Слово, значение которого вы хотите посмотреть, начинается с буквы
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   Ы   Э   Ю   Я

ЗАТМЕНИЯ

Большая советская энциклопедия (БЭС)
        астрономические явления, заключающиеся в том, что земному наблюдателю Солнце, Луна, планета, спутник планеты или звезда перестают быть видимыми полностью или частично. З. происходят вследствие того, что либо одно небесное тело закрывает другое, либо тень одного несамосветящегося тела падает на другое такое же тело. Так, З. Солнца наблюдаются тогда, когда его закрывает Луна; З. Луны — когда на неё падает тень Земли; З. спутников планет — когда они попадают в тень планеты; З. в системах двойных звёзд — когда одна звезда закрывает собой другую. К З. относятся также прохождения тени спутника по диску планеты, закрытия Луной звёзд и планет (т. н. покрытия (См. Покрытие)), прохождения внутренних планет — Меркурия и Венеры — по солнечному диску и прохождения спутников по диску планеты. С началом полётов пилотируемых космических кораблей появилась возможность наблюдений с этих кораблей З. Солнца Землёй (см. илл.). Наибольший интерес представляют З. Солнца и Луны, связанные с движением Луны вокруг Земли.
         Солнечные З. Луна отбрасывает в пространство образуемый внешними касательными к Солнцу и Луне конус тени, вершина которого 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 максимальные размеры области, где в данный момент может происходить полное солнечное З. В этой области Луна полностью закрывает Солнце. За вершиной конус расширяется, образуя область кольцеобразного З. 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 З. Вследствие движения Луны по орбите и вращения Земли вокруг оси лунная тень скользит по земной поверхности с З. на В. со скоростью порядка 1 км/сек, прочерчивая узкую (ширина зависит от расстояний от Земли до Луны и до Солнца, несколько изменяющихся из-за эллиптичности земной и лунной орбит), но длинную (до 15000 км) полосу, в которой последовательно наблюдается полное З. Внутреннее касательные к Солнцу и Луне ограничивают конус полутени с радиусом около 3500 км, откуда видно частное солнечное З. тем меньшей фазы, чем дальше от центра тени и чем ближе к краю полутени находится место наблюдений (фазой З. называют долю солнечного диаметра, закрытую Луной). При частном солнечном З. диск Солнца закрывается не полностью. Продолжительность частного солнечного З. большой фазы доходит до 2 ч; в середине этого промежутка времени, если место наблюдений находится на пути лунной тени, происходит полное (или кольцеобразное) З. с продолжительностью, не превышающей 71/2 мин (для кольцеобразного — не больше 12 мин). Последовательные положения лунной полутени и полосы полного или кольцеобразного З. изображаются на географической карте, наглядно показывающей течение З. для Земли в целом. Для данного места обычно производится более детальное вычисление на основании теории, развитой немецким астрономом Ф. Бесселем.
         В момент начала частного З. у правого, западного 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 З., 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 З. В это время вокруг тёмного лунного диска, на краю которого ещё видна красная каёмка солнечной хромосферы и возвышаются отдельные протуберанцы, вспыхивает серебристая солнечная корона (см. илл.). 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 — освещенная Солнцем земная атмосфера за пределами лунной тени. По окончании полной фазы З. 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 З. кончается. Наблюдение полных солнечных З. имеет большой научный 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 том числе короны и хромосферы. Звёзды, видимые вокруг затемнённого Солнца, позволяют наблюдать т. н. эффект Эйнштейна — одно из астрономических следствий теории относительности (этот эффект заключается в смещении звёзд, находящихся на небесной сфере вблизи Солнца, вследствие искривления луча света этих звёзд под влиянием гравитационного поля Солнца). Всё это побуждает снаряжатъ специальные экспедиции в места, где наблюдается полное З. См. илл.
         Лунные З. Потемнение Луны при прохождении по полутени Земли (рис. 3) столь незначительно и происходит так медленно, что оно почти незаметно для глаза. Частное лунное З. начинается, когда Луна входит в тень Земли. Частные З. могут продолжаться до 33/4ч; в середине этого промежутка времени могут быть полные лунные З. длительностью до 13/4ч. Во время полного З. Луна принимает тусклый, коричневато-красный оттенок вследствие того, что на неё падает некоторое количество солнечных лучей, преломленных 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.
         Периодичность З. Солнечные З. происходят только во время новолуний, а лунные З. — во время полнолуний, но не при каждом из них, а лишь тогда, когда Солнце и Луна оказываются достаточно близко от узлов лунной орбиты, в которых пересекаются видимые пути Солнца и Луны на небесной сфере. Солнечное З. произойдёт, если в момент новолуния угловое расстояние Луны от ближайшего узла не превышает 17,9°; лунное З. — 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 около 5° к эклиптике, Луна в полнолуния к новолуния находится слишком далеко от прямой, соединяющей Землю с Солнцем, и З. не происходят. Продолжительность и фаза З. 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 (драконический год); Луна возвращается к одному и тому же узлу с периодом, равным в среднем 27, 21 сут (драконический месяц). Т. о., в календарном году бывают две эпохи, разделённые промежутком в половину драконического года, в которые могут происходить З.; в годы, когда первая эпоха приходится на начало января, в декабре того же года наступает и третья благоприятная для З. эпоха. В каждую такую эпоху происходит 1 или 2 (но малой фазы) солнечных З. Поскольку период, благоприятный для лунных З., 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 З. Для Земли в целом З. Солнца происходят чаще, чем З. Луны, но лунные З. видны на всём полушарии Земли, обращенном в это время к Луне, тогда как солнечные З. видны лишь в гораздо меньшей области, на которую падает полутень или маленькая тень Луны. Полные солнечные З. в данном месте Земли бывают в среднем 1 раз в 300—400 лет.
         В чередовании З. существует периодичность, обусловленная тем обстоятельством, что 242 драконическим месяцам, определяющим возвращение Луны к узлам её орбиты, почти точно равны 223 синодических месяца, с которыми связаны фазы Луны. Поэтому по истечении такого срока, равного 68581/3 сут, или 18 годам и 111/3 сут (или 101/3 сут, если в этом промежутке времени было не 4, а 5 високосных годов), все солнечные и лунные З. 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 З. Солнца (15 частных, 14 кольцеобразных, 2 кольцеобразно-полных и 12 полных) и 28 З. Луны, из которых около 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 З.; для определения места, точного времени и фазы его видимости необходимы дополнительные вычисления. При этом последовательно, шаг за шагом вычисляется путь лунной тени и полутени по Земле во время солнечного З. или путь Луны в тени Земли. Точность таких вычислений очень высока: в моменте современных З. ошибка не превышает 2—3 сек, а положение полосы полного З. на земной поверхности вычисляется с точностью до 1 км.
         Лунные и в особенности солнечные З. всегда производили на людей сильное впечатление, в летописях разных народов сохранилось о них много записей. Это помогло установить даты некоторых важных исторических событий и выяснить соответствие между различными системами календарного летосчисления. Кроме того, эти записи позволили уточнить движение Солнца и Луны за несколько тысячелетий. В связи с большим значением затмений для истории, хронологии и теоретической астрономии Т. Оппольцер (Австрия) в 80-х гг. 19 в. вычислил моменты 8000 солнечных и 5200 лунных З., приходящихся на промежуток времени с 1207 до н. э. по 2163 н. э. и издал результаты в монументальном труде «Канон Затмений». Данные для З. с 1060 до 1715, видимых на территории Европейской России, составил М. А. Вильев (1915), а наиболее точные и подробные вычисления всех солнечных З. для 1898—2510 произвели в 1966 Дж. Меус, Ч. Грожан и У. Вандерлен (Бельгия) (рис. 4).
         З. 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 З., датский астроном О. Рёмер в 1675 впервые определил скорость света. До противостояния Юпитера можно наблюдать лишь начало З., т. е. вхождение спутников в тень, а после противостояния — выхождение из тени. Во время самого противостояния З. не видны, т.к. происходят позади диска планеты. Вблизи квадратур Юпитера можно наблюдать как начало, так и конец З. Проходя перед диском Юпитера, спутники отбрасывают на него тень, производя З. Солнца на его поверхности. З. спутников Сатурна происходят как в тени планеты, так и в тени кольца, что сильно усложняет теорию этих явлений. З. спутников Марса, Урана и Нептуна почти недоступны для наблюдений вследствие их крайней слабости.
         Лит.: Михайлов А. А., Теория затмений, 2 изд., М., 1954; 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; Линк Ф., Лунные затмения, пер. с нем., М., 1962; Oppolzer Th., Canon der Finsternisse. Denkschriften, W., 1887; Meeus J., Grosjean C., Vanderleen W., Canon of Solar Eclipses, Oxf., 1966; Mitchell S. A., Eclipses of the Sun, 5 ed., N. Y., 1951.
         А. А. Михайлов.
        Затмение 21 августа 1914 (рисунок А. М. Васнецова, сделанный мелком на грифельной доске; оригинал хранится на Пулковской обсерватории).
        Затмение 8 июня 1937 (максимум солнечной активности).
        Затмение 8 июня 1937 (максимум солнечной активности); фотография получена с помощью поляризационного фильтра, стрелки указывают ось поляризации.
        Затмение 22 января 1898.
        Затмение 25 февраля 1952.
        Затмение 21 октября 1930.
         0204143628.tif
        Затмение 8 июня 1918.
        Затмение 21 сентября 1922 (минимум солнечной активности).
         0200071061.tif
        Затмение 30 июня 1954 (минимум солнечной активности).
         0201804307.tif
        Рис. 1. Схема тени и полутени Луны: S1, S2 и S3 — области полного, кольцеобразного и частного солнечных затмений.
         0265459587.tif
        Рис. 2. Последовательные фотографии частного солнечного затмения (интервал между снимками 5 мин).
         0267427167.tif
        Рис. 3. Схема тени и полутени Земли; S — область лунных затмений.
         0222656074.tif
        Рис. 4. Линии полных и кольцеобразных солнечных затмений в 1963—1984 (по Дж. Меусу, Ч. Грожану и У. Вандерлену).
Мультимедийная энциклопедия
происходят, когда свет одного астрономического объекта полностью или частично закрыт от нас другим объектом. При солнечных затмениях Луна закрывает свет Солнца, проходя между ним и Землей. При лунных затмениях земная тень падает на Луну, не позволяя Солнцу освещать лунную поверхность. Солнечные затмения. Чтобы произошло солнечное затмение, Земля, Луна и Солнце должны выстроиться в одну линию, что бывает только в моменты новолуний. Из-за движения Луны по орбите со скоростью около 1 км/с ее тень приблизительно с той же скоростью перемещается относительно Земли. Максимальное время, в течение которого тень Луны (область полного затмения Солнца) скользит по Земле, составляет около 3,5 ч, а полутень (область частичного затмения) задерживается на Земле около 5,5 ч. Максимальный размер тени на поверхности Земли около 270 км. Жители, оказавшиеся на пути тени, наблюдают полное затмение Солнца. Продолжительность этого явления зависит от широты местности, поскольку поверхность Земли вращается в том же направлении - с запада на восток, куда движется лунная тень, с максимальной скоростью на экваторе 0,46 км/с. Поэтому в районе экватора полные затмения могут длиться до 7 мин 40 с, а на широте 45° - до 6,5 мин. В каждой точке Земли полное затмение происходит в среднем один раз за 360 лет. По счастливому совпадению угловые диаметры Солнца и Луны почти одинаковы: они близки к 0,5°. Если в момент солнечного затмения Луна проходит перигей (ближайшую к Земле точку орбиты), то она полностью затмевает Солнце; в апогее (наиболее удаленной точке орбиты) угловой размер ее диска меньше солнечного, поэтому происходит кольцевое затмение. Наблюдаемые явления. При частных затмениях Солнца общий поток его света ослаблен незначительно, т.ч. многие люди даже не замечают этого явления, если заранее не были предупреждены. Не закрытая Луной часть солнечного диска сияет в виде "месяца"; это легко увидеть, если посмотреть на Солнце через плотный светофильтр, например кусок засвеченной фотопленки. по Земле путь шириной до 270 км. Только вдоль этого пути солнечный диск полностью закрывается Луной. В более широкой области полутени наблюдается частное затмение, т. е. Луна лишь частично закрывает Солнце. Перед началом полного затмения яркость заметно убывает и узкий серпик Солнца можно наблюдать без светофильтра. Серпик быстро сужается, и когда он занимает совсем небольшой участок дуги, это называют "брильянтовым кольцом". В последний момент этот участок разбивается на цепочку ярких пятен, называемых "четками Бейли", - это лучи Солнца светят сквозь неровности лунного края (лунные долины). Вдруг наступает темнота, и появляется белоснежная солнечная корона. Ее яркость в полмиллиона раз ниже, чем у диска Солнца, и быстро спадает к краям, но при наступившей темноте отдельные лучи короны можно проследить до расстояния в несколько градусов. Вдоль края лунного диска видна розоватая полоска хромосферы. Иногда видны яркие розовые язычки протуберанцев, вытянувшиеся над хромосферой. Кое-где на небе заметны звезды. Через несколько минут с противоположной стороны солнечного диска появляются "четки Бейли" и "брильянтовое кольцо" - полное затмение закончилось и корона померкла в лучах Солнца. Кольцевое затмение. Средняя длина лунной тени 373 тыс. км, тогда как среднее расстояние от Земли до Луны 385 тыс. км. Поэтому в большинстве затмений лунная тень не дотягивается до земной поверхности. При этом Луна не полностью закрывает солнечный диск, а оставляет видимым тонкий ободок. При таком кольцевом затмении яркий ободок Солнца не позволяет увидеть ни корону, ни звезды вблизи Солнца. Поэтому кольцевые затмения не представляют большого научного интереса. далеко от Земли, что ее тень не касается земной поверхности и везде вдоль пути полутени наблюдается частное затмение. В центре полутени Солнце выглядит как тонкое яркое кольцо, блеск которого не позволяет увидеть солнечную корону. Лунные затмения. Для затмения Луны Солнце, Земля и Луна также должны располагаться приблизительно на одной прямой. Если Луна проходит через полутень Земли, ее блеск ослабляется незначительно. Полутеневые затмения непривлекательны для астрономов и редко обсуждаются. Когда же Луна входит в тень Земли, то довольно четкая темная область надвигается на ее поверхность, которая сильно краснеет и темнеет, но все же остается видимой: ее освещают рассеянные и преломленные в земной атмосфере солнечные лучи, причем красные лучи проходят сквозь воздух лучше голубых (по этой же причине Солнце у горизонта красное). Яркость Луны при полном затмении сильно зависит от облачности земной атмосферы. почти полностью затмевается. Абсолютно полного затмения не происходит потому, что рассеянный в земной атмосфере солнечный свет немного попадает в область тени и слабо освещает Луну. Научный интерес к лунным затмениям в основном связан с возможностью измерять скорость падения температуры ее поверхности после резкого прекращения солнечного нагрева. Быстрое падение температуры указывает, что верхний слой лунного грунта - плохой проводник тепла. Геометрия затмений. Путь Луны на небе наклонен примерно на 5° к солнечному пути - эклиптике. Поэтому затмения происходят только вблизи точек пересечения ("узлов") их траекторий, где светила достаточно сближаются. Видимое смещение Луны при наблюдении из различных точек Земли (суточный параллакс), а также конечный размер Солнца и Луны делают затмения возможными в определенной зоне вблизи узлов их орбит. В зависимости от расстояния до Луны и Солнца размер этой зоны меняется. Для солнечных затмений ее границы отстоят от узла в каждую сторону на 15,5- 18,4°, а для лунных - на 9,5-12,2°. вблизи узлов - точек пересечения их видимых путей. Солнечные затмения. Солнце совершает оборот по эклиптике на 360° за 3651/4 сут; поскольку зона затмений занимает около 34°, Солнце проводит в этой зоне около 34 сут. Но период между новолуниями составляет 291/2 сут, значит, Луна обязательно должна пройти через зону затмений, пока там находится Солнце, но может посетить ее за этот период и дважды. Поэтому при каждом прохождении Солнца через зону затмений (один раз в полгода) должно произойти одно затмение, но может случиться и два. сфотографировано с несколькими экспозициями: начальная фаза затмения - слева, конечные фазы - справа; в центре - полная фаза затмения, в которой видна солнечная корона. Лунные затмения. Земная тень проходит по зоне затмения Луны в среднем за 22 дня. За этот период может произойти не более одного лунного затмения, поскольку между полнолуниями проходит 291/2 суток. Затмения может и вообще не случиться, если одно полнолуние было накануне вступления тени в зону, а следующее - сразу после ее выхода из зоны. Хотя лунные затмения происходят реже солнечных, мы гораздо чаще видим полные затмения Луны, чем Солнца. Дело в том, что закрытую земной тенью Луну могут наблюдать все жители ночного полушария Земли, тогда как для наблюдения полного солнечного затмения нужно попасть в узкую полосу лунной тени. сфотографированное в максимальной фазе с 50-секундной экспозицией. Повторяемость затмений. Период между двумя последовательными прохождениями Солнца через восходящий узел лунной орбиты называют драконическим годом (вспомните легенду о драконе, пожирающем Солнце). За этот период должно произойти, как минимум, два солнечных затмения - по одному вблизи восходящего и нисходящего узлов; но может не быть ни одного лунного. Максимально в каждом узле может случиться по одному лунному и еще по одному солнечному затмению - всего шесть. Поскольку из-за поворота лунной орбиты узлы смещаются навстречу Солнцу, драконический год продолжается всего 346,6 сут. Таким образом, если первое затмение в году случилось до 19 января, то до конца календарного года может произойти еще и седьмое затмение. Ближайшая такая ситуация будет в 2094. Сарос. Э. Галлей открыл, что затмения циклически повторяются через 223 лунных месяца. Он назвал этот период "саросом", ошибочно полагая, что так его называли вавилоняне, несомненно знакомые с этим периодом. Древнегреческим астрономам был знаком утроенный сарос длительностью в 54 года, который они называли exeligmos. За 19 драконических лет (6585,78 сут) происходит почти точно 224 новолуния (6585,32 сут). Поэтому в любой момент фазы Луны связаны с ее положением относительно узлов так же, как это было 18 лет и 111/3 сут назад (или 18 лет и 101/3 сут, в зависимости от количества високосных лет). Поскольку сарос всего на 111/3 сут отличается от числа целых лет, затмения следующего цикла происходят в основном на фоне тех же созвездий, что и предыдущего. Отличие 223 лунных месяцев на 1/3 сут от целого числа солнечных суток приводит к тому, что при затмениях следующего сароса Земля на 1/3 оборота смещена к востоку, и соответствующие затмения наблюдаются на 120° западнее по долготе. Зато через 3 сароса ситуация повторяется гораздо точнее. Поскольку соотношение между драконическим годом и лунным месяцем не совсем простое, последовательные затмения в саросе смещаются к северу или югу в зависимости от того, происходят они в восходящем или нисходящем узле. Наконец лунная тень скользит над земными полюсами, и данная последовательность затмений завершается. В течение одного 18-летнего сароса происходит от 70 до 85 затмений; обычно бывает 43 солнечных и 28 лунных затмений. Таблицы затмений. Обстоятельства всех затмений с 1207 до н.э. по 2161 н.э. были вычислены Т. фон Оппольцером и опубликованы в его Каноне затмений (Canon der Finsternisse, 1887). В табл. 2 использованы данные из этой классической работы; табл. 1 взята из Канона солнечных затмений (1966) Ж.Мееса, К. Гросьена и В. Вандерлина. В ней отмечены все солнечные затмения с 1988 по 2028, кроме частных. Области видимости указаны в порядке прохождения тени. Чтобы узнать точное расположение полосы полного затмения, необходимо обратиться к специальным изданиям. Таблица 1. ПОЛНЫЕ И КОЛЬЦЕОБРАЗНЫЕ ЗАТМЕНИЯ СОЛНЦА _____________________________________________________ Дата Тип Продолжительность (минуты) Область видимости _____________________________________________________ 1988, 18 марта П 4 Суматра, Филиппины, сев. Тихий океан 1988, 11 сентября К 7 Индийский океан 1990, 26 января К 2 Индийский океан 1990, 22 июля П 3 Финляндия, Сибирь, сев. Тихий океан 1991, 15/16 января К 8 Южн. Тихий океан 1991, 11 июля П 7 Гавайи, Центр. Америка, Бразилия 1992, 4/5 января К 12 Центр. Тихий океан, Калифорния 1992, 30 июня П 5 Южн. Атлантика 1994, 10 мая К 6 США, сев. Атлантика, Марокко 1994, 3 ноября П 4 Тихий океан, Центр. и Южн. Америка, Атлантика 1995, 29 апреля К 7 Тихий океан, Перу, Бразилия 1995, 24 октября П 2 Иран, Индия, юго-вост. Азия, Тихий океан 1997, 9 марта П 3 Монголия, Сибирь, Арктика 1998, 26 февраля П 4 Тихий океан, Колумбия, сев. Атлантика 1998, 22 августа К 3 Суматра, Борнео, южн. Тихий океан 1999, 16 февраля К 1 Южн. Индийский океан, Австралия 1999, 11 августа П 2 Сев. Атлантика, центр. Европа, Индия 2001, 21 июня П 5 Южн. Атлантика, южн. Африка 2001, 14 декабря К 4 Тихий океан, Никарагуа 2002, 10/11 июня К 1 Сев. Тихий океан 2002, 4 декабря П 2 Сев. Африка, Индийский океан, Австралия 2003, 31 мая К 4 Исландия 2003, 23 ноября П 2 Антарктика 2005, 8 апреля КП 1 Сев. Тихий океан, Панама 2005, 3 октября К 5 Индийский океан, сев. Африка, Испания КОНЕЦ САРОСА, НАЧАВШЕГОСЯ В 1988 2006, 29 марта П 4 Сев. Африка, Турция, Россия 2006, 22 сентября К 7 Бразилия, сев. Атлантика 2008, 7 февраля К 2 Антарктика, южн. Тихий океан 2008, 1 августа П 2 Арктика, Россия, Китай 2009, 26 января К 8 Южн. Индийский океан, Борнео 2009, 22 июля П 7 Индия, Китай, Тихий океан 2010, 15 января К 11 Центр. Африка, Индийский океан, Китай 2010, 11 июля П 5 Южн. Тихий океан, Китай 2012, 20/21 мая К 6 Япония, сев. Тихий океан, США 2012, 13 ноября П 4 Сев. Австралия, южн. Тихий океан 2013, 9/10 мая К 6 Австралия, центр. Тихий океан 2013, 3 ноября П 2 Атлантика, Центр. Африка 2015, 20 марта П 3 Сев. Атлантика, Арктика 2016, 9 марта П 4 Суматра, Борнео, сев. Тихий океан 2016, 1 сентября К 3 Центр. Африка, Мадагаскар, Индийский океан 2017, 26 февраля К 1 Тихий океан, Аргентина, Атлантика, Африка 2017, 21 августа П 3 Тихий океан, США, Атлантика 2019, 2 июля П 5 Южн. Тихий океан, Чили, Аргентина 2019, 26 декабря К 4 П-ов Аравия, Индия, Борнео, Тихий океан 2020, 21 июня К 1 Центр. Африка, п-ов Аравия, Китай 2020, 14 декабря П 2 Тихий океан, Чили, Аргентина, Атлантика 2021, 10 июня К 4 Арктика, Сибирь 2021, 4 декабря П 2 Антарктика 2023, 20 апреля П 1 Индийский океан, Индонезия, Тихий океан 2023, 14 октября К 5 США, п-ов Юкатан, Бразилия КОНЕЦ САРОСА, НАЧАВШЕГОСЯ В 2006 2024, 8 апреля П 4 Тихий океан, Мексика, США 2024, 2 октября К 7 Тихий океан, Аргентина, Атлантика 2026, 17 февраля К 2 Антарктика 2026, 12 августа П 2 Гренландия, Антарктика, Испания 2027, 6 февраля К 8 Тихий океан, Аргентина, Атлантика 2027, 2 августа П 6 Сев. Африка, Индийский океан 2028, 26 января К 10 Тихий океан, Бразилия, Атлантика, Испания 2028, 22 июля П 5 Тихий океан, Австралия, Новая Зеландия Таблица 2. ЛУННЫЕ ЗАТМЕНИЯ _________________________________________________________________ Дата _________Продолжительность (минуты) Место, где Луна в зените _______________Общая_____Полной фазы_____________________________ 1988, 27 августа 122 - Самоа 1989, 20 февраля 212 76 Филиппины 1989, 17 августа 220 98 Центр. Бразилия 1990, 9 февраля 204 46 Южн. Индия 1990, 6 августа 174 - Сев.-вост. Австралия 1991, 21 декабря 70 - Гавайи 1992, 15 июня 174 - Сев. Китай 1992, 9 декабря 212 74 Южн. Алжир 1993, 4 июня 220 98 О. Новая Каледония 1993, 29 ноября 206 50 Мехико 1994, 25 мая 116 - Южн. Бразилия 1995, 15 апреля 78 - Фиджи 1996, 4 апреля 216 84 Гвинейский залив 1996, 27 сентября 212 72 Гвиана 1997, 24 марта 194 - Сев.-зап. Бразилия 1997, 16 сентября 210 66 Мальдивские о-ва 1999, 28 июля 142 - Самоа 2000, 21 января 214 84 Пуэрто-Рико 2000, 16 июля 224 102 Сев.-вост. Австралия 2001, 9 января 210 66 Маскат (Оман) 2001, 5 июля 154 - Сев. и центр. Австралия 2003, 16 мая 208 58 Южн. центр. Бразилия 2003, 9 ноября 200 24 О-ва Зеленого Мыса 2004, 4 мая 214 80 Мадагаскар 2004, 28 октября 214 80 Барбадос 2005, 17 октября 66 - Маршалловы о-ва КОНЕЦ САРОСА, НАЧАВШЕГОСЯ В 1988 2006, 7 сентября 98 - Мальдивские о-ва 2007, 3 марта 210 70 Нигерия 2007, 28 августа 220 92 Самоа 2008, 21 февраля 206 52 Центр. Атлантика 2008, 16 августа 186 - Центр. Атлантика 2009, 31 декабря 66 - Пакистан 2010, 26 июня 156 - О-ва Тонга 2010, 21 декабря 212 74 Калифорнийский залив 2011, 15 июня 224 102 О-в Реюньон 2011, 10 декабря 206 56 Вост. Новая Гвинея 2012, 4 июня 140 - О-ва Кука 2013, 25 апреля 36 - Мадагаскар 2014, 15 апреля 212 76 (117° зап., 9° южн.) 2014, 8 октября 208 62 Атолл Пальмира 2015, 4 апреля 200 24 О-ва Эллис 2015, 28 сентября 214 78 Сев.-восток Бразилии 2017, 7 августа 114 - (87° вост., 16° южн.) 2018, 31 января 214 82 Атолл Эниветок 2018, 27 июля 220 98 О-в Маврикий 2019, 21 января 210 68 Куба 2019, 16 июля 172 - Мозамбик 2021, 26 мая 200 24 О-ва Тонга 2021, 19 ноября 198 - (139° зап., 19° сев.) 2022, 16 мая 218 88 Боливия 2022, 8 ноября 216 84 Атолл Джонстон 2023, 28 октября 86 - Южн. Аравия КОНЕЦ САРОСА, НАЧАВШЕГОСЯ В 2006 2024, 18 сентября 70 - Сев.-восток Бразилии 2025, 14 марта 208 62 О-ва Галапагос 2025, 7 сентября 216 84 (87° вост., 6° южн.) 2026, 3 марта 208 62 Атолл Пальмира 2026, 28 августа 194 - Зап. Бразилия 2028, 12 января 60 - Пуэрто-Рико 2028, 6 июля 136 - (86° вост., 22° южн.) 2028, 31 декабря 212 72 Южн. Китай В отличие от солнечного лунное затмение одновременно наблюдается с целого полушария Земли. Поэтому в табл. 2 указана центральная точка этого полушария (всегда лежащая между тропиками), где луна в зените в середине затмения. Найдя эту точку на глобусе, вы без труда определите "полушарие видимости". В его западной части затмение наблюдается вечером, а в восточной - под утро. Затмения в прошлом. Самая ранняя запись о затмении обнаружена в древних китайских документах, но скудость информации не позволяет установить его точную дату. По записям затмений можно составить китайскую хронологию, начиная с 8 в. до н.э. Первая обоснованная дата в китайской истории - это затмение 30 ноября 735 до н.э. Иногда это событие ошибочно связывают с затмением 6 сентября 776 до н.э., которое плохо было видно в Китае. Первое затмение, информация о котором до сих пор сохранила научную ценность, произошло 15 июня 763 до н.э. в Ассирии. Вероятно, оно стало причиной пророчества (Амос, 8:9). На основе этого и других древних затмений астрономы обнаружили, что продолжительность суток увеличивается на 0,001 с в столетие вследствие замедления вращения Земли. По свидетельству Геродота, затмение 28 мая 585 до н.э. так напугало мидян и лидийцев, что они прекратили битву и заключили перемирие после пятилетней войны. Геродот сообщает, что Фалес Милетский предсказал год, в котором должно было случиться это затмение. Очень маловероятно, что Фалес мог точно предсказать именно это затмение, но анализ некоторых неполных циклов мог указать ему другое частное затмение в том же году. Фукидид описывает, как афинская армия потерпела поражение из-за лунного затмения. Афиняне решили снять осаду Сиракуз на Сицилии и под покровом ночи 27 августа 413 до н.э. стали грузиться на корабли, как вдруг началось затмение. Среди солдат возникла паника, эвакуация сорвалась, и афинское войско было разбито сиракузцами. Современные затмения. С середины 19 в. солнечные затмения начали активно использовать для изучения физики Солнца. К 1900 астрономы обнаружили, что форма короны и интенсивность ее спектра изменяются в течение 11-летнего цикла солнечных пятен. В те годы это можно было узнать, только наблюдая затмения; позже был создан телескоп-коронограф, искусственно затмевающий Солнце и позволяющий наблюдать внутреннюю часть короны в любой день. Но и сейчас мы можем изучать слабые корональные лучи, исследовать тонкие детали в спектре короны и проверять "эффект Эйнштейна" (см. ниже) только во время затмений. С 1950 на затмениях стали использовать радиотелескопы, и во время экспедиции на Алеутские о-ва удалось на различных радиочастотах измерить при затмении эффективный диаметр Солнца, несмотря на облака и дождь. Астрофизические наблюдения. Затмение 8 июля 1842, наблюдавшееся в Европе и Центральной Азии, было очень плодотворным для изучения Солнца. Тогда впервые были детально описаны протуберанцы. Во время затмения 28 июля 1851 были сделаны дагеротипы протуберанцев и открыта хромосфера Солнца. Во время затмения 18 августа 1868 П.Жансен (1824-1908) обнаружил, что спектры протуберанцев содержат яркие линии, и сразу понял, что протуберанцы можно наблюдать вне затмений с помощью спектроскопа. Одна желтая линия в этих спектрах никогда не наблюдалась в лабораториях. Элемент, которому она принадлежит, открыли только в 1895 и назвали гелием. Фраунгоферов спектр короны также впервые наблюдали во время затмения 1868. Он образуется при рассеянии солнечного света на мелких частицах межпланетной пыли. При затмении в следующем году американский астроном Ч.Юнг (1834-1908) обнаружил в спектре излучения короны неизвестную зеленую линию, которую приписали гипотетическому элементу "коронию". Только в 1942 шведский астрофизик Б.Эдлен показал, что эту линию излучают атомы железа, под действием высокой температуры потерявшие 13 из своих 26 электронов. начала полной фазы солнечного затмения либо через мгновение после ее окончания. Во время затмения 22 декабря 1870 Юнг открыл солнечный "обращающий слой". В обычном спектре Солнца множество темных линий поглощения. Но непосредственно перед началом полного затмения, когда виден лишь узенький яркий ободок, темные линии вдруг становятся яркими. Это наблюдается всего несколько секунд и потому называется "спектром вспышки". Впервые он был сфотографирован на затмении в Бразилии 16 апреля 1893. Объекты внутри орбиты Меркурия. В рамках ньютоновой теории тяготения движение Меркурия не находит полного объяснения; поэтому в конце 19 в. возникла гипотеза, что его движение возмущает неизвестная планета, расположенная еще ближе к Солнцу. Ее поиски предпринимались в моменты затмений. В 1878 было замечено два небольших небесных тела, но в дальнейшем их обнаружить не смогли. Зато в 1882 и 1893 замечали близкие к Солнцу кометы. Эффект Эйнштейна. Вслед за опубликованием в 1916 общей теории относительности многие экспедиции на солнечные затмения проверяли предсказанное Эйнштейном отклонение на 1,76ўў положений звезд рядом с Солнцем. Это вызвано тем, что вблизи массивного небесного тела изменяются геометрические свойства пространства-времени, что приводит к искривлению лучей света. Для проверки этого эффекта звезды фотографируют рядом с Солнцем в момент затмения, а затем вновь, спустя 6 мес, в ночное время. Английские экспедиции в Бразилию и Западную Африку на затмение 19 мая 1919 впервые измерили эффект Эйнштейна: смещение в положении звезд было обнаружено, но его значение продолжали уточнять еще более 50 лет многие экспедиции на следующие затмения. Затмения с участием других объектов. Прохождения. Обычно прохождениями называют моменты, когда путь Меркурия или Венеры проходит на фоне солнечного диска. В 20 в. было 13 прохождений Меркурия, включая последнее 15 ноября 1999; следующее будет 7 мая 2003. Прохождения Венеры случаются значительно реже: последние два были в 1874 и 1882, а следующие будут в 2004 и 2012. В 18 в. прохождение Венеры вызывало большой интерес, поскольку помогло определить расстояние до Солнца и обнаружить атмосферу на Венере. Сейчас это не столь важное событие. Спутники Юпитера. Заход одного из четырех крупных спутников Юпитера в тень планеты легко наблюдать даже в небольшой телескоп. О.Ремер заметил, что моменты затмения спутников отстают от расчетных, основанных на измерениях, сделанных при более близком положении Земли к Юпитеру. В 1676 он верно объяснил это конечной скоростью света и довольно точно определил ее значение. Покрытия. В своем движении Луна время от времени закрывает звезды и другие космические объекты. Точное измерение спадания яркости объекта в этот момент позволяет установить его размер и форму, а также уточнить теорию движения самой Луны. Затменные двойные. Многие звезды живут парами, обращаясь вокруг общего центра масс. Если Земля расположена вблизи плоскости их орбит, то время от времени мы наблюдаем затмения звезд друг другом. По ходу кривой блеска и измерениям лучевых скоростей звезд можно определить их размеры и массы. См. также <<ЗВЕЗДЫ>>. ЛИТЕРАТУРА Михайлов А.А. Теория затмений, 2-е изд. М., 1954 Дагаев М.М. Солнечные и лунные затмения. М., 1978 Меес Ж. Астрономические формулы для калькуляторов. М., 1988 Монтенбрук О., Пфлегер Т. Астрономия с персональным компьютером. М., 1993
Бренан - Словарь научной грамотности
Поскольку Солнце, Луна и Земля движутся в пространстве, свет от Луны и Солнца периодически затмевается: 1) либо когда Земля оказывается между Солнцем и Луной (лунное затмение), 2) либо когда Луна находится между Солнцем и Землей (солнечное затмение). Полное солнечное затмение - впечатляющее зрелище, поэтому люди спешат в те районы Земли, откуда это астрономическое явление лучше всего наблюдать. Луна в 400 раз ближе к нам, чем Солнце, и примерно в 400 раз меньше Солнца. Таким образом, и Солнце, и Луна занимают на небе почти одинаковый телесный угол, так что Луна может полностью для нас закрыть собой Солнце.
Если вы желаете блеснуть знаниями в беседе или привести аргумент в споре, то можете использовать ссылку:

будет выглядеть так: ЗАТМЕНИЯ


будет выглядеть так: Что такое ЗАТМЕНИЯ