La ciencia detrás de los eclipses

El Sol tiene un diámetro unas 400 veces mayor que el de la Luna, pero también está, en promedio, unas 400 veces más lejos de la Tierra. El resultado de esa doble coincidencia es que, vistos desde la superficie terrestre, el Sol y la Luna tienen casi exactamente el mismo tamaño aparente en el cielo —hasta el punto de que, según la distancia exacta de la Luna en su órbita elíptica en cada eclipse, unas veces lo cubre por completo y otras se queda un poco corta, dejando el anillo de un eclipse anular—. Hasta donde se sabe, es una coincidencia extremadamente infrecuente en el sistema solar: en ningún otro planeta con lunas conocidas se da un ajuste de tamaños aparentes tan cercano entre una luna y el Sol.

Esa coincidencia es la que hace posible observar la corona solar de forma natural. Los astrónomos también usan coronógrafos, instrumentos con un disco opaco que bloquea artificialmente la luz del Sol para poder estudiar lo que lo rodea, pero ese disco tiene que ser algo mayor que el propio Sol para bloquear también la luz que se dispersa en la óptica del instrumento, y esa diferencia de tamaño oculta la corona más interna, la que está justo pegada al borde solar. Durante un eclipse total, la Luna ocupa exactamente el sitio del Sol, ni un poco más ni un poco menos, y por eso deja ver una franja de corona que ningún coronógrafo terrestre puede mostrar tan cerca del borde.

La superficie visible del Sol, la fotosfera, tiene una temperatura de unos 5.500 °C y es, con diferencia, la parte más brillante del astro. Por encima de ella hay una capa fina y más tenue, la cromosfera, que solo se hace visible como un fino borde rojizo justo al principio y al final de la totalidad, coloreada por la emisión característica del hidrógeno. Más allá todavía se extiende la corona, la atmósfera exterior del Sol, que llega a proyectarse varios millones de kilómetros hacia el espacio —mucho más allá de lo que se ve a simple vista en un eclipse— y que, sorprendentemente, alcanza temperaturas de uno a varios millones de grados, muy superiores a los de la fotosfera que tiene debajo.

Esa cifra no es un error: la corona es cientos de veces más caliente que la superficie de la que procede, algo que a primera vista contradice la intuición de que el calor debería disminuir al alejarse de la fuente. Se le llama el problema del calentamiento coronal, y aunque hoy se entienden bastante bien los mecanismos generales que lo explican —turbulencias magnéticas y ondas que transportan energía desde el interior del Sol hasta la corona—, sigue siendo un área de investigación activa, y los eclipses siguen aportando datos porque permiten observar directamente, sin el filtro de un coronógrafo, cómo esa energía se distribuye cerca del borde solar.

Pese a esas temperaturas extremas, la corona es tan tenue —tiene muy poca materia por unidad de volumen— que su brillo total es solo una millonésima parte del brillo de la fotosfera. Esa es la razón física, sin más misterio, de por qué la corona solo se ve durante la totalidad: el resto del tiempo, la luz directa del Sol es un millón de veces más intensa y la ahoga por completo, igual que no se ve una vela encendida al lado de un foco industrial.

Los ejemplos históricos son los más conocidos —el descubrimiento del helio en 1868 gracias a un análisis espectral posible solo durante la totalidad, o la confirmación en 1919 de que la gravedad del Sol curva la luz de las estrellas, tal y como predecía la relatividad general de Einstein, detallados en «Eclipses en la historia»—, pero la utilidad científica de un eclipse no terminó ahí. Los eclipses siguen siendo, hoy, el único momento en que instrumentos terrestres pueden observar la corona más cercana al borde solar sin la interferencia de un coronógrafo artificial, lo que los convierte en una oportunidad para calibrar y contrastar los datos que sí llegan de forma continua desde misiones espaciales dedicadas a observar el Sol.

Los eclipses también han dado lugar a proyectos de ciencia ciudadana a gran escala: coordinando a cientos de observadores voluntarios repartidos a lo largo de toda la franja de totalidad, cada uno fotografiando el eclipse desde un punto distinto durante los minutos en que pasa por su ubicación, se pueden encadenar esas imágenes para reconstruir una secuencia mucho más larga que la totalidad vista desde un único punto —minutos en vez de segundos—, siguiendo cómo evoluciona la corona a lo largo de todo el recorrido de la sombra lunar.

Hay, además, una aportación menos evidente y casi circular: los registros de eclipses de hace siglos, los mismos que las civilizaciones antiguas dejaron por motivos religiosos o políticos y que se explican en «Eclipses en la historia», se usan hoy para medir con precisión cómo ha ido cambiando, muy lentamente, la velocidad de rotación de la Tierra a lo largo de los siglos. Calcular dónde y cuándo se vio un eclipse concreto hace 2.000 años, y comparar ese cálculo con dónde y cuándo dicen las crónicas que se vio realmente, permite detectar pequeñísimas discrepancias acumuladas que revelan cómo ha frenado la rotación terrestre con el tiempo —el mismo fenómeno de fricción de marea que, como se explica en «Curiosidades y eclipses futuros», también aleja poco a poco la Luna de la Tierra—. Un fenómeno estudiado por astrónomos de hace más de tres milenios sigue, sin saberlo ellos, aportando datos a la astronomía de hoy.