Eclipse lunar e fases da Lua: simulador interativo

O que o modelo mostra

Olhe para a Lua por algumas noites seguidas e você verá a forma dela mudar: uma curva fina, baixa no oeste depois do pôr do sol; meio disco uma semana depois; um círculo inteiro nascendo ao anoitecer uma semana mais tarde. A Lua em si não muda nada. O que muda é o ângulo entre o Sol, a Terra e a Lua, e esta página deixa você mexer nesse ângulo com um controle de data.

O modelo é desenhado num quadro que gira junto com a Terra enquanto ela dá a volta no Sol, então o Sol fica sempre à esquerda. A Terra está girada para a hora e a estação certas: o eixo inclina 23,44°, e o lado voltado para o Sol é o lado onde é dia na data mostrada. A Lua gira em torno da Terra no mesmo sentido em que a Terra gira sobre si mesma, no sentido anti-horário visto de cima do polo norte.

A janelinha no canto inferior direito mostra a Lua como alguém no hemisfério norte a vê, com o norte para cima. Ela é desenhada com a mesma direção do Sol e a mesma posição da Lua do modelo 3D, então, quando você arrasta o controle de data, as duas mudam juntas. A tabela no canto superior esquerdo mostra a data, o nome da fase, a idade da Lua em dias, a fração iluminada do disco, quanto a Lua está acima ou abaixo do plano da órbita da Terra e se a lua nova ou cheia mais próxima produz um eclipse.

Por que a Lua tem fases

O Sol sempre ilumina uma metade da Lua. Isso vale para todos os dias do mês, inclusive o dia da lua nova, quando a metade iluminada está virada para o lado oposto ao nosso. A fase é só uma questão de quanto dessa metade iluminada conseguimos ver da Terra.

Quando a Lua está entre a Terra e o Sol, olhamos para o lado noturno dela. É a lua nova, e a Lua se perde no brilho do Sol. Uma semana depois, a Lua andou um quarto da volta. Agora vemos a metade iluminada de lado, então metade do disco parece clara: o quarto crescente. Mais uma semana e a Lua está do outro lado da Terra em relação ao Sol, e olhamos de frente para a metade iluminada: a lua cheia. O quarto minguante vem uma semana depois, com a outra metade do disco iluminada.

O ângulo que importa é a elongação, o ângulo entre a Lua e o Sol visto da Terra. Se a elongação é E, a fração iluminada do disco é

k = (1 − cos E) / 2

Com E = 0° isso dá 0, com 90° dá 0,5 e com 180° dá 1. A tabela no canto do palco usa essa fórmula.

Dois meses: 27,32 dias e 29,53 dias

Ligue a direção das estrelas e a seta verde vai apontar para um ponto fixo entre elas. Ligue o relógio e conte. A Lua volta à seta depois de 27,32 dias. Esse é o mês sideral, o tempo de uma volta em relação às estrelas.

Mas nesse momento a Lua não tem a mesma aparência. Durante esses 27,32 dias a Terra avançou cerca de 27° na própria órbita, então o Sol agora está em outra direção. A Lua precisa andar mais uns 2,2 dias para se alinhar de novo com o Sol. Esse é o mês sinódico, de 29,53 dias, de uma lua nova à seguinte. Os dois números estão ligados pela duração do ano:

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

Fazendo a conta, sai 27,3217 dias, o valor da ficha técnica da Lua da NASA. O calendário das fases segue o mês sinódico, porque a fase depende de onde está o Sol.

Como a fase desta página é calculada

O modelo parte de uma lua nova conhecida, em 6 de janeiro de 2000 às 18:14 UTC (data juliana 2451550,2597), e conta a partir dela meses sinódicos médios de 29,530588853 dias. A idade da Lua em dias é

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

e a elongação é E = 360° × idade / 29,530588853. A direção do Sol vem da fórmula curta do Observatório Naval dos Estados Unidos para a longitude média do Sol, L = 280,459° + 0,98564736° × D, em que D é o número de dias desde 1º de janeiro de 2000 às 12:00. A longitude da Lua é L + E.

Aqui está a verificação de hoje. Às 12:00 no horário da Coreia de 16 de outubro de 2026 (03:00 UTC, JD 2461329,625), passaram-se 331,16 meses sinódicos desde a referência, então a idade é de 4,74 dias. E vale 57,8° e k, 23%. A tabela horária da Lua da NASA para 2026 dá 26,9% iluminado e idade de 5,47 dias para a mesma hora. O Observatório Naval dos Estados Unidos põe a lua nova real às 15:50 UTC de 10 de outubro de 2026, e o calendário do Instituto Coreano de Astronomia e Ciência Espacial (KASI) registra 16 de outubro de 2026 como o dia 6 do nono mês lunar, com idade lunar de 5,8 dias. Hoje o modelo está cerca de 17 horas atrasado.

Esse é o tamanho de erro a esperar. Nas 99 luas novas, quartos e luas cheias que o Observatório Naval lista de setembro de 2026 a agosto de 2028, os horários do modelo diferem dos reais entre 14 horas adiantados e 22 horas atrasados. As luas novas ficam entre 10 horas antes e 17 horas depois. Ao longo das 8760 horas de 2026, a fração iluminada difere da tabela da NASA em 2,6 pontos percentuais em média e em 8,6 no máximo.

O motivo é que nenhuma das duas órbitas é um círculo. A órbita da Lua tem excentricidade de 0,0549, então ela anda mais rápido perto do perigeu e mais devagar perto do apogeu, e a posição real pode ficar mais de 6° à frente ou atrás da posição média. A órbita da Terra acrescenta até 1,9° para o Sol. Com um movimento relativo de 12,2° por dia, alguns graus equivalem a meio dia. Para um calendário, um aplicativo de céu ou o planejamento de uma foto, use as tabelas publicadas. Para entender por que as fases seguem a forma que seguem, o mês médio basta.

Por que não há eclipse todo mês

Se a Lua passa entre nós e o Sol a cada 29,5 dias, por que um eclipse solar é raro? Ligue "Inclinação real 5,14°" e olhe a órbita quase de perfil. A órbita da Lua é inclinada 5,145° em relação à eclíptica, o plano da órbita da Terra. Na maioria das luas novas a Lua passa acima ou abaixo do Sol, e na maioria das luas cheias passa acima ou abaixo da sombra da Terra.

A órbita cruza a eclíptica em dois pontos, os nodos. Um eclipse precisa de uma lua nova ou cheia perto de um nodo. O modelo confere os ângulos com distâncias médias: um eclipse solar é visto em algum lugar da Terra quando, na lua nova, a Lua está a menos de 1,48° do Sol, e um eclipse lunar toca a umbra quando, na lua cheia, a Lua está a menos de 0,96° do centro da sombra da Terra. Como a altura da Lua acima da eclíptica é 5,145° × sen F, em que F é o ângulo a partir do nodo ascendente, esses limites viram

• eclipse solar de qualquer tipo: Sol a menos de 16,7° de um nodo
• eclipse lunar na umbra: a menos de 10,8°
• eclipse lunar total: a menos de 4,9°

O Sol passa pelos nodos a 1,04° por dia, então a janela para um eclipse solar fica aberta por cerca de 32 dias. Isso é mais que um mês sinódico, então cada passagem traz pelo menos um eclipse solar. A janela para um eclipse lunar na umbra fica aberta por cerca de 21 dias, então uma passagem pode terminar só com eclipses penumbrais, e 2027 é um desses anos.

Os nodos não ficam parados. A linha dos nodos gira para trás uma vez a cada 18,6 anos, então o Sol reencontra o mesmo nodo a cada 346,62 dias, o ano dos eclipses. As temporadas de eclipses chegam com cerca de 173 dias de intervalo e se adiantam cerca de 19 dias a cada ano do calendário. No modelo, o passo 6 mostra a lua cheia de 18 de julho de 2027 com a linha dos nodos apontando para o Sol.

Eclipses solares: umbra e penumbra

O Sol é cerca de 400 vezes mais largo que a Lua e está cerca de 389 vezes mais longe, então os dois discos parecem quase do mesmo tamanho: 0,533° para o Sol e 0,518° para a Lua nas distâncias médias. Essa coincidência quase perfeita faz da sombra da Lua um cone longo e fino.

O núcleo escuro da sombra, a umbra, é onde o Sol inteiro fica escondido. Seu comprimento é o raio da Lua vezes a distância do Sol dividido pela diferença entre os dois raios: 1737,4 × 149.600.000 / (696.000 − 1737,4) ≈ 374.400 km. Na distância média de 384.400 km, o ponto mais próximo da Terra está a 378.029 km do centro da Lua, então a ponta para cerca de 3650 km antes. Nesse caso a Lua parece um pouco menor que o Sol e deixa um anel: um eclipse anular. Para um eclipse total, o centro da Lua precisa estar a menos de cerca de 380.750 km, o que acontece na parte da órbita perto do perigeu (perigeu médio de 363.300 km).

Em volta da umbra fica a penumbra, onde só parte do Sol é coberta. Onde ela encontra a Terra, tem cerca de 3500 km de raio, então um eclipse parcial pode ser visto de uma área com milhares de quilômetros de largura, enquanto a faixa total ou anular tem no máximo algumas centenas de quilômetros. No modelo, a mancha escura na Terra marca a faixa central e é desenhada maior que a real para que você a encontre.

Eclipses lunares: a sombra da Terra

A sombra da Terra aponta para o lado oposto ao Sol, e a Lua só pode entrar nela na lua cheia. Na distância da Lua, a umbra tem cerca de 0,70° de raio (4700 km, ou 2,7 vezes o raio da Lua) e a penumbra, 1,24° (8350 km, 4,8 raios lunares). Esses tamanhos incluem o aumento usual de 2% pela atmosfera da Terra.

Uma Lua inteiramente dentro da umbra não some. A luz do Sol que atravessa a atmosfera da Terra é desviada para dentro da sombra, e a parte azul é espalhada pelo caminho, então a Lua fica de um vermelho acobreado e opaco. Na penumbra só parte do Sol é bloqueada, e o escurecimento é tão leve que um eclipse penumbral passa despercebido com facilidade. Um eclipse lunar pode ser visto de todo o lado noturno da Terra, enquanto um eclipse solar só é visto onde cai a penumbra da Lua. É por isso que qualquer cidade vê muito mais eclipses lunares do que solares.

Os próximos eclipses

A tabela lista todos os eclipses de hoje até o fim de 2028 nas tabelas de eclipses da NASA (horários do máximo do eclipse em Tempo Dinâmico Terrestre, TD; o UTC fica cerca de 69 segundos antes). A última coluna é a lua nova ou cheia média no modelo desta página e o tipo que o modelo prevê com distâncias médias.

O modelo médio encontra os dez e acerta o tipo de nove. O erro é o eclipse lunar de 12 de janeiro de 2028, ao qual a NASA atribui magnitude umbral de apenas 0,066: a Lua mal toca a umbra. Os horários erram pelas mesmas poucas horas que as fases. O eclipse lunar total de 31 de dezembro de 2028 cai na madrugada de 1º de janeiro de 2029 na Coreia.

O que o modelo altera

Os corpos mantêm a proporção real de tamanho: o raio da Lua é 0,2727 do raio da Terra. A distância entre eles foi reduzida cerca de 6 vezes; a Lua real fica a 60,3 raios terrestres, cerca de 30 diâmetros da Terra. O Sol é a maior trapaça. Nesta escala ele seria uma bola de 22 unidades de largura a cerca de 2350 unidades para a esquerda, então é desenhado pequeno e perto só para mostrar de onde vem a luz.

Como a Lua está desenhada 6 vezes grande demais para a sua distância, as alturas acima da eclíptica são esticadas pelo mesmo fator, e a inclinação de 5,145° parece de 28°. Isso mantém os cones de sombra desenhados honestos: numa lua nova ou cheia, a Lua toca um cone exatamente quando a Lua real tocaria. O custo é o tempo. Ao longo da órbita, a Lua continua se movendo na velocidade angular real, então no modelo ela fica dentro da sombra da Terra cerca de 6 vezes mais tempo do que no céu. A distância da Lua à Terra é fixada no valor médio, então o modelo não consegue distinguir eclipses solares totais de anulares.

A textura da Lua é o mapa de cores do Lunar Reconnaissance Orbiter da NASA, do Scientific Visualization Studio, e a Terra é a Blue Marble da NASA. As duas são de domínio público e aparecem aqui em tamanho reduzido.

Um pouco de história

Os eclipses se repetem num ciclo que os astrônomos caldeus já conheciam: 223 meses sinódicos, 6585,32 dias, ou 18 anos, 11 dias e 8 horas. Funciona porque, nessa duração, três meses diferentes quase coincidem. 242 meses dracônicos (de nodo a nodo, 27,2122 dias) somam 6585,36 dias, e 239 meses anomalísticos (de perigeu a perigeu) somam 6585,54 dias. Depois de um saros, o Sol, a Lua e o nodo voltam quase à mesma disposição, e a Lua está quase à mesma distância, então o eclipse seguinte se parece muito com o anterior. O terço de dia que sobra o desloca cerca de 120° para oeste na Terra.

Cálculo dos dias adicionais

Numa órbita circular ideal, a Lua avança 360° / 27.3217 = 13.176° por dia relativamente às estrelas. A Terra percorre 360° / 365.2564 = 0.986° por dia, deslocando a direção do Sol vista daqui. A diferença é 12.190° por dia. Dividir 360° por essa velocidade relativa dá 29.53 dias. Durante o mês sideral, a direção solar avança cerca de 26.9°; alcançá-la enquanto continua a mover-se exige aproximadamente mais 2.2 dias.

Não se soma um ângulo diretamente a um período: é preciso dividi-lo pela velocidade angular relativa para obter uma duração. A equação dos inversos faz essa conversão. São movimentos médios; a gravidade solar e a velocidade variável na elipse alteram cada lunação real.

Ative Direção das estrelas e acompanhe a passagem pela seta verde até regressar a mesma fase. O intervalo adicional resulta da geometria variável, não de uma paragem da rotação nem de uma inversão do movimento orbital.

Estimar a hora do nascer da Lua

Num esquema equatorial ideal, a Lua nova nasce ao amanhecer, culmina ao meio-dia e põe-se ao entardecer. O quarto crescente nasce ao meio-dia, culmina ao entardecer e põe-se à meia-noite. A cheia nasce ao entardecer, culmina à meia-noite e põe-se ao amanhecer. O quarto minguante nasce à meia-noite, culmina ao amanhecer e põe-se ao meio-dia. São horas solares locais aproximadas, não horários civis exatos: latitude, estação, inclinação orbital e horizonte interferem.

O ângulo de fase aumenta cerca de 12.190° por dia solar. O movimento diário do Sol corresponde a 15° por hora; 12.190° / 15° por hora resulta em cerca de 0.813 horas, ou 49 minutos. Daí a regra de cerca de 50 minutos de atraso diário. É uma orientação média para a passagem diária, não um incremento fixo do nascer. As horas reais variam bastante e, em latitudes elevadas, a Lua pode não nascer numa determinada data.

Ver a Lua de dia é normal: o quarto crescente está acima do horizonte à tarde e o minguante permanece de manhã. O céu azul reduz o contraste, não remove a Lua. O painel do céu no separador Controles fornece horas reais de nascer e ocaso para oito cidades; para outros locais consulte efemérides locais antes de observar. Nunca procure uma Lua fina com binóculos perto do Sol: apontar instrumentos óticos para ele pode provocar lesões oculares permanentes.

O que mede a fração iluminada

É uma proporção da área do disco aparente, não da superfície lunar total que recebe luz. Fora dos eclipses, aproximadamente metade da esfera recebe luz solar. Para E = 60°, k = (1 − 0.5) / 2 = 0.25. Para E = 120°, k = (1 − (−0.5)) / 2 = 0.75. As posições ficam à mesma distância angular do quarto, mas uma é uma crescente fina e a outra gibosa. Depois da cheia, E = 240° também dá 0.75, agora com o lado oposto iluminado.

O cosseno resulta da projeção da fronteira dia-noite da esfera numa imagem plana. Com o Sol distante, essa fronteira é um círculo máximo; parece curva por ser vista obliquamente. Nos quartos é vista de perfil e parece quase reta. A fórmula aproxima o Sol como infinitamente distante. Um cálculo preciso usa o ângulo de fase medido na Lua entre as direções da Terra e do Sol, não apenas o suplemento da elongação geocêntrica.

Metade da área iluminada não significa metade do brilho da cheia. A dispersão na superfície, as sombras do relevo e o aumento de brilho perto da cheia alteram o fluxo recebido. O indicador mostra área geométrica, não fotometria. Rode a câmara sem alterar Data: a vista espacial muda, mas Vista da Terra mantém a fase porque esse observador não acompanha a câmara.

Luz cinérea e tamanho aparente

O contorno ténue do disco dentro de uma crescente é luz cinérea: luz solar refletida pela Terra para a noite lunar e depois para os nossos olhos. Perto da Lua nova, um observador no lado voltado para a Terra veria uma Terra quase cheia a iluminar a paisagem sem Sol direto. Nuvens e oceanos alteram a reflexão. Não é luz visível própria nem sombra terrestre; esta atua num eclipse de Lua cheia. A cena não calcula esse brilho refletido, pelo que a textura não serve para o medir.

A superlua diz respeito à distância, não a outro mecanismo de fases. A comparação da NASA entre luas cheias extremas indica até cerca de 14% mais diâmetro aparente e 30% mais brilho. Uma razão de diâmetros de 1.14 produz uma área relativa de 1.14 × 1.14 = 1.30. Compara-se com uma cheia pequena e distante, não com qualquer cheia habitual; não se torna subitamente enorme face às noites anteriores.

A ilusão lunar no horizonte é percetiva e distinta da mudança orbital: existe mesmo quando a distância quase não varia. Compare fotografias com igual distância focal e escala antes de atribuir um aumento físico à Lua baixa. O modelo 3D fixa e comprime a distância entre a Terra e a Lua; o diâmetro angular variável de uma superlua aparece na comparação de tamanhos do painel da Lua real.

Um calendário de fases não é uma tabela de marés

Os calendários lunares seguem as lunações, não a órbita estelar. O ciclo médio de 29.53 dias não cabe exatamente em dias inteiros; os meses costumam alternar a duração conforme as regras do calendário. O calendário lunissolar coreano intercala meses para acompanhar o ano solar. Não arredonde a idade lunar desta página para decidir feriados ou datas oficiais: utilize a conversão do KASI.

Na Lua nova e cheia, os efeitos de maré do Sol e da Lua reforçam-se, favorecendo marés vivas. Nos quartos, opõem-se parcialmente e favorecem marés mortas, de menor amplitude. Não é uma Lua mais iluminada que atrai mais: a gravidade atua também na Lua nova. Costa, profundidade e resposta da bacia determinam os horários e amplitudes; o máximo pode ocorrer depois do alinhamento.

Mantenha Sombras ativo e mova Data de crescente a cheia: a fase muda continuamente, mas um eclipse exige que a órbita encontre a sombra. Compare áreas iluminadas iguais antes e depois da cheia: o lado brilhante inverte-se. Regresse a um quarto e use o esquema de horários para escolher manhã ou tarde. A página explica posições, não alturas locais de maré, passagens do horizonte ou datas religiosas exatas.

A Lua real ao lado do movimento médio

O modelo 3D move a Lua à velocidade média para facilitar a leitura da geometria. As luas novas e cheias desenhadas podem, porém, diferir quase um dia das reais. Por isso o separador Controles tem um segundo cálculo, «A Lua real nesta data». Usa as fórmulas de baixa precisão do Almanaque Astronómico: a longitude eclíptica lunar combina um avanço de 481.267,881° por século com seis termos periódicos, o maior com amplitude de 6,29°. A latitude tem quatro termos, dominados por uma onda de 5,13°, e a paralaxe horizontal que dá a distância tem cinco. O Sol usa as coordenadas solares aproximadas do Observatório Naval dos Estados Unidos.

Comparando as 149 luas novas, quartos e cheias publicadas por esse observatório para 2026, 2027 e 2028, as horas do painel diferem 9 minutos em média e 29 no máximo. Nas novas e cheias da mesma lista, o modelo médio afasta-se até 17,4 horas. A linha «Modelo 3D e realidade» mostra essa diferença em horas, passando de adiantamento a atraso enquanto a Lua percorre as regiões próximas e distantes da órbita, mais depressa e mais devagar do que a média.

O painel também dá as próximas Lua nova, quarto crescente, Lua cheia e quarto minguante na hora local da cidade escolhida. Introduza uma data, por exemplo um aniversário, e prima «Mostrar»: toda a exposição passa para as 21:00 desse dia na cidade.

Porque muda a inclinação do crescente entre cidades

No mesmo instante, todos na Terra veem a mesma fração iluminada. O que varia é a direção do bordo iluminado em relação ao horizonte local. Os astrónomos descrevem-no pelo ângulo de posição do limbo iluminado, medido de norte para leste no céu, e a inclinação da vertical local pelo ângulo paraláctico. A diferença dá a direção do bordo iluminado, medida a partir da vertical para cima.

O painel do céu desenha essa geometria. O disco usa o mesmo mapa NASA da Lua 3D, rodado pelo ângulo paraláctico para colocar corretamente o norte lunar, e sombreado pela direção solar. Em Seul ou Londres, ao entardecer poucos dias após a Lua nova, o crescente fica baixo a oeste, iluminado em baixo à direita. Em Sydney ou na Cidade do Cabo, no mesmo instante, ilumina-se à esquerda e os mares lunares ficam invertidos em relação à imagem do norte, porque ali se olha para norte. Perto do equador, em Quito, o crescente vespertino fica quase deitado como uma taça. Não mudou a Lua, mas a vertical do observador.

Calcular o nascer da Lua para uma cidade

O nascer e o ocaso seguem o método das efemérides. O painel percorre o dia local em passos de dez minutos, calcula a altura da Lua pela ascensão reta, declinação, tempo sideral, latitude e longitude e procura os cruzamentos do horizonte pelo bordo superior. A altura do centro é então 0,7275 vezes a paralaxe horizontal menos 0,5667°. Combinam-se dois efeitos da proximidade lunar: o local de observação baixa a direção pelo valor da paralaxe, e o raio lunar de 0,2725 raios terrestres eleva o bordo superior por essa fração da paralaxe acima do centro. Os 0,5667° representam a refração junto ao horizonte. A culminação é encontrada quando o ângulo horário passa por zero.

Face a 55 horas de nascer, ocaso e culminação do Observatório Naval para oito cidades, a diferença não excede 1,8 minutos. Um dia sem nascer da Lua é normal: em média, nasce cerca de 50 minutos mais tarde por dia, de modo que aproximadamente uma vez por mês o nascer passa da meia-noite para a data seguinte. Em Reiquiavique há dias de inverno em que permanece acima do horizonte o dia todo e outros em que não nasce. Colinas, edifícios e refração invulgar podem deslocar vários minutos a visibilidade real; os horários pressupõem um horizonte ao nível do mar.

Perigeu, apogeu e comparação de tamanhos

A órbita lunar é uma elipse que também se desloca pela atração solar, pelo que os pontos mais próximo e distante mudam mensalmente. Entre 2026 e 2028, o painel encontra distâncias entre centros de 357.382 km a 406.018 km, com diâmetros aparentes de 33,4′ e 29,4′. A razão de 1,136 explica a indicação da NASA de que a cheia mais próxima pode parecer até 14% maior em diâmetro do que a mais distante.

A linha dos tamanhos desenha os discos extremos em contorno e o disco da data escolhida preenchido. Na superlua de 24 de dezembro de 2026, este quase preenche o contorno maior: 357.616 km e 33,4′. A de novembro de 2026, também na lista NASA, está um pouco mais longe: 361.500 km e 33,0′. Superlua não tem um limiar oficial; a NASA descreve-a como cheia perto do perigeu. Esta página usa 360.000 km para fixar o objetivo do desafio.

De onde vêm as datas do catálogo

Todos os eclipses do catálogo vêm das tabelas decenais do Centro Goddard da NASA: instante do máximo, tipo, série saros, duração e regiões de visibilidade. As superluas seguem a lista da NASA. As Luas azuis foram identificadas nas tabelas de fases do Observatório Naval, contando em UTC duas cheias no mesmo mês civil. As entradas históricas remetem para essas tabelas NASA ou para a página da missão Apollo 11.

Como o modelo 3D segue o movimento médio, cada entrada leva à Lua nova ou cheia média mais próxima da hora indicada. O relógio da cena pode diferir várias horas do catálogo, apesar de mostrar o alinhamento do eclipse. Compare o eclipse total de 29 de maio de 1919, usado para testar a relatividade geral, com o longo eclipse de 2 de agosto de 2027. Pertencem ao saros 136, separados por seis ciclos: 39.512 dias divididos por seis dão 6.585,3 dias, um saros. O eclipse de 2009 sobre Índia e China fica entre eles na mesma série. Para a Apollo 11, o catálogo mostra uma Lua crescente com cerca de 6,3 dias e 33% iluminado. A alunagem foi planeada para um Sol matinal baixo no mar da Tranquilidade, para que as sombras mostrassem o relevo.