eclissi o eclisse

Lessico

sf. [sec. XIII; dal latino eclipsis, che risale al greco ékleipsis, il venir meno].

1) Fenomeno celeste nel corso del quale la vista di un astro viene nascosta tutta (eclissi totale) o in parte (eclissi parziale) dal passaggio davanti a esso di un altro astro.

2) In zoologia, fase della muta del maschio di alcuni anatidi che perdono la livrea riproduttiva e ne acquistano una simile a quella delle femmine e dei giovani. Si dice che il maschio in questo periodo è in eclissi o che è in abito eclissale.

3) Fig., indebolimento, perdita temporanea di prestigio, di autorità; sparizione improvvisa di qualcosa.

Astronomia

Sono eclissi tutti i fenomeni di occultazione, sia di stelle da parte della Luna, sia di satelliti da parte del proprio pianeta, sia di componenti di stelle doppie da parte della loro compagna. In senso stretto si parla di eclissi in riferimento ai fenomeni che coinvolgono la Terra, il Sole e la Luna. Si ha eclissi di Sole quando la Luna si trova fra il Sole e la Terra ed eclissi di Luna quando è la Terra a trovarsi fra il Sole e la Luna. Perché un'eclissi possa avvenire, occorre che i tre corpi siano allineati, ovvero, in termini astronomici, che, nel caso di un'eclissi di Sole, la latitudine e la longitudine eclittica del Sole e della Luna siano uguali e che, nel caso di un'eclissi di Luna, la longitudine di questi due astri differisca di 180º. Nell'eclissi di Sole, questo intercetta, al di là della Luna, una zona conica d'ombra, all'interno della quale non penetra alcun raggio di sole; la zona d'ombra è circondata da una zona di penombra, nella quale penetrano parte dei raggi solari. Dalla zona d'ombra un osservatore non vede il Sole, mentre dalla zona di penombra lo vede parzialmente eclissato. La Luna e il Sole sono visti dalla Terra all'incirca delle stesse dimensioni in quanto il Sole, che ha un diametro ca. 400 volte superiore a quello della Luna, si trova a una distanza media dalla Terra ca. 390 volte superiore. In questo modo il vertice del cono d'ombra è molto vicino alla superficie terrestre e quando la Luna si trova alla minima distanza dalla Terra, esso viene a trovarsi nell'interno della Terra stessa: allora sulla superficie di questa si determina una zona circolare d'ombra entro la quale il Sole rimane occultato; tale zona è in movimento alla velocità media di 35 km al minuto, da ovest verso est, a causa del moto della Luna e della rotazione terrestre. La zona di oscurità totale (totalità) copre al massimo una fascia di 300 km ca., per cui in un dato luogo la durata della totalità può essere al massimo di ca. 8 minuti; la zona di penombra copre, invece, una fascia di 1000 km circa. Se la Luna si trova alla sua massima distanza dalla Terra, il vertice del cono d'ombra cade fuori della superficie terrestre: non si ha più allora una zona di totalità, ma una zona nella quale si osserva un'eclissi anulare, cioè un'eclissi in cui il Sole appare come coperto da un disco che ne oscura gran parte della superficie ma lascia visibile una corona circolare (anello luminoso). A causa della pressoché esatta equivalenza fra le dimensioni apparenti dei due dischi, nelle fasi di anularità la corona luminosa della fotosfera solare sopravanzante l'orlo oscuro della Luna è assai sottile e appare in genere variamente interrotta dalle asperità superficiali del satellite che ne frammentano la luce in una serie, o corone, di nuclei luminosi detti grani o perle di Baily. Le eclissi di Luna si hanno quando la Luna entra nel cono d'ombra della Terra: supponendo che la Terra si trovi alla sua distanza media dal Sole, il cono d'ombra della Terra, alla distanza media della Luna, è tre volte maggiore del diametro della Luna stessa, cosicché la fase di totalità dura ca. 100 minuti, mentre la durata totale dell'eclissi, compresa la fase di penombra, può essere anche di 3 ore e mezza. Mentre un'eclissi di Sole è osservabile solo da una ristretta fascia della superficie terrestre, un'eclissi di Luna è osservabile dall'intero emisfero terrestre opposto al Sole; l'eclissi di Luna, inoltre, non è mai totale, nel senso che i raggi solari passanti per l'atmosfera terrestre vengono parzialmente rifratti verso la Luna, che assume così un caratteristico colore rossastro. Ogni anno le eclissi si distribuiscono in gruppi intervallati di circa 6 mesi, quanti cioè ne impiega il Sole per transitare da un nodo dell'eclittica al nodo opposto, comprendenti da un minimo di 2 eclissi di Sole a un massimo di 5 eclissi di Sole e 2 di Luna. Tutte le eclissi, sia di Sole, sia di Luna, avvenute dal 1207 a. C., o che avverranno fino al 2161 d. C., sono state calcolate ed elencate nel Canon der Finsternisse (1887; Canone delle eclissi) di Th. von Oppolzer. Le eclissi, sia di Sole sia di Luna, si ripetono con un periodo di 18 anni e 10 o 11 giorni (secondo il numero di anni bisestili compresi nei 18 anni), periodo di tempo detto ciclo Saros; le cause di questa periodicità, nota anche agli antichi astronomi babilonesi, stanno nel fatto che la Luna deve trovarsi sia in un nodo della propria orbita attorno alla Terra, il che avviene con la periodicità di 27,2122 giorni (mese draconitico), sia nella fase di Luna Nuova o Piena, il che avviene ogni 29,5306 giorni (mese sinodico). Le due periodicità si ripetono identicamente quindi ogni 6585,3 giorni. Ogni eclissi totale o parziale, è caratterizzata dalla sua grandezza g. Nel caso di eclissi di Luna vale la relazione g=(u+r-k) /2r, dove u è il raggio apparente del cono d'ombra terrestre alla distanza della Luna; r, il raggio apparente del disco lunare; k, la distanza angolare fra i loro centri. L'eclissi sarà parziale se g<1, totale se g≥1. Per quanto concerne le eclissi di Sole, l'analoga grandezza è g=(l_p-p)/(l_p-l_o) che misura la frazione eclissata di raggio solare, con p, distanza del luogo di osservazione dal centro del cono d'ombra della Luna, l_p, l_o, rispettivamente raggi del cono di penombra e del cono d'ombra alla distanza della Terra. L'esame radiometrico e fotometrico delle aree lunari investite progressivamente dal cono d'ombra della Terra, ha consentito di stabilire nel passato molte delle proprietà fisiche e mineralogiche dei terreni superficiali, nonché l'intensità e la natura del bombardamento radiante e corpuscolare da parte del Sole; tutti elementi poi comprovati dai sondaggi in loco. Le eclissi totali di Sole costituirono la prima occasione di conoscenza degli strati gassosi più esterni e meno luminosi della nostra stella: la cromosfera con le sue protuberanze d'idrogeno, e la corona con le sue tipiche strutture di origine magnetica. Queste formazioni, comunque, grazie allo sviluppo delle tecnologie ottiche (coronografi, filtri interferenziali) e aerospaziali, sono acquisibili in modo del tutto indipendente dal verificarsi delle eclissi .