Большая Советская Энциклопедия (ЗА)

Затмения

Затме'ния, 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 ), 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 /₄ ч ; в середине этого промежутка времени могут быть полные лунные З. длительностью до 1³ /₄ ч. 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 25 февраля 1952.

Затмение 8 июня 1937 (максимум солнечной активности); фотография получена с помощью поляризационного фильтра, стрелки указывают ось поляризации.

Затмение 30 июня 1954 (минимум солнечной активности).

Рис. 1. Схема тени и полутени Луны: S₁ , S₂ и S₃ — области полного, кольцеобразного и частного солнечных затмений.

Затмение 8 июня 1918.

Затмение 8 июня 1937 (максимум солнечной активности).

Рис. 4. Линии полных и кольцеобразных солнечных затмений в 1963—1984 (по Дж. Меусу, Ч. Грожану и У. Вандерлену).

Затмение 22 января 1898.

Затмение 21 октября 1930.

Рис. 2. Последовательные фотографии частного солнечного затмения (интервал между снимками 5 мин ).

Затмение 21 августа 1914 (рисунок А. М. Васнецова, сделанный мелком на грифельной доске; оригинал хранится на Пулковской обсерватории).

Рис. 3. Схема тени и полутени Земли; S — область лунных затмений.

Затмение 21 сентября 1922 (минимум солнечной активности).