Затемнення

Визначення і загальна характеристика

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 зʼявилася 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 — зʼявляється 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 повʼяз. 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 пʼять 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 пʼять 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. університеті, 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

Завантажити статтю