Eclipse solar total: simulador, trayectoria 2027 y fechas

Qué muestra el modelo

Un eclipse solar total ocurre cuando la Luna pasa justo entre el Sol y la Tierra y su sombra interior oscura, la umbra, toca el suelo. Solo quien está dentro de esa franja estrecha, normalmente de 100 a 250 km de ancho, ve el Sol completamente cubierto. El próximo en tierra firme es el 2 de agosto de 2027: la franja cruza el sur de España, Marruecos, Argelia, Libia, Egipto, Arabia Saudí, Yemen y Somalia, y cerca de Luxor el Sol queda oculto unos 6 minutos y 23 segundos, la totalidad más larga del catálogo de eclipses de esta exposición entre 2026 y 2060.

El escenario tiene dos vistas. En la vista del espacio, la Tierra, la Luna y los dos conos de sombra se dibujan en el mismo sistema de referencia que usa la NASA para predecir eclipses, y la Tierra gira hasta la hora exacta del eclipse que elijas. La mancha oscura del lado diurno es la sombra calculada para cada punto de la superficie, y la banda naranja es la franja de totalidad. En la vista del cielo te colocas en una ciudad y miras hacia arriba: la Luna se desliza sobre el Sol, la última luz se rompe en perlas, aparece la corona y el cielo se oscurece. Todas las horas y duraciones de esta página salen de los elementos de eclipse publicados por la NASA, y el programa que los convierte en horas por ciudad se comparó con las tablas de la propia NASA (más abajo se explica cómo).

Hay algo que va antes que todo lo demás. No mires nunca al Sol a simple vista, con gafas de sol normales ni con una cámara, unos prismáticos o un telescopio sin un filtro solar adecuado. Las gafas de eclipse deben cumplir la norma internacional ISO 12312-2. El único momento seguro para quitárselas es durante la propia totalidad, y hay que volver a ponérselas en cuanto reaparece la primera perla brillante.

Dos sombras, dos tipos de eclipse

La Luna, iluminada por un lado por el Sol, proyecta una sombra en el espacio como cualquier otro objeto. Como el Sol no es un punto sino un disco de medio grado de ancho, esa sombra tiene dos partes.

La penumbra es la zona donde la Luna oculta una parte del Sol, pero no todo. Se abre detrás de la Luna como un cono que se ensancha y, cuando llega a la Tierra, mide más o menos 6800 km de ancho. Quien está dentro ve un eclipse parcial: un mordisco en el Sol.

La umbra es la zona donde la Luna oculta todo el Sol. Es un cono que se estrecha detrás de la Luna y termina en punta a unos 374 000 km. La distancia media de la Luna al punto más cercano de la superficie terrestre es de unos 378 000 km, así que a distancia media la punta de la umbra se queda unos miles de kilómetros antes del suelo. Cuando eso ocurre, quienes están bajo el eje de la sombra ven un anillo de luz solar alrededor de la Luna: un eclipse anular. Solo cuando la Luna está cerca del punto más próximo de su órbita la umbra llega a la Tierra, y entonces el eclipse es total a lo largo de una franja estrecha.

Un eclipse híbrido es una mezcla poco frecuente de ambos. La superficie de la Tierra es curva, así que el centro de la franja está más o menos un radio terrestre más cerca de la Luna que sus dos extremos. Si la punta de la umbra queda entre esas dos distancias, el eclipse es anular cerca del amanecer y del atardecer, y total en el centro. Entre 2001 y 2100 el catálogo de la NASA enumera 224 eclipses solares: 77 parciales, 72 anulares, 68 totales y 7 híbridos.

Activa Distancia real para ver estas longitudes sin la reducción que el escenario suele aplicar. La Luna se aleja hasta unos 56 radios terrestres del plano que pasa por el centro de la Tierra, y el cono oscuro que en la vista comprimida parecía tan largo apenas llega al suelo.

Por qué la Luna puede cubrir el Sol

El radio medio del Sol es de 695 700 km y el de la Luna, de 1737,4 km: una proporción de unas 400 veces. La distancia media al Sol es de 149,6 millones de km y la de la Luna, de 384 400 km: una proporción de unas 389 veces. Las dos proporciones son casi iguales, así que ambos discos se ven casi del mismo tamaño en nuestro cielo: medio grado cada uno.

Ese «casi» explica toda la variedad. La distancia de la Luna cambia en cada órbita, desde unos 363 300 km en un perigeo medio hasta 405 500 km en un apogeo medio, y la distancia de la Tierra al Sol varía un 3 % a lo largo del año. Cuando la Luna se ve más grande que el Sol, el eclipse puede ser total; cuando se ve más pequeña, lo máximo que se consigue es uno anular. La magnitud de la NASA en el máximo del eclipse expresa justo esto: para el 2 de agosto de 2027 vale 1,079, es decir, la Luna se ve casi un 8 % más ancha que el Sol, y por eso esa totalidad es tan larga.

Por qué no hay un eclipse cada mes

La Luna pasa entre la Tierra y el Sol en cada luna nueva, más o menos cada 29,5 días. La mayoría de los meses no ocurre nada, porque la órbita de la Luna está inclinada 5,145° respecto al plano de la órbita terrestre. En casi todas las lunas nuevas la Luna pasa un poco por encima o por debajo del Sol en nuestro cielo y su sombra no toca la Tierra.

Para que haya un eclipse, la luna nueva tiene que caer cerca de uno de los dos nodos, los puntos donde la órbita de la Luna corta el plano de la órbita terrestre. El Sol se alinea con los nodos dos veces al año, así que los eclipses solares llegan en «temporadas de eclipses» separadas por unos seis meses. Por eso el catálogo muestra fechas como febrero y agosto de 2026, febrero y agosto de 2027, y luego enero y julio de 2028: las temporadas se adelantan unos 19 días cada año a medida que los nodos giran.

Cada temporada trae al menos un eclipse solar en algún lugar de la Tierra, pero la mayoría son parciales o anulares, y un eclipse total solo cubre una franja mínima del planeta. La medida de la NASA de lo centrado que cae el impacto de la sombra es gamma: la distancia del eje de la sombra al centro de la Tierra, en radios terrestres, en el momento del máximo. Un gamma cercano a 0 significa que la sombra da en el centro de la cara diurna; cerca de ±1, que roza el borde. El eclipse de 2027 tiene gamma 0,1421, un impacto casi central. El de 2033 sobre Alaska tiene gamma 0,9778, y por eso su franja queda tan al norte y mide 781 km de ancho: la sombra llega a la Tierra en diagonal y se extiende.

La franja de totalidad

Si la Tierra no girara, la umbra la recorrería a unos 3500 km/h (los elementos de la NASA para 2027 mueven el eje 0,545 radios terrestres por hora). La rotación de la Tierra arrastra el suelo en la misma dirección, de oeste a este, así que la velocidad de la sombra sobre el suelo es menor. En el escenario, la lectura Velocidad de la sombra la da en cada momento: cerca de Luxor el 2 de agosto de 2027 es de unos 2400 km/h, mientras que cerca del principio y del final de la franja, donde la sombra incide de forma rasante sobre la Tierra curva, se mueve muchas veces más deprisa.

El ancho de la franja depende de lo lejos que esté la Luna y de lo inclinada que incida la sombra en el suelo. La NASA da 258 km en el máximo de 2027 y 116 km en 2035. El escenario calcula los bordes de la franja con los mismos elementos cada 30 segundos: en cada instante halla dónde corta el eje de la sombra a la Tierra, calcula la dirección en que se mueve la sombra respecto al suelo que gira y desplaza el radio de la umbra hacia cada lado. El resultado es la banda naranja. Sus bordes son los límites: justo dentro de ellos la totalidad dura unos segundos; en la línea central dura lo máximo.

¿Por qué la banda es curva en el mapa? La sombra se mueve casi en línea recta por el espacio, pero la Tierra es una bola que gira, inclinada hacia el Sol o alejándose de él, y la franja se curva sobre el globo. En agosto el norte está inclinado hacia el Sol, y la franja de 2027 dibuja un arco desde el Atlántico, sobre Gibraltar, a través del Sáhara hasta el mar Rojo y de ahí al Cuerno de África.

Qué se ve desde el suelo

Cambia a la Vista del cielo, elige una ciudad y mueve la hora. Las fases llegan en un orden fijo, con el nombre de los cuatro contactos entre los bordes de los dos discos.

Primer contacto (C1). El borde de la Luna toca el del Sol. Durante un rato no parece que cambie nada, porque incluso un Sol cubierto en un 30 % sigue siendo demasiado brillante para notar la pérdida. La fase parcial suele durar más de una hora. Con un filtro puedes ver cómo crece el mordisco.

La luz cambia. Con el 80 a 90 % del Sol cubierto, la luz del día se vuelve pálida y las sombras se afilan, porque la luz viene ahora de un fino creciente. La lectura Luz solar restante da la parte del disco del Sol que aún se ve; con el 99 % cubierto queda el 1 %, y ese 1 % es demasiado brillante para mirarlo.

Las perlas de Baily. El borde de la Luna no es liso. Valles de unos kilómetros de profundidad dejan pasar la última luz solar en puntos separados durante unos segundos. La vista del cielo dibuja un borde lunar con valles de esa profundidad, de modo que las perlas aparecen más o menos en el momento correcto, aunque su resplandor se dibuja más grande que en la realidad para que se vea. Llevan el nombre de Francis Baily, que las describió en el eclipse anular de 1836.

El anillo de diamante. Cuando queda una sola perla, destella junto al tenue resplandor de la corona como una piedra en un anillo. Después se apaga la última perla y empieza la totalidad (segundo contacto, C2).

Totalidad. El disco brillante ha desaparecido. La cromosfera, una fina capa rosada, se ve un instante en el borde, con lenguas de gas rosadas llamadas protuberancias. Alrededor de la Luna negra se extiende la corona, la atmósfera exterior del Sol, caliente (más de un millón de grados) pero demasiado tenue para verse mientras quede algo del disco brillante. El cielo se vuelve de un azul crepuscular profundo y el horizonte brilla en todo su contorno, porque la luz de allí viene de lugares fuera de la sombra donde el eclipse es solo parcial. Pueden aparecer planetas brillantes y estrellas.

El tercer contacto (C3) termina la totalidad con otro anillo de diamante y más perlas al otro lado de la Luna; después la fase parcial se repite a la inversa hasta el cuarto contacto (C4).

Los botones del escenario Primer contacto, Empieza la totalidad, Máximo, Termina la totalidad y Último contacto saltan a cada momento para la ciudad elegida. Las lecturas muestran la hora local, la altura del Sol, la parte cubierta y una cuenta atrás hasta el inicio o el fin de la totalidad.

Seguridad para los ojos

La página de seguridad de eclipses de la NASA, la Sociedad Astronómica Estadounidense (AAS) y el Instituto Coreano de Astronomía y Ciencias del Espacio (KASI) dan las mismas reglas.

• Salvo durante la totalidad, la única forma segura de mirar el Sol es con un filtro solar: gafas de eclipse o un visor de mano que cumpla la norma ISO 12312-2, o un filtro hecho para el frente de un telescopio o una cámara.
• Las gafas de sol normales, incluso muy oscuras, no son seguras. Tampoco el cristal ahumado, la película velada ni varias gafas de sol apiladas.
• No mires nunca con una cámara, unos prismáticos o un telescopio el Sol sin cubrir, ni siquiera con gafas de eclipse puestas: la óptica concentra la luz y atraviesa el filtro de las gafas hasta llegar al ojo.
• Durante la totalidad, y solo entonces, quítate el filtro para ver la corona. Vuelve a ponértelo en cuanto regrese el anillo de diamante o la primera perla.
• Un eclipse anular nunca llega a ser seguro. El anillo brillante es parte de la superficie del Sol.
• Si estás fuera de la franja de totalidad, no hay ningún momento seguro sin filtro, ni siquiera con el 99 % cubierto.

La AAS mantiene una lista de proveedores comprobados de gafas de eclipse, porque antes de grandes eclipses se han vendido gafas falsificadas con el número ISO impreso. Los avisos de eclipse del KASI también advierten de que no se use un telescopio, una cámara ni gafas de sol sin filtro solar, y desaconsejan mirar más de 3 minutos seguidos incluso con filtro.

La vista del cielo sigue estas reglas. Su banner permanece en rojo con la advertencia durante todas las fases parciales y cambia a una nota verde solo mientras el Sol está totalmente cubierto. El control Filtro solar muestra cómo se ve a través de un filtro: un disco naranja sobre un cielo negro, sin corona.

Los próximos eclipses totales

La tabla enumera los eclipses totales de los próximos años, con la duración máxima de la NASA (en la línea central en el máximo del eclipse) y los países de la franja. El catálogo de la pestaña Controles tiene 43 eclipses, incluidos históricos, con búsqueda, filtros y orden por duración.

2 de agosto de 2027: España, norte de África y Luxor

Es el eclipse por el que mucha gente viajará. La sombra llega a tierra firme en el estrecho de Gibraltar hacia las 08:45 UT. Calculado para el centro de las ciudades: Cádiz recibe 2 min 53 s de totalidad y Málaga 1 min 50 s, mientras que Sevilla, justo al norte de la franja, se queda en el 98,3 % cubierto y nunca se oscurece. Al otro lado del Mediterráneo, la franja cubre el norte de Marruecos y Argelia y sigue por la costa libia. Túnez queda fuera, con el 97,1 %, y El Cairo, con el 94,8 %. Luxor está cerca del punto del máximo: la totalidad dura 6 min 20 s en el centro de la ciudad y el Sol está a 82° de altura, casi en el cenit. Yeda, en Arabia Saudí, recibe 6 min 0 s.

30 de marzo de 2033: Alaska

La sombra entra por el estrecho de Bering y cruza el oeste y el norte de Alaska antes de salir por el océano Ártico. En Nome la totalidad dura 2 min 30 s con el Sol a solo 8° sobre el horizonte hacia las 09:47 hora local; en Utqiagvik dura 2 min 36 s. Anchorage queda fuera de la franja, con el 96,7 %. Sol bajo, nieve y tiempo primaveral son los puntos a planificar. Prueba la vista del cielo para Nome con Tamaño del Sol reducido, para que entren en la imagen el horizonte y el resplandor del crepúsculo.

23 de agosto de 2044 y 12 de agosto de 2045: Estados Unidos

El eclipse de 2044 termina al atardecer sobre Montana y Dakota del Norte; en Great Falls, cerca del borde sur, la totalidad dura solo 22 s con el Sol a 5° de altura. Un año después, el 12 de agosto de 2045, la línea central cruza todo el país: el norte de California, Nevada, Utah, Colorado, Kansas, Oklahoma, Arkansas, Misisipi, Alabama y Florida. Orlando recibe 5 min 47 s con el Sol a 76° de altura, mientras que Dallas queda fuera de la franja, con el 92,8 %. El máximo, 6 min 6 s, cae sobre el Caribe.

Entre medias, el 22 de julio de 2028, la totalidad cruza Australia y Nueva Zelanda: Sídney recibe 3 min 49 s y Dunedin 2 min 51 s.

2 de septiembre de 2035: norte de Corea y Japón

La franja de 2035 va desde el norte de China (Pekín: 1 min 33 s) por el norte de la península de Corea, donde Pionyang recibe 1 min 48 s y Wonsan 2 min 8 s, y sigue por el centro de Japón (Toyama: 1 min 15 s, Mito: 2 min 32 s). Seúl queda al sur de la franja y ve el 96,5 % cubierto, Tokio el 99,4 %.

12 de agosto de 2026, ya pasado

El eclipse del 12 de agosto de 2026 cruzó por la tarde Groenlandia, el oeste de Islandia (Reikiavik: 1 min 1 s) y el norte de España. En Valencia la totalidad llegó con el Sol a solo 4° sobre el horizonte.

Tu ciudad: el próximo eclipse

La sección Eclipses desde tu ciudad de la pestaña Controles calcula, para cada una de las 35 ciudades, todos los eclipses solares desde hoy hasta 2100 en los que el Sol está sobre el horizonte en algún momento entre el primer y el último contacto. Para cada uno muestra la fecha, cuánta área del Sol queda cubierta (el oscurecimiento) y si la ciudad está dentro de una franja de totalidad o de anularidad. También señala el próximo eclipse total y el más profundo antes de 2100.

Algunos resultados muestran lo rara que es la totalidad en un mismo lugar. El próximo eclipse total de Nueva York es el 1 de mayo de 2079. París y Estambul esperan hasta el 3 de septiembre de 2081. Seúl, Tokio, Madrid, Londres y Perth no tienen ninguno antes de 2100, aunque Sídney recibe 3 min 49 s el 22 de julio de 2028. Para Seúl, el eclipse más profundo del siglo es el del 96,5 % de 2035.

Eclipses que cambiaron la ciencia

28 de julio de 1851. Julius Berkowski, que trabajaba en el observatorio de Königsberg, en Prusia, hizo un daguerrotipo que es la primera fotografía lograda de un eclipse solar total.

18 de agosto de 1868. La franja cruzó la India. Observando desde Guntur, Jules Janssen vio una línea amarilla brillante en el espectro de las protuberancias que no coincidía con ningún elemento conocido. Norman Lockyer la atribuyó después a un elemento nuevo, el helio.

29 de mayo de 1919. Las expediciones a la isla de Príncipe (Arthur Eddington) y a Sobral, en Brasil (Andrew Crommelin), fotografiaron estrellas cercanas al Sol eclipsado. Sus posiciones aparecían desplazadas aproximadamente lo que predecía la relatividad general de Einstein para la desviación de la luz en la gravedad del Sol, como informaron Dyson, Eddington y Davidson en 1920.

30 de junio de 1973. El prototipo del Concorde 001 voló bajo la sombra sobre el norte de África a Mach 2,05. Sus siete observadores permanecieron en la totalidad 74 minutos, mucho más de lo que permite cualquier lugar en tierra, y aprovecharon el tiempo para medidas de infrarrojos y de la cromosfera.

21 de agosto de 2017 y 8 de abril de 2024 cruzaron Estados Unidos (y en 2024 también México y Canadá) y fueron los primeros eclipses totales que mucha gente vio con gafas de eclipse en la mano.

Cómo se calculan las horas

La NASA no publica una lista aparte para cada pueblo. Publica los elementos besselianos: unos pocos números por eclipse, escritos como polinomios cortos en el tiempo, que describen la sombra de la Luna sobre un plano que pasa por el centro de la Tierra, perpendicular al eje de la sombra (el plano fundamental). Para cada eclipse dan:

• x e y: dónde corta el eje de la sombra a ese plano, en radios terrestres;
• d y μ: la dirección del eje (su declinación) y su ángulo horario, que juntos dicen cómo está girada la Tierra bajo la sombra;
• l₁ y l₂: los radios de la penumbra y de la umbra en el plano;
• tan f₁ y tan f₂: la rapidez con que esos radios cambian a lo largo del eje.

Para un observador de latitud φ y longitud λ, el programa calcula primero dónde está el observador en el mismo sistema (ξ, η, ζ), teniendo en cuenta el achatamiento de la Tierra. Después, en cada instante:

• los radios de la sombra a la altura del observador son L₁′ = l₁ − ζ tan f₁ y L₂′ = l₂ − ζ tan f₂;
• la distancia del observador al eje es Δ = √((x − ξ)² + (y − η)²);
• la magnitud del eclipse es (L₁′ − Δ) / (L₁′ + L₂′);
• el eclipse es total cuando Δ < −L₂′ y anular cuando Δ < L₂′.

El máximo del eclipse es el instante en que Δ es mínimo. Los contactos son los instantes en que Δ es igual a L₁′ (C1 y C4) o a |L₂′| (C2 y C3); cada uno se halla con unas pocas iteraciones del método de Newton. La parte del área del Sol que queda cubierta se deduce de los dos radios aparentes y de su separación, usando el área en que se solapan dos círculos. Son las ecuaciones estándar del Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac y de Elements of Solar Eclipses de Jean Meeus.

Los elementos de los 169 eclipses de 2026 a 2100 y de los eclipses históricos proceden del buscador de eclipses solares de la NASA (Fred Espenak), que enumera los elementos polinómicos que hay detrás del Five Millennium Canon of Solar Eclipses. El programa se ha comparado con tres fuentes de la NASA:

• La calculadora en línea de la NASA. Para 35 ciudades y 169 eclipses, 2259 pares en los que la penumbra llega a la ciudad, el tipo de eclipse coincide siempre, las magnitudes coinciden hasta 0,00001, la parte cubierta hasta 0,005 puntos porcentuales y todos los tiempos de contacto con una diferencia de menos de 0,1 s.
• Las tablas de franjas de la NASA. En 266 puntos de las líneas centrales de 12 eclipses (de 1919 a 2045), la duración calculada de la totalidad coincide con el valor tabulado por la NASA con una diferencia de 0,21 s como máximo.
• El catálogo de la NASA. Para los 43 eclipses del catálogo, la hora del máximo coincide en menos de 1,2 s y la duración central en menos de 0,5 s (la NASA redondea a segundos enteros).

Qué simplifica el modelo

• Las distancias a lo largo de la sombra se reducen unas 9 veces para que la Luna, la Tierra y los conos quepan en un mismo escenario; los anchos transversales a la sombra son reales. Distancia real deshace la reducción. El Sol se dibuja demasiado cerca y demasiado pequeño.
• La Tierra se dibuja como una esfera. Los cálculos usan la Tierra achatada, pero cada ciudad se toma al nivel del mar y se ignora la refracción cerca del horizonte, así que un Sol justo bajo el horizonte se cuenta como puesto.
• La rotación de la Tierra depende de ΔT, la diferencia entre el tiempo uniforme y la rotación real de la Tierra. Los elementos de la NASA usan un ΔT previsto (76 s para 2027). El valor futuro no se puede conocer con exactitud; un error de unos segundos desplaza la franja uno o dos kilómetros hacia el este o el oeste.
• El borde de la Luna se dibuja con valles inventados de unos kilómetros de profundidad. Las perlas reales siguen el perfil lunar medido, que desplaza los tiempos de contacto uno o dos segundos y aquí no se modela; las tablas de la NASA también usan una Luna lisa.
• La corona se dibuja, no está fotografiada. Su forma cambia con el ciclo solar; el escenario usa una forma genérica con largas serpentinas cerca del ecuador del Sol.
• El brillo del cielo en la vista del cielo sigue la parte visible del Sol; el cielo de la totalidad y el resplandor del horizonte se dibujan para parecerse a las fotografías de una totalidad, no están medidos.