Затемнення - Енциклопедія Сучасної України
Beta-версія
Затемнення

ЗАТЕ́МНЕННЯ – астрономічне явище, при якому небесне тіло невидиме для спостерігача повністю або частково. Відбувається унаслідок проходження одного небес. тіла через тінь іншого або екранування світла небес. тіла іншим. З. може бути повне чи часткове при близьких кутових розмірах обох тіл. Коли ж кутові розміри затемнюючого і затемнюваного тіл неспівмірні – кажуть про покриття або проходження по диску, напр., покриття зір Місяцем, планетами, астероїдами, проходження внутр. планет Меркурія і Венери по диску Сонця й проходження супутників планет по диску планети. З. в системах подвій. зір відбувається, коли одна зоря закриває собою іншу (гол. З., коли максимально змінюється блиск системи внаслідок того, що затемнюється зоря, яка має більшу світність, і вторинне – у протилежному випадку). З поч. ери пілотов. косміч. польотів з’явилася можливість спостерігати З. Сонця Землею. Завдання теорії З. – розрахунок моментів, коли наступають вказані конфігурації, і дослідж. геометрії цього явища. Спостереження З. мають велике значення для вивчення соняч. корони, земної атмосфери, фізики подвій. (кратних) зоряних систем; для уточнення теорії руху Місяця, ефемерид. часу, астрон. системи координат. Завдяки спостереженням за покриттями зір планетами відкрито кільця Урана і Нептуна (обидва – 1977), супутники малих планет; за малими тілами Соняч. системи уточнюють їх параметри. Найбільший інтерес викликають сонячні і місячні З. (відповідно СЗ і МЗ), зумовлені рухом Місяця навколо Землі. СЗ настає тоді, коли Місяць займає таке положення на орбіті, що тінь від нього падає на Землю (Рис. 1).

Рис. 1. Схема сонячного затемнення

Зовн. дотичні до Сонця й Місяця утворюють конус тіні (S1 – зона повного СЗ), вершина якого знаходиться на відстані 368–380 тис. км від центра Місяця, при цьому Земля, залежно від положення на орбіті, може знаходитися на відстані від Місяця 363–406 тис. км. Унаслідок обертання Місяця навколо Землі і Землі навколо своєї вісі, місячна тінь рухається земною поверхнею з Зх. на Сх. із серед. швидк. прибл. 0,5 км/сек., утворюючи смугу повного СЗ шир. бл. 200 км (макс. 270 км) і довж. до 15 000 км. У зоні повної тіні (за вершиною конуса S2) кутовий розмір Місяця менше Сонця – Місяць закриває лише центр. частину Сонця, – тому тут спостерігають кільцеподібне СЗ. У зоні місяч. півтіні (S3, радіус бл. 3500 км), утвор. внутр. дотичними до Сонця й Місяця, спостерігають часткове СЗ із фазою (доля закритої частини диска Сонця), величина якої залежить від відстані спостерігача до вісі тіні. Тривалість часткового СЗ не перевищує 2 год., повного – 7,5 хв., кільцеподібного – 12 хв. У момент поч. часткового СЗ спостерігач, який знаходиться у смузі повного СЗ, фіксує 1-й контакт – диск Місяця дотикається до правого, зх. краю диска Сонця, 2-й контакт – коли цей же край диска Місяця досягає сх. краю диска Сонця. За декілька секунд до цього моменту тонкий, ниткоподіб. край Сонця (виглядає як серп) розривається на низку блискучих круглих точок, т. зв. чоток Бейлі, коли сонячні промені світять крізь нерівності місяч. краю. Після їх згасання настає повне СЗ, яке супроводжується спалахом сріблястої соняч. корони – зовн. частини соняч. атмосфери. Оскільки яскравість соняч. корони побл. лімба становить 10–6 яскравості соняч. фотосфери, то її спостерігають під час повних СЗ або ж за допомогою коронографів. У цей час навколо темного місяч. диска видно червону смужку соняч. хромосфери, а також можуть траплятися протуберанці. Після закінчення фази повного СЗ корона зникає – з’являється вузький серп соняч. диска (3-й контакт), а прибл. за 1 год. закінчується часткове СЗ (4-й контакт). Під час повної фази СЗ на небі видно зорі й планети; інколи відкривають комети, що пролітають близько до Сонця. За спостереженнями зір побл. Сонця підтверджено зміщення їх положень під впливом гравітац. поля Сонця (ефект Айнштайна – один з астрон. наслідків теорії відносності). МЗ настає тоді, коли Місяць займає таке положення на орбіті, що на нього падає тінь Землі (Рис. 2).

Рис. 2. Схема місячного затемнення

Часткове (півтіньове) МЗ розпочинається, коли Місяць входить у півтінь Землі, а повне – у тінь Землі. Тривалість часткового МЗ – 3 год. 45 хв., повного – 1 год. 45 хв. На відстані Місяця діаметр тіні Землі майже утричі перевищує його діаметр, тому поч. і кінець МЗ спостерігають одночасно на земній півкулі, оберненій до Місяця. Часткове МЗ майже непомітне для спостерігача, а під час повного Місяць набуває тьмяного, червоно-коричневого відтінку унаслідок того, що на нього падає частина соняч. світла, заломленого в атмосфері Землі. СЗ і МЗ наступають тоді, коли Сонце й Місяць одночасно знаходяться близько до вузлів місяч. орбіти (площина місяч. орбіти нахилена до екліптики під кутом 5° 9′, низхідний вузол – коли Місяць рухається до пд. полюса світу, висхідний – до пн. полюса). СЗ відбувається, коли новий Місяць знаходиться на кутовій відстані менше ніж 17,9° від найближчого вузла, МЗ – коли в момент повні кутова відстань до найближчого вузла не перевищує 12°. Сонце проходить один і той самий вузол прибл. через 346,6 діб (драконіч. рік), а Місяць повертається до того ж вузла орбіти через 27,21 діб (драконіч. місяць). Тому в календар. році є 2 епохи (інколи 3), сприятливі для настання З. Щорічно може відбутися 2–5 СЗ і не більше 3-х МЗ. У настанні З. існує періодичність, зумовлена тим, що 242 драконічні місяці, які означають повернення Місяця до вузлів його орбіти, майже точно рівні 223 синодич. місяцям, з якими пов’яз. фази Місяця. Отож через 18 р. 11 діб і 8 год. усі СЗ й МЗ повторюються у тій самій послідовності, цей період, відомий людству від 6 ст. до н. е., називається саросом (з давньоєгипет. – повторення). Повні СЗ у певній точці Землі повторюються один раз на 300 р. Моменти З. обчислюють з великою завчасністю і високою точністю. У праці австр. астронома Т. Оппольцера «Canon der Finsternisse» («Канон затемнень», 1887) обчислено моменти З. від 1208 р. до н. е. до 2163 р. н. е. (бл. 8000 СЗ і 5000 МЗ). У каталогах 2009 Ф. Еспенака і Д. Меуса «Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: –1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE)» («Канон сонячних затемнень за п’ять тисячоліть з 1999 р. до н. е. до 3000 р. н. е.») та «Five Millennium Catalog of Lunar Eclipses: –1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE)» («Канон місячних затемнень за п’ять тисячоліть з 1999 р. до н. е. до 3000 р. н. е.») опубл. дані про параметри 11 898 СЗ і 12 064 МЗ. Дослідж. З. дали змогу зробити низку важл. відкриттів. Так, рос. учений М. Ломоносов, спостерігаючи проходження Венери по диску Сонця (1761), висловив припущення про наявність у неї атмосфери. Франц. астроном П. Жанссен за спектрал. спостереженнями соняч. З. 1868 відкрив новий хім. елемент – гелій. О. Ганський 1896 встановив закономірність змін форми соняч. корони з фазою соняч. активності. С. Всехсвятський на основі дослідж. соняч. корони, за спостереженнями повних СЗ, відкрив жорстке обертання корони (1936–39); разом з учнями виявив протяжні коронал. потоки, які викликають збурення в магнітосфері Землі (1952–54); спільно з Є. Пономарьовим розробив теорію динам. соняч. корони (1953–57) та висловив припущення про існування заг. магніт. поля Сонця (1953–57). С. Всехсвятський заснував коронально-кометну школу у Київ. ун-ті, послідовниками якої стало багато відомих укр. та рос. науковців, зокрема Г. Нікольський, Є. Пономарьов, М. Дзюбенко, Ю. Надубович, В. Чередниченко, О. Несмянович, Г. Рубо, В. Іванчук.

Літ.: Михайлов А. А. Теория затмений. 2-е изд. Москва, 1954; Всехсвятский С. К., Никольский Г. М., Иванчук В. И., Несмянович А. Т., Пономарев Е. А., Рубо Г. А., Чередниченко В. И. Солнечная корона и корпускулярное излучение в межпланетном пространстве. К., 1965; Климишин И. А. Астрономия наших дней. Москва, 1986; D. Allen, C. Allen. Eclipse. Sydney, 1987.

В. М. Єфименко

Стаття оновлена: 2010