Aquellos que se encuentren en la zona en la cual se proyecta el cono de sombra verán el disco de la Luna superponerse íntegramente al del Sol, y en este caso se tendrá un eclipse solar total. Quienes se encuentren en una zona interceptada por el cono de penumbra, verán el disco de la Luna superponerse sólo en parte al del Sol, y se tiene un eclipse solar parcial.

Se da también un tercer caso, cuando la Luna nueva se encuentra en el nodo a una distancia mayor con respecto a la media, entonces su diámetro aparente es más pequeño con respecto al habitual y su disco no alcanza a cubrir exactamente el del Sol. En estas circunstancias, sobre una cierta franja de la Tierra incide no el cono de sombra sino su prolongación, y se tiene un eclipse solar anular, pues alrededor del disco lunar queda visible un anillo luminoso.

Según se produzca una de estas situaciones se habla de zonas de totalidad, de parcialidad o de anularidad, haciendo referencia con ello al tipo de eclipse que se puede observar desde cualquier punto de la superficie terrestre. A causa del movimiento de la Luna alrededor de la Tierra y del movimiento de la Tierra alrededor de sí misma, la sombra de la Luna sobre la superficie terrestre se mueve a unos 15 km/s. La fase de totalidad para un determinado punto geográfico no supera por tanto los ocho minutos. Esta zona puede tener anchura y longitud máxima de 200 y 15.000 km respectivamente.

Los eclipses de Sol constituyen una ocasión de investigación científica excepcional para los astrónomos. Habitualmente, desde la Tierra es posible observar en el Sol un disco de color amarillo correspondiente a la fotosfera, que es una capa de gas a unos 6.000 grados de temperatura. Sobre la fotosfera hay una fina capa de gas a temperaturas de hasta un millón de grados llamada cromosfera.

Una capa más externa, llamada corona, consiste en una amplia región de gases ionizados, cuyas temperaturas alcanzan los 4 millones de grados. Cromosfera y corona, aunque más calientes que la fotosfera, están mucho más rarificadas y por lo tanto no son habitualmente visibles desde la Tierra, pues su luminosidad es inferior no sólo a la de la fotosfera, sino también a la de la luz difusa del cielo. Durante los eclipses totales de Sol la disminución de luz es tal que se hacen visibles las estrellas más luminosas, la luz difusa del cielo desaparece casi completamente y se ponen en evidencia cromosfera y corona. Los astrónomos aprovechan estos escasos minutos para observar estas dos capas superiores de la atmósfera solar, de enorme importancia en los estudios sobre sus mecanismos energéticos.

La cromosfera se puede observar con un telescopio de baja resolución como un arco de color rosado, mientras la corona se presenta como un espectacular halo de tonalidad madreperla, visible a simple vista, que se extiende a lo largo de algunos grados alrededor del Sol. Con un telescopio de mayor resolución es posible, durante la fase de totalidad, observar las protuberancias solares, enormes chorros de gas que se proyectan desde la cromosfera hacia la corona.

Gracias a la invención del coronógrafo en la década de 1930, los astrónomos crean eclipses artificiales, aunque no evitan la luz atmosférica difusa. Por tanto los eclipses naturales constituyen un fenómeno incomparable para el estudio del Sol. Los eclipses solares parciales ofrecen ocasiones de análisis y comprobación astrométrica, pues son registrados los momentos de contacto entre los discos lunar y solar y verificadas las previsiones sobre el movimiento lunar, un movimiento complejo y de difícil descripción analítica en el que se basan las medidas de tiempo de las efemérides astronómicas.

También se miden durante los eclipses las dimensiones de las estructuras solares (manchas, gránulos, flóculos, etc.). Todo ello ha convertido en habituales las expediciones astronómicas a las zonas de totalidad. Estas expediciones han ido decreciendo en número desde la puesta en órbita de satélites de investigación astronómica dotados de coronógrafos, en los que la molesta luz difusa atmosférica no afecta a la observación. Entre ellos destacan el Skylab, desde cuyo laboratorio se realizó un amplio estudio, y el satélite Solar Maximum Mission, aún en órbita pero ya obsoleto.

Eclipse Anular de Sol, 3 de Octubre de 2005

El eclipse será visible en la forma parcial en casi tres continentes (Europa, Africa y Asia). La banda de anularidad comienza a las 8 h 42 m 57 s (TU) en el Atlántico Norte LONG= 38 ° 55 ' 58 '' W LAT = 48 ° 12 ' 7 ''N, cruza los siguientes países: El norte de Portugal, España, Argelia, Túnez, Libia, el nordeste de Chad, Sudán, el sudoeste de Etiopía, Kenia y finalmente el sur de Somalia. Acaba en medio del océano Índico a las 12 h 20 m 33 s (TU) LONG=82 ° 47 ' 53 '' E LAT =9 ° 34 ' 49 '' S.

En España el eclipse es anular en una banda con una anchura media de 182 Km. que cruza la Península desde Galicia, donde la anularidad empieza a las 8h 55m (TU) hasta Alicante, donde acaba la anularidad a las 9h 3m, pasando por el centro de España. La duración de la anularidad en la linea central de la banda alcanza los 4m 10s y el Sol quedará tapado en mas del 97,4 % alcanzando un grado de obscurantez del 91%.

El eclipse será parcial antes y después de la fase anular y fuera de la banda de anularidad. El eclipse será menos importante cuanto más alejado esté de esta banda. En la Península alcanzará por lo menos el 84% y en Canarias será sólo de un 51%.

Es eclipse anular porque la Luna, el 3 de Octubre de 2005, se encuentra en su órbita elíptica alrededor de la Tierra, suficientemente alejada para que su radio sea de 15’ 5" y no llega a tapar completamente el Sol con un radio de 16’ 0,5" dejando visible una banda anular que impedirá la majestuosidad de un eclipse total. Sólo durante una fracción de la órbita lunar, cuando la luna está cerca del perigeo, tiene suficiente tamaño para causar un Eclipse de Sol Total.

La diferencia entre un eclipse anular y un eclipse total es pequeña pero fundamental en cuanto a consecuencias para el observador terrestre. En ambos casos, la Luna pasa perfectamente alineada entre el Sol y la Tierra, con lo que la sombra que nuestro satélite proyecta en el espacio "impacta" sobre la Tierra. La diferencia estriba en la distancia a que se encuentre la Luna de la Tierra (ya sabemos que su órbita, como todas las del Sistema Solar, es ligeramente elíptica): si la Luna se encuentra relativamente cerca, la zona más oscura de su sombra ("umbra") llegará a tocar la superficie terrestre y habrá eclipse total para los observadores situados en el cono de umbra (=el disco lunar tapará completamente el sol y se producirá efecto de oscurecimiento diurno y despliegue de la corona solar); por el contrario, si la Luna se encuentra relativamente lejos (como será el caso del 3.10.2005), la umbra no llegará a tocar la superficie terrestre, aunque sí lo hará la llamada "anteumbra", una zona de menor oscuridad, y habrá eclipse anular (= los observadores situados en la anteumbra verán pasar el disco lunar justo por delante del sol, pero su tamaño aparente no será lo suficientemente grande como para taparlo por completo y no habrá efecto de oscuridad diurna, o el que haya será muy leve).