Eclipse solar total: simulador, trajetória 2027 e datas

O que o modelo mostra

Um eclipse solar total acontece quando a Lua passa exatamente entre o Sol e a Terra e sua sombra interna escura, a umbra, toca o solo. Só quem está dentro dessa faixa estreita, em geral com 100 a 250 km de largura, vê o Sol completamente coberto. O próximo em terra firme será em 2 de agosto de 2027: a faixa cruza o sul da Espanha, o Marrocos, a Argélia, a Líbia, o Egito, a Arábia Saudita, o Iêmen e a Somália, e perto de Luxor o Sol fica oculto por cerca de 6 minutos e 23 segundos, a totalidade mais longa do catálogo de eclipses desta exposição entre 2026 e 2060.

O palco tem duas vistas. Na vista do espaço, a Terra, a Lua e os dois cones de sombra são desenhados no mesmo referencial que a NASA usa para prever eclipses, e a Terra gira até a hora exata do eclipse escolhido. A mancha escura no lado diurno é a sombra calculada para cada ponto da superfície, e a faixa laranja é a faixa de totalidade. Na vista do céu, você fica numa cidade e olha para cima: a Lua desliza sobre o Sol, a última luz se quebra em pérolas, a coroa aparece e o céu escurece. Todos os horários e durações desta página vêm dos elementos de eclipse publicados pela NASA, e o programa que os transforma em horários por cidade foi conferido com as tabelas da própria NASA (mais detalhes adiante).

Uma coisa vem antes de qualquer outra. Nunca olhe para o Sol a olho nu, com óculos escuros comuns, nem com uma câmera, binóculos ou telescópio sem um filtro solar adequado. Óculos de eclipse precisam cumprir a norma internacional ISO 12312-2. O único momento seguro para tirá-los é durante a própria totalidade, e eles voltam assim que a primeira pérola brilhante reaparece.

Duas sombras, dois tipos de eclipse

A Lua, iluminada de um lado pelo Sol, projeta uma sombra no espaço como qualquer outro objeto. Como o Sol não é um ponto, mas um disco com cerca de meio grau de largura, essa sombra tem duas partes.

A penumbra é a região em que a Lua esconde parte do Sol, mas não todo. Ela se abre atrás da Lua como um cone que se alarga e, quando chega à Terra, tem cerca de 6800 km de diâmetro. Quem está dentro dela vê um eclipse parcial: uma mordida no Sol.

A umbra é a região em que a Lua esconde o Sol inteiro. É um cone que se estreita atrás da Lua e termina em ponta a cerca de 374.000 km. A distância média da Lua ao ponto mais próximo da superfície da Terra é de cerca de 378.000 km, de modo que, numa distância média, a ponta da umbra para alguns milhares de quilômetros antes do solo. Quando isso acontece, quem está sob o eixo da sombra vê um anel de luz solar em volta da Lua: um eclipse anular. Só quando a Lua está perto do ponto mais próximo da sua órbita a umbra alcança a Terra, e então o eclipse é total ao longo de uma faixa estreita.

Um eclipse híbrido é uma mistura rara dos dois. A superfície da Terra é curva, então o meio da faixa fica cerca de um raio terrestre mais perto da Lua que as duas pontas. Se a ponta da umbra cai entre essas distâncias, o eclipse é anular perto do nascer e do pôr do sol e total no meio. Entre 2001 e 2100, o catálogo da NASA lista 224 eclipses solares: 77 parciais, 72 anulares, 68 totais e 7 híbridos.

Ligue Distância real para ver esses comprimentos sem a redução que o palco normalmente usa. A Lua se afasta até cerca de 56 raios terrestres do plano que passa pelo centro da Terra, e o cone escuro que parecia tão longo na vista comprimida mal alcança o solo.

Por que a Lua consegue cobrir o Sol

O raio médio do Sol é 695.700 km e o da Lua é 1737,4 km, uma razão de cerca de 400. A distância média ao Sol é de 149,6 milhões de km e a da Lua é de 384.400 km, uma razão de cerca de 389. As duas razões são quase iguais, então os dois discos parecem quase do mesmo tamanho no nosso céu: cerca de meio grau cada um.

Esse "quase" explica toda a variedade. A distância da Lua muda a cada órbita, de cerca de 363.300 km num perigeu médio a 405.500 km num apogeu médio, e a distância da Terra ao Sol varia cerca de 3% ao longo do ano. Quando a Lua parece maior que o Sol, o eclipse pode ser total; quando parece menor, o máximo que se consegue é um anular. A magnitude da NASA no máximo do eclipse expressa isso: para 2 de agosto de 2027 ela vale 1,079, ou seja, a Lua parece quase 8% mais larga que o Sol, e é por isso que essa totalidade é tão longa.

Por que não há um eclipse todo mês

A Lua passa entre a Terra e o Sol em toda lua nova, mais ou menos a cada 29,5 dias. Na maioria dos meses nada acontece, porque a órbita da Lua é inclinada 5,145° em relação ao plano da órbita da Terra. Na maior parte das luas novas a Lua passa um pouco acima ou abaixo do Sol no nosso céu e sua sombra erra a Terra por completo.

Para haver um eclipse, a lua nova precisa cair perto de um dos dois nodos, os pontos em que a órbita da Lua cruza o plano da órbita da Terra. O Sol se alinha com os nodos duas vezes por ano, então os eclipses solares vêm em "temporadas de eclipses" separadas por cerca de seis meses. Por isso o catálogo mostra datas como fevereiro e agosto de 2026, fevereiro e agosto de 2027 e depois janeiro e julho de 2028: as temporadas se adiantam cerca de 19 dias a cada ano à medida que os nodos giram.

Cada temporada traz pelo menos um eclipse solar em algum lugar da Terra, mas a maioria é parcial ou anular, e um eclipse total cobre só uma fatia mínima do planeta. A medida da NASA de quão central é o impacto da sombra é o gama: a distância do eixo da sombra ao centro da Terra, em raios terrestres, no momento do máximo. Um gama perto de 0 significa que a sombra atinge o meio do lado diurno; perto de ±1, que ela só raspa a borda. O eclipse de 2027 tem gama 0,1421, um impacto quase central. O de 2033 sobre o Alasca tem gama 0,9778, e é por isso que sua faixa fica tão ao norte e tem 781 km de largura: a sombra encontra a Terra de viés e se espalha.

A faixa de totalidade

Se a Terra não girasse, a umbra a varreria a cerca de 3500 km/h (os elementos da NASA para 2027 movem o eixo 0,545 raio terrestre por hora). A rotação da Terra leva o solo na mesma direção, de oeste para leste, então a velocidade da sombra sobre o solo é menor. No palco, o indicador Velocidade da sombra a mostra a cada instante: perto de Luxor, em 2 de agosto de 2027, ela é de cerca de 2400 km/h, enquanto perto do início e do fim da faixa, onde a sombra atinge a Terra curva em ângulo rasante, ela se move muitas vezes mais rápido.

A largura da faixa depende de quão longe a Lua está e de quão inclinada a sombra encontra o solo. A NASA dá 258 km no máximo de 2027 e 116 km em 2035. O palco calcula as bordas da faixa com os mesmos elementos a cada 30 segundos: a cada instante ele acha onde o eixo da sombra encontra a Terra, calcula a direção em que a sombra se move em relação ao solo que gira e desloca o raio da umbra para cada lado. O resultado é a faixa laranja. Suas bordas são os limites: logo dentro deles a totalidade dura alguns segundos; na linha central, dura mais.

Por que a faixa é curva no mapa? A sombra se move quase em linha reta pelo espaço, mas a Terra é uma bola que gira, inclinada em direção ao Sol ou para longe dele, e a trilha se curva sobre o globo. Em agosto o norte está inclinado para o Sol, e a faixa de 2027 desenha um arco do Atlântico sobre Gibraltar, através do Saara até o mar Vermelho e dali até o Chifre da África.

O que se vê do chão

Mude para a Vista do céu, escolha uma cidade e mova a hora. As fases vêm numa ordem fixa, com o nome dos quatro contatos entre as bordas dos dois discos.

Primeiro contato (C1). A borda da Lua toca a do Sol. Por um tempo nada parece diferente, porque até um Sol 30% coberto ainda é brilhante demais para notarmos a perda. A fase parcial costuma durar mais de uma hora. Com um filtro, dá para ver a mordida crescer.

A luz muda. Com 80 a 90% do Sol coberto, a luz do dia fica pálida e as sombras ficam nítidas, porque a luz agora vem de um fino crescente. O indicador Luz solar restante mostra a parte do disco do Sol que ainda está visível; com 99% coberto ainda sobra 1%, e esse 1% é brilhante demais para se olhar.

As pérolas de Baily. A borda da Lua não é lisa. Vales com alguns quilômetros de profundidade deixam passar a última luz do Sol em pontos separados por alguns segundos. A vista do céu desenha uma borda lunar com vales dessa profundidade, então as pérolas aparecem mais ou menos na hora certa, embora seu brilho seja desenhado maior que o real para que dê para ver. Elas têm o nome de Francis Baily, que as descreveu no eclipse anular de 1836.

O anel de diamante. Quando resta uma única pérola, ela reluz ao lado do tênue brilho da coroa como uma pedra num anel. Depois a última pérola se apaga e a totalidade começa (segundo contato, C2).

Totalidade. O disco brilhante sumiu. A cromosfera, uma fina camada rosada, aparece por um instante na borda, com línguas de gás rosadas chamadas protuberâncias. Em volta da Lua negra se espalha a coroa, a atmosfera externa do Sol, quente (mais de um milhão de graus) mas tênue demais para ser vista enquanto qualquer parte do disco brilhante aparece. O céu fica de um azul profundo de crepúsculo e o horizonte brilha todo em volta, porque a luz ali vem de lugares fora da sombra onde o eclipse é só parcial. Planetas brilhantes e estrelas podem aparecer.

O terceiro contato (C3) encerra a totalidade com outro anel de diamante e mais pérolas do outro lado da Lua; depois a fase parcial corre ao contrário até o quarto contato (C4).

Os botões do palco Primeiro contato, Começa a totalidade, Máximo, Termina a totalidade e Último contato saltam para cada momento na cidade escolhida. Os indicadores mostram a hora local, a altura do Sol, a parte coberta e uma contagem regressiva para o início ou o fim da totalidade.

Segurança para os olhos

A página de segurança de eclipses da NASA, a Sociedade Astronômica Americana (AAS) e o Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais (KASI) dão as mesmas regras.

• Fora da totalidade, a única forma segura de olhar o Sol é através de um filtro solar: óculos de eclipse ou um visor de mão que cumpra a norma ISO 12312-2, ou um filtro feito para a frente de um telescópio ou de uma câmera.
• Óculos de sol comuns, mesmo muito escuros, não são seguros. Vidro esfumaçado, filme velado e uma pilha de óculos de sol também não.
• Nunca olhe o Sol descoberto por uma câmera, binóculos ou telescópio, mesmo usando óculos de eclipse: a óptica concentra a luz, que queima o filtro dos óculos e chega ao olho.
• Durante a totalidade, e só então, tire o filtro para ver a coroa. Recoloque-o assim que o anel de diamante ou a primeira pérola voltar.
• Um eclipse anular nunca se torna seguro. O anel brilhante é parte da superfície do Sol.
• Se você está fora da faixa de totalidade, não existe nenhum momento seguro sem filtro, nem mesmo com 99% coberto.

A AAS mantém uma lista de fornecedores verificados de óculos de eclipse, porque antes de grandes eclipses já foram vendidos óculos falsificados com o número ISO impresso. Os avisos de eclipse do KASI também alertam contra usar telescópio, câmera ou óculos de sol sem filtro solar e desaconselham olhar por mais de 3 minutos seguidos, mesmo com filtro.

A vista do céu segue essas regras. Seu aviso fica vermelho com o alerta durante todas as fases parciais e só muda para uma nota verde enquanto o Sol está totalmente coberto. O controle Filtro solar mostra como é uma vista filtrada: um disco laranja num céu preto, sem coroa.

Os próximos eclipses totais

A tabela lista os eclipses totais dos próximos anos, com a duração máxima da NASA (na linha central, no máximo do eclipse) e os países da faixa. O catálogo da aba Controles tem 43 eclipses, incluindo históricos, com busca, filtros e ordenação por duração.

2 de agosto de 2027: Espanha, norte da África e Luxor

Este é o eclipse para o qual muita gente vai viajar. A sombra chega à terra firme no Estreito de Gibraltar por volta das 08:45 UT. Calculado para o centro das cidades: Cádis recebe 2 min 53 s de totalidade e Málaga 1 min 50 s, enquanto Sevilha, logo ao norte da faixa, fica em 98,3% coberto e nunca escurece. Do outro lado do Mediterrâneo, a faixa cobre o norte do Marrocos e da Argélia e segue a costa da Líbia. Túnis fica fora dela, com 97,1%, e o Cairo, com 94,8%. Luxor está perto do ponto do máximo: a totalidade dura 6 min 20 s no centro da cidade e o Sol está a 82° de altura, quase a pino. Jidá, na Arábia Saudita, recebe 6 min 0 s.

30 de março de 2033: Alasca

A sombra entra pelo Estreito de Bering e cruza o oeste e o norte do Alasca antes de sair pelo oceano Ártico. Em Nome a totalidade dura 2 min 30 s, com o Sol a apenas 8° acima do horizonte por volta das 09:47 hora local; em Utqiagvik dura 2 min 36 s. Anchorage fica fora da faixa, com 96,7%. Sol baixo, neve e tempo de primavera são os pontos de planejamento. Experimente a vista do céu para Nome com Tamanho do Sol reduzido, para que o horizonte e o brilho do crepúsculo entrem na imagem.

23 de agosto de 2044 e 12 de agosto de 2045: os Estados Unidos

O eclipse de 2044 termina ao pôr do sol sobre Montana e Dakota do Norte; em Great Falls, perto da borda sul, a totalidade dura só 22 s com o Sol a 5° de altura. Um ano depois, em 12 de agosto de 2045, a linha central cruza o país inteiro: norte da Califórnia, Nevada, Utah, Colorado, Kansas, Oklahoma, Arkansas, Mississippi, Alabama e Flórida. Orlando recebe 5 min 47 s com o Sol a 76° de altura, enquanto Dallas fica fora da faixa, com 92,8%. O máximo, 6 min 6 s, cai sobre o Caribe.

Entre os dois, em 22 de julho de 2028, a totalidade cruza a Austrália e a Nova Zelândia: Sydney recebe 3 min 49 s e Dunedin 2 min 51 s.

2 de setembro de 2035: norte da Coreia e Japão

A faixa de 2035 vai do norte da China (Pequim: 1 min 33 s) pelo norte da Península Coreana, onde Pyongyang recebe 1 min 48 s e Wonsan 2 min 8 s, e segue pelo centro do Japão (Toyama: 1 min 15 s, Mito: 2 min 32 s). Seul fica ao sul da faixa e vê 96,5% coberto, Tóquio 99,4%.

12 de agosto de 2026, já passou

O eclipse de 12 de agosto de 2026 cruzou à tarde a Groenlândia, o oeste da Islândia (Reykjavik: 1 min 1 s) e o norte da Espanha. Em Valência a totalidade veio com o Sol a apenas 4° acima do horizonte.

Sua cidade: o próximo eclipse

A seção Eclipses a partir da sua cidade, na aba Controles, calcula, para cada uma das 35 cidades, todos os eclipses solares de hoje até 2100 em que o Sol está acima do horizonte em algum momento entre o primeiro e o último contato. Para cada um, mostra a data, quanto da área do Sol fica coberta (a obscuração) e se a cidade está dentro de uma faixa de totalidade ou de anularidade. Também destaca o próximo eclipse total e o mais profundo antes de 2100.

Alguns resultados mostram como a totalidade é rara para um mesmo lugar. O próximo eclipse total de Nova York é em 1º de maio de 2079. Paris e Istambul esperam até 3 de setembro de 2081. Seul, Tóquio, Madri, Londres e Perth não têm nenhum antes de 2100, embora Sydney receba 3 min 49 s em 22 de julho de 2028. Para Seul, o eclipse mais profundo do século é o de 96,5% em 2035.

Eclipses que mudaram a ciência

28 de julho de 1851. Julius Berkowski, que trabalhava no observatório de Königsberg, na Prússia, fez um daguerreótipo que é a primeira fotografia bem-sucedida de um eclipse solar total.

18 de agosto de 1868. A faixa cruzou a Índia. Observando de Guntur, Jules Janssen viu uma linha amarela brilhante no espectro das protuberâncias que não correspondia a nenhum elemento conhecido. Norman Lockyer a atribuiu depois a um novo elemento, o hélio.

29 de maio de 1919. Expedições à ilha do Príncipe (Arthur Eddington) e a Sobral, no Brasil (Andrew Crommelin), fotografaram estrelas perto do Sol eclipsado. Suas posições estavam deslocadas aproximadamente no valor que a relatividade geral de Einstein previa para o desvio da luz na gravidade do Sol, como Dyson, Eddington e Davidson relataram em 1920.

30 de junho de 1973. O protótipo do Concorde 001 voou sob a sombra sobre o norte da África a Mach 2,05. Seus sete observadores ficaram na totalidade por 74 minutos, muito mais do que qualquer ponto em terra permite, e usaram o tempo para medições no infravermelho e da cromosfera.

21 de agosto de 2017 e 8 de abril de 2024 cruzaram os Estados Unidos (e em 2024 também o México e o Canadá) e foram os primeiros eclipses totais que muita gente viu com óculos de eclipse na mão.

Como os horários são calculados

A NASA não publica uma lista separada para cada cidade. Ela publica os elementos besselianos: alguns números por eclipse, escritos como polinômios curtos no tempo, que descrevem a sombra da Lua num plano que passa pelo centro da Terra, perpendicular ao eixo da sombra (o plano fundamental). Para cada eclipse eles dão:

• x e y: onde o eixo da sombra cruza esse plano, em raios terrestres;
• d e μ: a direção do eixo (sua declinação) e seu ângulo horário, que juntos dizem como a Terra está girada sob a sombra;
• l₁ e l₂: os raios da penumbra e da umbra no plano;
• tan f₁ e tan f₂: a rapidez com que esses raios mudam ao longo do eixo.

Para um observador na latitude φ e longitude λ, o programa primeiro calcula onde o observador está no mesmo referencial (ξ, η, ζ), levando em conta o achatamento da Terra. Depois, a cada instante:

• os raios da sombra na altura do observador são L₁′ = l₁ − ζ tan f₁ e L₂′ = l₂ − ζ tan f₂;
• a distância do observador ao eixo é Δ = √((x − ξ)² + (y − η)²);
• a magnitude do eclipse é (L₁′ − Δ) / (L₁′ + L₂′);
• o eclipse é total quando Δ < −L₂′ e anular quando Δ < L₂′.

O máximo do eclipse é o instante em que Δ é menor. Os contatos são os instantes em que Δ é igual a L₁′ (C1 e C4) ou a |L₂′| (C2 e C3); cada um é achado com algumas rodadas do método de Newton. A parte da área do Sol que fica coberta decorre dos dois raios aparentes e da sua separação, usando a área em que dois círculos se sobrepõem. São as equações padrão do Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac e do Elements of Solar Eclipses, de Jean Meeus.

Os elementos dos 169 eclipses de 2026 a 2100 e dos eclipses históricos vêm do mecanismo de busca de eclipses solares da NASA (Fred Espenak), que lista os elementos polinomiais por trás do Five Millennium Canon of Solar Eclipses. O programa foi comparado com três fontes da NASA:

• A calculadora on-line da NASA. Para 35 cidades e 169 eclipses, 2259 pares em que a penumbra alcança a cidade, o tipo de eclipse concorda todas as vezes, as magnitudes concordam até 0,00001, a parte coberta até 0,005 ponto percentual e todos os horários de contato com diferença menor que 0,1 s.
• As tabelas de faixa da NASA. Em 266 pontos nas linhas centrais de 12 eclipses (de 1919 a 2045), a duração calculada da totalidade concorda com o valor tabelado pela NASA com diferença de até 0,21 s.
• O catálogo da NASA. Para os 43 eclipses do catálogo, o horário do máximo concorda em 1,2 s e a duração central em 0,5 s (a NASA arredonda para segundos inteiros).

O que o modelo simplifica

• As distâncias ao longo da sombra são reduzidas cerca de 9 vezes para que a Lua, a Terra e os cones caibam num palco; as larguras transversais à sombra são verdadeiras. Distância real desfaz a redução. O Sol é desenhado perto e pequeno demais.
• A Terra é desenhada como uma esfera. Os cálculos usam a Terra achatada, mas cada cidade é tomada ao nível do mar e a refração perto do horizonte é ignorada, então um Sol logo abaixo do horizonte conta como já posto.
• A rotação da Terra depende de ΔT, a diferença entre o tempo uniforme e a rotação real da Terra. Os elementos da NASA usam um ΔT previsto (76 s para 2027). O valor futuro não pode ser conhecido com exatidão; um erro de alguns segundos desloca a faixa para leste ou oeste em um ou dois quilômetros.
• A borda da Lua é desenhada com vales inventados de alguns quilômetros de profundidade. As pérolas reais seguem o perfil lunar medido, que desloca os horários de contato em um ou dois segundos e não é modelado aqui; as tabelas da NASA também usam uma Lua lisa.
• A coroa é desenhada, não fotografada. Sua forma muda com o ciclo solar; o palco usa uma forma genérica, com longos filamentos perto do equador do Sol.
• O brilho do céu na vista do céu acompanha a parte visível do Sol; o céu da totalidade e o brilho do horizonte são desenhados para se parecer com fotografias de uma totalidade, não são medidos.