ЗАТМЕНИЯ
астрономические
явления, заключающиеся в том, что земному наблюдателю Солнце, Луна, планета,
спутник планеты или звезда перестают быть видимыми полностью или частично.
3. происходят вследствие того, что либо одно небесное тело закрывает другое,
либо тень одного несамосветящегося тела падает на другое такое же тело.
Так, 3. Солнца наблюдаются тогда, когда его закрывает Луна; 3. Луны - когда
на неё падает тень Земли; 3. спутников планет - когда они попадают в тень
планеты; 3. в системах двойных звёзд - когда одна звезда закрывает собой
другую. К 3. относятся также прохождения тени спутника по диску планеты,
закрытия Луной звёзд и планет (т. н. покрытия), прохождения внутр.
планет - Меркурия и Венеры - по солнечному диску и прохождения спутников
по диску планеты. С началом полётов пилотируемых космич. кораблей появилась
возможность наблюдений с этих кораблей 3. Солнца Землёй (см. вклейку).
Наибольший интерес представляют 3. Солнца и Луны, связанные с движением
Луны вокруг Земли.
Солнечные 3. Луна отбрасывает
в пространство образуемый внеш. касательными к Солнцу и Луне конус тени,
вершина к-рого находится от центра Луны на расстоянии от 368 до 380 тыс.
км;
этот
конус может достигать Земли, находящейся на расстоянии от 363 до 406 тыс.
км
от Луны (рис. 1). Диаметр лунной тени при падении на Землю не превышает
270 км - это макс. размеры области, где в данный момент может происходить
полное солнечное 3. В этой области Луна полностью закрывает Солнце. За
вершиной конус расширяется, образуя область кольцеобразного 3. При наблюдениях
из этой области угловой диаметр Луны меньше диаметра Солнца и Луна закрывает
не весь солнечный диск, а лишь его среднюю часть, оставляя открытым край
Солнца в виде узкого яркого кольца. Здесь наблюдается кольцеобразное солнечное
3.
Вследствие движения Луны
по орбите и вращения Земли вокруг оси лунная тень скользит
по земной поверхности с 3. на В. со скоростью порядка 1 км/сек, прочерчивая
узкую (ширина зависит от расстояний от Земли до Луны и до Солнца, неск.
изменяющихся из-за эллиптичности земной и лунной орбит), но длинную (до
15000 км) полосу, в к-рой последовательно наблюдается полное 3.
Внутр. касательные к Солнцу и Луне ограничивают конус полутени с радиусом
ок. 3500 км, откуда видно частное солнечное 3. тем меньшей фазы,
чем дальше от центра тени и чем ближе к краю полутени находится место наблюдений
(фазой 3. называют долю солнечного диаметра, закрытую Луной). При частном
солнечном 3. диск Солнца закрывается не полностью. Продолжительность частного
солнечного 3. большой фазы доходит до 2 ч; в середине этого промежутка
времени, если место наблюдений находится на пути лунной тени, происходит
полное (или кольцеобразное) 3. с продолжительностью, не превышающей 71/2
мин (для кольцеобразного - не больше 12 мин). Последовательные
положения лунной полутени и полосы полного или кольцеобразного 3. изображаются
на геогр. карте, наглядно показывающей течение 3. для Земли в целом.
Рис. 1. Схема тени и полутени
Для данного места обычно
В момент начала частного
По окончании полной фазы
Рис. 3. Схема тени н полутени
Поскольку период, благоприятный
Рис. 4. Линии полных и кольцеобразных
Луны, но лунные 3. видны
В чередовании 3. существует
Лунные и в особенности солнечные
Лит.: Михайлов А.
А
Б
В
Г
Д
Е
Ё
Ж
З
И
Й
К
Л
М
Н
О
П
Р
С
Т
У
Ф
Х
Ц
Ч
Ш
Щ
Ъ
Ы
Ь
Э
Ю
Я
Луны: S
производится более детальное вычисление на основании теории, развитой нем.
астрономом ф. Бесселем.
3. у правого, зап. края солнечного диска появляется едва заметный ущерб:
это диск Луны начинает закрывать Солнце (рис. 2). По мере продвижения Луны
ещё открытая часть Солнца принимает вид серпа постепенно уменьшающейся
ширины. Если данное место лежит в полосе полного 3., то перед его наступлением
нитеобразный светлый край Солнца разрывается на ряд блестящих округлых
точек, на т. н. чётки Бэйли, когда последние солнечные лучи прорываются
через впадины между горами на краю Луны. Это явление продолжается всего
несколько сек, после чего начинается полное 3. В это время вокруг
тёмного лунного диска, на краю к-рого ещё видна красная каёмка солнечной
хромосферы и возвышаются отд. протуберанцы, вспыхивает серебристая солнечная
корона (см. вклейку). В спектроскоп в течение нескольких сек виден
спектр вспышки - светлые линии излучения хромосферы. На потемневшем небе
загораются звёзды и планеты. Ландшафт принимает сумеречный вид, а по горизонту
стелется заревое кольцо -освещённая Солнцем земная атмосфера за пределами
лунной тени.
3. явления происходят в обратном порядке: пробиваются первые лучи Солнца,
корона и протуберанцы исчезают и по контрасту сразу становится светло;
узкий серп Солнца расширяется и примерно через час ущерб на краю солнечного
диска исчезает - частное 3. кончается. Наблюдение полных солнечных 3. имеет
большой науч. интерес, т. к. в это время Луна не только закрывает
яркое Солнце, но и затеняет часть земной атмосферы и этим устраняет помехи
для видимости ближайших окрестностей Солнца, в т. ч. короны и хромосферы.
Звёзды, видимые вокруг затемнённого Солнца, позволяют наблюдать т. н. эффект
Эйнштейна - одно из астрономич. следствий теории относительности (этот
эффект заключается в смещении звёзд, находящихся на небесной сфере вблизи
Солнца, вследствие искривления луча света этих звёзд под влиянием гравитац.
поля Солнца). Всё это побуждает снаряжать спец. экспедиции в места, где
наблюдается полное 3.
унные 3. Потемнение
Луны при прохождении по полутени Земли (рис. 3) столь незначительно и происходит
так медленно, что оно почти незаметно для глаза. Частное лунное 3. начинается,
когда Луна входит в тень Земли. Частные 3. могут продолжаться до 33/
в середине этого промежутка времени могут быть полные лунные 3. длительностью
до 13/
тусклый, коричневато-красный оттенок вследствие того, что на неё падает
нек-рое кол-во солнечных лучей, преломлённых в земной атмосфере. В зависимости
от наличия облаков в периферийных областях атмосферы интенсивность и окраска
таких лучей бывают разные, так что степень потемнения Луны тоже бывает
неодинаковой, а в редких случаях Луна становится совсем невидимой.
Земли; 5 - область лунных затмений.
Периодичность 3. Солнечные
3. происходят только во время новолуний, а лунные 3. - во время полнолуний,
но не при каждом из них, а лишь тогда, когда Солнце и Луна оказываются
достаточно близко от узлов лунной орбиты, в к-рых пересекаются видимые
пути Солнца и Луны на небесной сфере. Солнечное 3. произойдёт, если в момент
новолуния угловое расстояние Луны от ближайшего узла не превышает 17,9°;
лунное 3. - если в момент полнолуния это расстояние не превышает 12,0°.
При др. расположениях Луны и Солнца, вследствие того что плоскость лунной
орбиты наклонена под углом ок. 5° к эклиптике, Луна в полнолуния и новолуния
находится слишком далеко от прямой, соединяющей Землю с Солнцем, и 3. не
происходят. Продолжительность и фаза 3. тем больше, чем ближе к узлам в
это время находятся Луна и Солнце. Узлы лунной орбиты медленно движутся
по эклиптике навстречу Солнцу, так что оно проходит один и тот же узел
примерно каждые 346,6 сут (драконич. год); Луна возвращается к одному
и тому же узлу с периодом, равным в среднем 27, 21 сут (драконич.
месяц). Т.о., в календарном году бывают две эпохи, разделённые промежутком
в половину драконич. года, в к-рые могут происходить 3.; в годы, когда
первая эпоха приходится на начало января, в декабре того же года наступает
и третья благоприятная для 3. эпоха. В каждую такую эпоху происходит 1
или 2 (но малой фазы) солнечных 3.
для лунных 3., меньше, Луна может пройти через него, затмеваясь только
один раз или не затмеваясь вовсе. Т. о., ежегодно бывает от 2 до 5 солнечных
и не больше 3 лунных 3. Для Земли в целом 3. Солнца происходят чаще, чем
3.
солнечных затмений в 1963 - 1984 (по Дж. Меусу, Ч. Грожану и У. Вандерлену).
на всём полушарии Земли, обращённом в это время к Луне, тогда как солнечные
3. видны лишь в гораздо меньшей области, на к-рую падает полутеньили маленькая
тень Луны. Полные солнечные 3. в данном месте Земли бывают в среднем 1
раз в 300-400 лет.
периодичность, обусловленная тем обстоятельством, что 242 драконич. месяцам,
определяющим возвращение Луны к узлам её орбиты, почти точно равны 223
синодич. месяца, с к-рыми связаны фазы Луны. Поэтому по истечении такого
срока, равного 68581/3 сут, или 18 годам и 111/3сут
(или
101/3 сут, если в этом промежутке времени было не 4,
а 5 високосных годов), все солнечные и лунные 3. повторяются в одной и
той же последовательности. Этот период был известен уже в 6 в. до н. э.
и назван саросом. В течение одного сароса бывает 43 3. Солнца
(15 частных, 14 кольцеобразных, 2 кольцеобразно-полных и 12 полных) и 28
3. Луны, из к-рых ок. половины полных. Эти числа с течением времени несколько
изменяются вследствие неполной точности приведённого выше равенства и вековых
изменений в движении Луны. Сарос позволяет указать день предстоящего 3.;
для определения места, точного времении фазы его видимости необходимы дополнит.
вычисления. При этом последовательно, шаг за шагом вычисляется путь лунной
тени и полутени по Земле во время солнечного 3. или путь Луны в тениЗемли.
Точность таких вычислений очень высока: в моменте совр. 3. ошибка не превышает
2-3 сек, а положение полосы полного 3. на земной поверхности вычисляется
с точностью до 1 км.
3. всегда производили на людей сильное впечатление, в летописях разных
народов сохранилось о них много записей. Это помогло установить даты нек-рых
важных историч. событий и выяснить соответствие между различными системами
календарного летосчисления. Кроме того, эти записи позволили уточнить движение
Солнца и Луны за неск. тысячелетий. В связи с большим значением затмений
для истории, хронологии и теоретич. астрономии Т. Оппольцер (Австрия) в
80-х гг. 19 в. вычислил моменты 8000 солнечных и 5200 лунных 3., приходящихся
на промежуток времени с 1207 до н. э. по 2163 н. э. и издал результаты
в монументальном труде "Канон Затмений". Данные для 3. с 1060 до 1715,
видимых на терр. Европ. России, составил М. А. Виль-ев (1915), а наиболее
точные и подробные вычисления всех солнечных 3. для 1898- 2510 произвели
в 1966 Дж. Меус, Ч. Грожан и У. Вандерлен (Бельгия) (рис. 4).
3. спутников планет. Четыре
ярких (т. н. галилеевских) спутника Юпитера, затмеваются весьма часто;
из них три, ближайшие к планете, - при каждом обороте; и только четвёртый
может проходить, минуя тень Юпитера. Наблюдая эти 3., датский астроном
О. Рёмер в 1675 впервые определил скорость света. До противостояния Юпитера
можно наблюдать лишь начало 3., т. е. вхождение спутников в тень, а после
противостояния - выхождение из тени. Во время самого противостояния 3.
не видны, т. к. происходят позади диска планеты. Вблизи квадратур Юпитера
можно наблюдать как начало, так и конец 3. Проходя перед диском Юпитера,
спутники отбрасывают на него тень, производя 3. Солнца на его поверхности.
3. спутников Сатурна происходят как в тени планеты, так и в тени кольца,
что сильно усложняет теорию этих явлений. 3. спутников Марса, Урана и Нептуна
почти недоступны для наблюдений вследствие их крайней слабости.
А.. Теория затмений, 2 изд., М., 195-4; Вильев М. А., Канон русских затмений,
в кн.: Святский Д. О., Астрономические явления в русских летописях, П.,
1915 (Приложение); Солнечные затмения и их наблюдение, под ред. А. А. Михайлова,
М., 1954; Л инк Ф.. Лунные затмения, пер. г нем., М., 1962; Oppolzer Th.,
Canon der Finsternisse. Denkschriften, W., 1887; Мееus J., Grosjean C.,
Vanderleen W., Canon of Solar Eclipses, Oxf., 1966; Mitchell S.A., Eclipses
of the Sun, 5 ed.,