

Frente a 55 salidas, puestas y culminaciones del Observatorio Naval para ocho ciudades, la diferencia no supera 1,8 minutos. Un día sin salida es normal: la Luna sale unos 50 minutos más tarde al día en promedio, de modo que aproximadamente una vez al mes la salida pasa de medianoche a la fecha siguiente. En Reikiavik hay días de invierno en que permanece sobre el horizonte todo el día y otros en que no sale. Colinas, edificios y refracción inusual pueden desplazar varios minutos la visibilidad real: los tiempos suponen un horizonte al nivel del mar.

Perigeo, apogeo y comparación de tamaños

La órbita lunar es una elipse que también se desplaza por la atracción solar; por eso cambian cada mes los puntos más cercano y lejano. Entre 2026 y 2028, el panel encuentra distancias entre centros de 357.382 km a 406.018 km, con diámetros aparentes de 33,4′ y 29,4′. Su razón, 1,136, explica la afirmación de la NASA de que la llena más cercana puede parecer hasta un 14% mayor que la más lejana en diámetro.

La fila de tamaños dibuja los discos extremos como contornos y el de la fecha elegida como un disco relleno. Al saltar a la superluna del 24 de diciembre de 2026, casi llena el contorno mayor: 357.616 km y 33,4′. La de noviembre de 2026, también en la lista de la NASA, está algo más lejos: 361.500 km y 33,0′. Superluna no tiene un umbral oficial; la NASA la describe como una llena cercana al perigeo. Esta página usa 360.000 km como objetivo fijo del reto.

De dónde proceden las fechas del catálogo

Todos los eclipses del catálogo proceden de las tablas decenales del Centro Goddard de la NASA: instante del máximo, tipo, serie saros, duración y regiones de visibilidad. Las superlunas son las que enumera la NASA. Las lunas azules se identificaron en las tablas de fases del Observatorio Naval, contando en UTC dos llenas en un mismo mes civil. Las entradas históricas enlazan esas tablas NASA o la página de misión del Apolo 11.

Como el modelo 3D usa movimiento medio, una entrada lleva a la luna nueva o llena media más próxima al tiempo indicado. El reloj de la escena puede diferir horas del catálogo aunque muestre el eclipse. Compare la totalidad del 29 de mayo de 1919, usada para probar la relatividad general, con la larga del 2 de agosto de 2027. Son del saros 136 y están separadas por seis ciclos: 39.512 días divididos por seis dan 6.585,3 días, un saros. El eclipse de 2009 sobre India y China queda entre ambos en la misma serie. Para el Apolo 11, el catálogo muestra una creciente de unos 6,3 días, iluminada al 33%. Se planificó el alunizaje con el Sol matinal bajo en el mar de la Tranquilidad para revelar el terreno mediante las sombras.