Nasze Gwiazdozbiory

 

 

 

 

 

 

Zaæmienia S³oñca i Ksiê¿yca

 

        Zaæmienia S³oñca i Ksiê¿yca nale¿¹ do spektakularnych, ale stosunkowo rzadkich zjawisk przyrody. Ludzie poœwiêcali im wiele uwagi od najdawniejszych czasów. Niektóre zapiski historyczne œwiadcz¹ o tym, ¿e ju¿ 2000 lat przed nasz¹ er¹ ówczeœni astronomowie wiedzieli o okresowym wystêpowaniu zaæmieñ i potrafili je przepowiadaæ.

        Zaæmienia wi¹¿¹ siê z ruchem Ksiê¿yca wokó³ Ziemi. Wystêpuj¹ one wtedy, gdy jedno z tych cia³ wejdzie czêœciowo lub ca³kowicie w strefê cienia rzucanego przez drugie cia³o. Gdyby S³oñce, Ziemia i Ksiê¿yc porusza³y siê w jednej p³aszczyŸnie, zaæmienia S³oñca nastêpowa³yby w ka¿dym nowiu, a zaæmienia Ksiê¿yca — w ka¿dej pe³ni. Ksiê¿yc jednak nie porusza siê w p³aszczyŸnie orbity Ziemi, ale w p³aszczyŸnie nachylonej do niej pod k¹tem 5,2°. W zwi¹zku z tym zaæmienie nast¹pi jedynie wtedy, gdy Ksiê¿yc w nowiu lub w pe³ni znajdzie siê równoczeœnie w p³aszczyŸnie orbity Ziemi lub bardzo blisko niej, a zatem w wêŸle orbity ksiê¿ycowej albo w jego bliskim s¹siedztwie. Inaczej mówi¹c, kiedy S³oñce znajduje siê na linii wêz³ów orbity Ksiê¿yca albo w jej s¹siedztwie.

         Zaæmienia S³oñca zawdziêczamy godnemu podziwu zbiegowi okolicznoœci, który niekiedy wystêpuje w przyrodzie. Chocia¿ œrednica S³oñca jest 400 razy wiêksza ni¿ œrednica Ksiê¿yca, oba cia³a widzimy na niebie jednakowo du¿e. Tote¿ S³oñce znajduje siê dok³adnie tyle razy dalej od nas ni¿ Ksiê¿yc, ile razy jest wiêksze od Ksiê¿yca. W ten sposób w rzeczywistoœci mniejszy Ksiê¿yc mo¿e zakryæ znacznie wiêksze S³oñce.

        Poniewa¿ orbita Ziemi wokó³ S³oñca, a tak¿e orbita Ksiê¿yca wokó³ Ziemi nie s¹ okrêgami, rozmiary k¹towe S³oñca i Ksiê¿yca na niebie zmieniaj¹ siê wraz ze zmian¹ odleg³oœci tych cia³ od nas. Mimoœród orbity Ziemi jest mniejszy ni¿ orbity ksiê¿ycowej, st¹d œrednica k¹towa tarczy s³onecznej zmienia siê tylko o 1,9% w odniesieniu do jej wartoœci œredniej, natomiast œrednica k¹towa tarczy Ksiê¿yca zmienia siê a¿ o 7,8% w porównaniu ze sw¹ œredni¹ wartoœci¹. Œrednia wartoœæ œrednicy k¹towej tarczy Ksiê¿yca wynosi 31 '05", a S³oñca 31'59". Kiedy Ksiê¿yc jest najbli¿ej Ziemi, œrednica k¹towa jego tarczy wynosi 33 '22" i jest wtedy a¿ o 56" wiêksza ni¿ najwiêksza œrednica k¹towa tarczy s³onecznej, któr¹ obserwujemy z pocz¹tkiem stycznia, gdy Ziemia znajduje siê najbli¿ej S³oñca. Gdy w czasie ca³kowitego zaæmienia S³oñca Ksiê¿yc znajduje siê nieco bli¿ej Ziemi ni¿ jego œrednia odleg³oœæ od niej, zakryje S³oñce ca³kowicie. W miejscach, w których sto¿ek cienia Ksiê¿yca, ograniczony geometrycznie prostymi stycznymi zewnêtrznie do S³oñca i Ksiê¿yca, dotyka powierzchni Ziemi, nastêpuje zaæmienie ca³kowite. Gdy odleg³oœæ Ksiê¿yca od nas jest wiêksza ni¿ jego œrednia odleg³oœæ od Ziemi, tarcza Ksiê¿yca nie zakryje ca³ej tarczy S³oñca, a sto¿ek cienia ksiê¿ycowego nie dosiêgnie Ziemi. Z miejsc le¿¹cych na powierzchni Ziemi pod wierzcho³kiem cienia Ksiê¿yca bêdzie widaæ przeœwituj¹cy brzeg S³oñca w formie jasno œwiec¹cego pierœcienia. Mówimy wtedy o zaæmieniu obr¹czkowym. W rzadszych wypadkach nastêpuje po³¹czenie zaæmienia ca³kowitego i obr¹czkowego. W tym typie zaæmieñ cieñ Ksiê¿yca dotyka powierzchni Ziemi tylko w œrodkowej fazie zaæmienia, kiedy Ksiê¿yc jest blisko linii ³¹cz¹cej S³oñce z Ziemi¹. Przed t¹ faz¹, a tak¿e po niej, cieñ Ksiê¿yca nie dosiêgnie ju¿ zakrzywiaj¹cej siê powierzchni Ziemi, gdy¿ jest zbyt krótki. Ka¿de zaæmienie ca³kowite i obr¹czkowe S³oñca jest równie¿ zaæmieniem czêœciowym dla miejsc le¿¹cych na powierzchni Ziemi w pó³cieniu, ograniczonym liniami wewnêtrznie stycznymi do S³oñca i Ksiê¿yca. Gdy S³oñce jest oddalone od wêz³ów orbity Ksiê¿yca wiêcej ni¿ o 11,9°, nastêpuje tylko zaæmienie czêœciowe. Przy oddaleniu wiêkszym ni¿ 18,4°, zaæmienie S³oñca nie nastêpuje.

 

 

 

Geometryczne warunki zaæmieñ S³oñca i Ksiê¿yca

 

        Obrót Ziemi, jej ruch wokó³ S³oñca, a tak¿e ruch Ksiê¿yca wokó³ Ziemi sprawiaj¹, ¿e cieñ Ksiê¿yca przesuwa siê po powierzchni Ziemi z zachodu na wschód z prêdkoœci¹ oko³o 0,6 km/s. Obszary, przez które przechodzi cieñ, nazywamy pasem zaæmienia ca³kowitego (pasem ca³kowitoœci). Szerokoœæ tego pasa w najkorzystniejszych warunkach geometrycznych nie przekracza 270 km. Zaæmienie trwa najd³u¿ej w œrodku pasa ca³kowitoœci. Jego maksymalny czas trwania w jednym miejscu mo¿e wynosiæ 7,5 min. Wiêkszoœæ zaæmieñ trwa jednak tylko od jednej do czterech minut. W kierunku obydwu brzegów pasa ca³kowitoœci czas trwania zaæmienia ca³kowitego skraca siê. Czas, w ci¹gu którego Ksiê¿yc rzuca cieñ na Ziemiê, jest przy ka¿dym zaæmieniu nieco inny, nie przewy¿sza jednak 6 h. W pasie o szerokoœci kilku tysiêcy kilometrów z obu stron pasa ca³kowitoœci mo¿na obserwowaæ zaæmienie czêœciowe. W danym miejscu trwa ono maksymalnie 2,5 h.

        Zaæmienia S³oñca powtarzaj¹ siê co 18 lat i 10 dni. Nazwa tego interwa³u czasu - saros - pochodziod Chaldejczyków i zachowa³a siê do dnia dzisiejszego. W okresie sarosu nastêpuje do 45 zaæmieñ S³oñca, z czego po³owa jest ca³kowitych, a po³owa obr¹czkowych. W jednym roku mo¿e wyst¹piæ maksymalnie piêæ, a minimalnie dwa zaæmienia S³oñca. Przeciêtnie wystêpuj¹ dwa ca³kowite zaæmienia w ci¹gu trzech lat. Poniewa¿ jednak pas ca³kowitoœci jest bardzo w¹ski, jedno ca³kowite zaæmienie S³oñca w danym miejscu na Ziemi przypada œrednio raz na 200 lat. W Europie Œrodkowej ostatnie ca³kowite zaæmienia S³oñca obserwowano w roku 1706 i 1954; nastêpne bêdzie w roku 1999.

        Ca³kowite zaæmienie S³oñca nale¿y do najbardziej okaza³ych i jednoczeœnie najwspanialszych zjawisk przyrody. Zaczyna siê od zaæmienia czêœciowego, w czasie którego Ksiê¿yc coraz bardziej zakrywa tarczê S³oñca. Nasuwaj¹cy siê na S³oñce ciemny Ksiê¿yc mo¿emy obserwowaæ albo przez ciemne szk³o, albo w sposób poœredni na ekranie, wykonanym z kawa³ka bia³ego papieru, umieszczonym za okularem lunety. Z chwil¹ gdy tarcza Ksiê¿yca zas³oni niemal ca³e S³oñce, zaczyna siê zmieniaæ w wyraŸny sposób zewnêtrzne natê¿enie œwiat³a. Szybko siê œciemnia, a przy tym nastêpuje spadek temperatury. W czasie zaæmienia ca³kowitego niebo jest ciemne i widaæ na nim jasne gwiazdy. W tym momencie mo¿emy patrzeæ na S³oñce go³ym okiem bez ciemnego szk³a lub zakopconej szybki. Wokó³ “czarnego S³oñca" widzimy stalowoniebiesk¹ koronê. Noc w czasie jasnego dnia, z nadzwyczajnym zjawiskiem na niebie, wywo³uje uczucie niepokoju nie tylko u ludzi, ale tak¿e u zwierz¹t. Za kilka minut wy³ania siê jasno œwiec¹cy brzeg S³oñca; pó³mrok szybko ustêpuje, a temperatura, która w trakcie zaæmienia opada niekiedy nawet wiêcej ni¿ o 10°C, znowu zaczyna wzrastaæ.

        Ca³kowite zaæmienia S³oñca s¹ nie tylko wspania³ymi zjawiskami przyrody, ale umo¿liwiaj¹ badanie górnych warstw atmosfery S³oñca, chromosfery i korony, a zw³aszcza jej mniej jasnej czêœci zewnêtrzne j, której nie mo¿na obserwowaæ koronografami. W 1919 roku, podczas ca³kowitego zaæmienia S³oñca, astronomowie potwierdzili s³usznoœæ ogólnej teorii wzglêdnoœci, uda³o im siê mianowicie w sposób eksperymentalny stwierdziæ przewidywane zakrzywienie promieni œwietlnych przy przejœciu przez silne pole grawitacyjne. Zgodnie z teori¹, zaobserwowali odchylanie siê promieni œwiat³a gwiazdy przechodz¹cych blisko powierzchni S³oñca.

        Zaæmienia Ksiê¿yca powtarzaj¹ siê, podobnie jak zaæmienia S³oñca, w okresie sarosu. W interwale tym wystêpuje 28 zaæmieñ Ksiê¿yca (nie licz¹c zaæmieñ pó³cieniowych), z których po³owê stanowi¹ zaæmienia ca³kowite. W jednym roku mog¹ nast¹piæ co najwy¿ej trzy zaæmienia Ksiê¿yca. Chocia¿ liczba zaæmieñ Ksiê¿yca jest mniejsza ni¿ zaæmieñ S³oñca, to jednak nie s¹ one tak rzadkie. W odró¿nieniu od zaæmienia S³oñca, zaæmienie Ksiê¿yca mo¿emy obserwowaæ z ca³ej pó³kuli Ziemi, z tych wszystkich miejsc, gdzie Ksiê¿yc jest w³aœnie nad horyzontem.

        Wierzcho³ek sto¿ka cienia Ziemi, ograniczonego liniami zewnêtrznie stycznymi do S³oñca i Ziemi, znajduje siê w odleg³oœci a¿ 216 promieni Ziemi od jej powierzchni. Przy œredniej odleg³oœci Ksiê¿yca œrednica sto¿ka cienia wynosi oko³o 9200 km, co jest niemal trzy razy wiêcej ni¿ œrednica Ksiê¿yca. Ca³kowite zaæmienie Ksiê¿yca nast¹pi wtedy, gdy ca³y Ksiê¿yc zanurzy siê w cieniu Ziemi, a czêœciowe - gdy w cieniu zanurzy siê tylko jego wiêksza lub mniejsza czêœæ. Gdy Ksiê¿yc przechodzi tylko przez pó³cieñ, geometrycznie ograniczony liniami stycznymi wewnêtrznie do S³oñca i Ziemi, mówimy o zaæmieniu pólcieniowym. Poniewa¿ jednak natê¿enie œwiat³a w pó³cieniu jest tylko nieznacznie mniejsze, wejœcie Ksiê¿yca w strefê pó³cienia w praktyce pozostaje niezauwa¿alne. Dlatego pó³cieniowych zaæmieñ Ksiê¿yca nie wymieniamy wœród innych zaæmieñ.

        Zaæmienie czêœciowe Ksiê¿yca trwa maksymalnie 3h49m, zaæmienie ca³kowite 1h44m, zaæmienie pó³cieniowe 5h57m. Na ogó³ jednak poszczególne fazy zaæmienia trwaj¹ krócej.

        Obserwacje zaæmieñ Ksiê¿yca s¹ proste i mo¿emy je prowadziæ, podobnie jak obserwacje zaæmieñ S³oñca, bez lunety. Do obserwacji zas³aniania przez cieñ Ziemi poszczególnych kraterów ksiê¿ycowych wystarczy nam niewielka lunetka. W³aœciwe zaæmienie zaczyna, siê dla nas wtedy, gdy tarcza Ksiê¿yca dotknie brzegu cienia Ziemi. Ksiê¿yc jednak nie zniknie, nawet po ca³kowitym zanurzeniu siê w cieniu. Mo¿na dalej obserwowaæ jego bardziej lub mniej widoczn¹ tarczê o barwie purpurowoczerwonej. Oœwietlenie Ksiê¿yca zanurzonego w cieñ Ziemi powoduje œwiat³o s³oneczne, które za³amuje siê w atmosferze ziemskiej w kierunku do œrodka cienia. Nieoœwietlona czêœæ cienia Ziemi koñczy siê w odleg³oœci oko³o 40 promieni ziemskich, a Ksiê¿yc zanurza siê w cieniu znacznie dalej. Obserwacje oœwietlenia tarczy Ksiê¿yca zanurzonej w cieniu Ziemi umo¿liwiaj¹ badania niektórych w³asnoœci warstw atmosfery ziemskiej.

        Zaæmienia Ksiê¿yca odegra³y wielk¹ rolê w rozwoju ludzkiej wiedzy i filozofii. Ju¿ co najmniej 500 lat przed n. e. na podstawie okr¹g³ego kszta³tu cienia Ziemi, przesuwaj¹cego siê po Ksiê¿ycu, Grecy wywnioskowali, ¿e Ziemia jest kul¹ i swobodnie porusza siê w przestrzeni. Arystarch z Samos w III wieku przed n.e. na podstawie obserwacji zaæmieñ Ksiê¿yca oszacowa³ wielkoœæ Ksiê¿yca i jego odleg³oœæ od Ziemi. Obserwacje zaæmieñ S³oñca i Ksiê¿yca pozwoli³y w przesz³oœci sprecyzowaæ po³o¿enia Ksiê¿yca w przestrzeni i dziêki temu opracowaæ teoriê jego skomplikowanego ruchu. Bez niej nie znaleŸliby siê na Srebrnym Globie ludzie ani pojazdy ksiê¿ycowe.

STRONA G£ÓWNA

 

 

ASTROFOTOGRAFIA

 

PÓ£NOCNY CI¥G BIEGUNOWY

 

JASNOŒCI GWIAZD

 

TELESKOPY ASTRONOMICZNE

 

ZJAWISKA ŒWIETLNE W ATMOSFERZE

 

JEDNOSTKI CZASU

 

RUCH S£OÑCA

 

RUCH KSIʯYCA

 

ZAÆMIENIA

 

POWRÓT

 

 

 

 

Opracowano na podstawie ksi¹¿ki E.Pittich D.Kalmancok - "Niebo na d³oni"