Zaćmienie Słońca

Opracowanie: dr Grzegorz Duniec, dr Marcin Kolonko CMM IMGW-PIB

Hybrydowe zaćmienie Słońca

W czwartek niektórzy mieszkańcy naszego globu będą świadkami przepięknego zjawiska astronomicznego jakim jest zaćmienie Słońca bowiem już 20 kwietnia 2023 roku o godzinie 5^h55^m26,5^s nastąpi geocentryczne złączenie Słońca i Księżyca w długości ekliptycznej. Obecne zjawisko zaćmienia Słońca jest niezwykłe ze względu na to, że będzie to dość rzadko występujące zaćmienie hybrydowe. Niestety, ale z terytorium naszego kraju nie będzie możliwości bezpośredniego uczestniczenia w tym niebiańskim spektaklu.

Jak powstaje zaćmienie Słońca

Zjawisko zaćmienia polega na tym, że jedno ciało niebieskie chowa się (całkowicie lub częściowo) w cieniu drugiego ciała niebieskiego. Z punktu widzenia obserwatora ziemskiego są możliwe dwie opcje, wtedy Księżyc chowa się w stożku cienia Ziemi – mamy wówczas zaćmienie Księżyca.

Zaćmienie Księżyca: A — całkowite, B — częściowe, źródło: Konrad Rudnicki, Astronomia dla kl. IV LO i Technikum i Liceum zawodowego, WSiP, 1988, Wydanie XV.

W drugim wypadku fragment powierzchni Ziemi chowa się w cieniu stożka cienia księżycowego – zaćmienie Słońca.

Częściowe i całkowite zaćmienie Słońca, źródło: Konrad Rudnicki, Astronomia dla kl. IV LO i Technikum i Liceum zawodowego, WSiP, 1988, Wydanie XV.

Powszechnie wiadomo, że Ziemia obiega Słońce po orbicie eliptycznej o małym mimośrodzie. Orbita ziemska jest perturbowana przez Jowisza, Saturna i w mniejszym stopniu przez Wenus i pozostałe planety, co jest przyczyną tego, że elementy jej orbity ulegają zmianie w dłuższym horyzoncie czasowym. Księżyc jest naszym naturalnym satelitą i obiega Ziemię po orbicie w przybliżeniu eliptycznej o średnim mimośrodzie orbity 0,0549, która jest głównie perturbowana przez Słońce. Przeprowadzone obliczenia numeryczne na gruncie mechaniki nieba, obejmujące okres 5000 lat, wykazały, że mimośród orbity księżycowej nie jest stały, zmienia się w czasie w wyniku perturbacji pochodzących od Słońca. Maksymalna wartość mimośrodu (dla analizowanego okresu maksymalna wartość mimośrodu wyniosła 0,0775) jest osiągana wówczas, kiedy linia apsyd łącząca perygeum i apogeum orbity pokrywa się z promieniem wodzącym Ziemi poruszającej się po orbicie. Mimośród orbity osiąga wartość najmniejszą (w analizowanym okresie minimalna wartość mimośrodu wyniosła 0,0255) wówczas, kiedy linia apsyd jest prostopadła do promienia wodzącego [1,2].

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willman-Bell, Inc, 1997.

Płaszczyzna orbity księżycowej nachylona jest pod kątem 5° 08′ 43″. Punkty przecięcia orbity księżycowej z ekliptyką nazywamy węzłami księżycowymi. Kiedy szerokość ekliptyczna księżyca zmienia się z ujemnej na dodatnią to taki węzeł nazywamy wstępującym. Kiedy szerokość ekliptyczna Księżyca zmienia się z dodatniej na ujemną to taki węzeł nazywamy węzłem zstępującym. W wyniku oddziaływania Słońca nachylenie orbity nie jest stałe. Minimalna wartość kąta nachylenia orbity (4° 59′) jest osiągana wówczas, kiedy linia węzłów jest prostopadła do kierunku Słońca. Kiedy linia węzłów skierowana jest w kierunku Słońca, wówczas kąt nachylenia płaszczyzny orbity do płaszczyzny ekliptyki osiąga wartość maksymalną 5° 19′ [3].

Aby mogło zaistnieć zaćmienie Słońca musi być spełnione kilka warunków. Księżyc musi być fazie nowiu. Słońce musi znajdować się w pobliżu węzła księżycowego, a więc w pobliżu ekliptyki. Długość ekliptyczna Księżyca podczas nowiu musi różnić się od długość ekliptycznej węzła księżycowego o mniej niż 15° 21′. Zaćmienie natomiast nie nastąpi, gdy różnica ta będzie większa od 18° 31′ [4].

Wyróżniamy następujące rodzaje zaćmień:

a) częściowe;

b) całkowite;

c) obrączkowe;

d) hybrydowe.

Z punktu widzenia geometrii zaćmienie całkowite jest możliwe, kiedy rozmiary kątowe tarczy księżycowej są większe od rozmiarów kątowych tarczy słonecznej. Jest to możliwe tylko wtedy, kiedy Ziemia znajduje się w pobliżu aphelium swojej orbity natomiast Księżyc w nowiu znajduje się w pobliżu perygeum orbity. Przy takim położeniu ciał niebieskich długość osi stożka cienia księżycowego jest większa niż odległość Księżyca od Ziemi. Stożek cienia przecina powierzchnię Ziemi. Obserwator znajdujący się w polu cienia, ma możliwość obserwacji całkowitego zaćmienia Słońca i spostrzeże, że rozmiary kątowe tarczy księżycowej są nieznacznie większe od rozmiarów kątowych tarczy słonecznej, co spowodowało całkowite zakrycie tarczy słonecznej.

Całkowite zaćmienie Słońca, źródło: https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/calkowite-zacmienie-slonca-indonezji-transmisja-na-zywo-2234.html

Maksymalna szerokość pasa całkowitego zaćmienia wynosi 270 km. Należy podkreślić, że jest szerokość pasa otrzymana w wyniku przecięcia płaszczyzną stożka cienia księżycowego w kierunku prostopadłym do jego osi. Jak wskazują symulacje numeryczne, szerokość pasa zaćmienia powstałego w wyniku przecięcia stożka cienia księżycowego z powierzchnią Ziemi może osiągać znacznie większe rozmiary [9]. Jak wynika z obliczeń szerokość pasa zaćmienia przekraczała 1200 km osiągając 24 maja 1248 roku ekstremalną wartość w północno wschodniej Syberii, gdzie szerokość pasa wynosiła 1216 km.

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels IV, Willman-Bell, Inc, 2007.

Prędkość z jaką porusza się cień po powierzchni Ziemi wynosi 0,5-2 km/s. Prędkość poruszania się cienia księżycowego zależy od szerokości geograficznej. Najwolniej cień księżycowy przemieszcza się w pobliżu równika. Wraz ze wzrostem szerokości geograficznej prędkość ruchu cienia po powierzchnio Ziemi zwiększa się [4]. Obserwator znajdujący się w półcieniu będzie natomiast miał możliwość obserwacji zaćmienia częściowego.

Źródło: Karttuner, Kroger, Oja, Poutanen, Donner, Astronomia ogólna, PWN, 2020.

Częściowe zaćmienie Słońca, źródło: https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/bylo-nam-dane-slonca-zacmienia.

Kiedy Księżyc w nowiu znajduje się w pobliżu apogeum swojej orbity, zaś Ziemia na orbicie znajdzie się w pobliżu peryhelium swojej orbity, wówczas nastąpi zaćmienie obrączkowe. Przy takim położeniu obu ciał niebieskich długość osi stożka cienia księżycowego jest krótszy od odległości Księżyca od Ziemi. W takiej sytuacji stożek cienia nie przetnie kuli ziemskiej. Wierzchołek stożka cienia księżycowego będzie przemieszczał na wysokości około 4000 km nad powierzchnią Ziemi. Obserwator znajdujący się w tym obszarze spostrzeże, że rozmiary kątowe tarczy księżycowej są nieco mniejsze od rozmiarów kątowych tarczy słonecznej i zaobserwuje zaćmienie obrączkowe. Tarcza Księżyca przysłoni częściowo tarczę słoneczną, a wokół ciemnej tarczy księżyca pojawia się jasny wąski pierścień przypominający obrączkę, stąd nazwa zaćmienia. Maksymalna szerokość kątowa jasnego pierścienia wokół ziemnej tarczy księżycowej wynosi około 1’,4 [4].

Źródło: Karttuner, Kroger, Oja, Poutanen, Donner, Astronomia ogólna, PWN, 2020.

Obrączkowe zaćmienie Słońca, źródło: https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/najstarszy-opis-zacmienia-slonca-3755.html.

W sytuacji, kiedy długość osi stożka cienia księżycowego jest porównywalna z odległością Księżyca od Słońca wówczas jest możliwość zajścia zaćmienia hybrydowego. Powierzchnia Ziemi nie jest idealną kulą, a na jej powierzchni występują obszary depresyjne, wyżynne, nizinne. Kiedy stożek cienia księżycowego dotrze do kuli ziemskiej to wówczas będą obszary, kiedy stożek cienia przetnie powierzchnie kuli ziemskiej, wówczas obserwator będzie świadkiem zaćmienia słonecznego całkowitego, natomiast w innych obszarach stożek cienia księżycowego nie przetnie jej powierzchni, wówczas wystąpi zaćmienie obrączkowe. Tego typu kombinacja zaćmień podczas zjawiska nazywamy zaćmieniem hybrydowym.

źródło: Konrad Rudnicki, Astronomia dla kl. IV LO i Technikum i Liceum zawodowego, WSiP, 1988, Wydanie XV.

Zaćmienie hybrybowe Słońca również zajdzie w sytuacji, i to najczęściej ma miejsce, kiedy stożek cienia księżycowego zacznie przemieszczać się nad Ziemią i w początkowym etapie nie przecina powierzchni Ziemi. Wówczas w początkowym etapie obserwatorzy będą mogli obserwować zaćmienie obrączkowe, gdyż rozmiary kątowe tarczy księżycowej będą mniejsze niż rozmiary kątowe Słońce. W miarę dalszego biegu Księżyca po orbicie, odległość powierzchni Ziemi, ze względu na jej kulistość (w przybliżeniu), maleje i w pewnej chwili stożek księżyca przetnie powierzchnię Ziemi. Obserwatorzy znajdujący się w jego obszarze będą mogli obserwować zaćmienie całkowite Słońca. Przy dalszym biegu Księżyca po orbicie w pewnej chwili, kiedy odległość powierzchni Ziemi od Księżyca będzie się zwiększała, stożek cienia księżycowego nie będzie się przecinał z powierzchnią Ziemi i wierzchołek stożka cienia będzie znajdował się nad powierzchnią Ziemi. Wówczas ponownie obserwatorzy znajdujący się pod osią stożka cienia będą mogli obserwować zaćmienie obrączkowe. I taki też będzie przebieg zbliżającego się zaćmienia hybrydowego.

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc. 1997.

W zależności od geometrii w układzie Ziemia-stożek cienia księżycowego mogą wystąpić następujące kombinacje:

a) obrączkowe – całkowite – obrączkowe;

b) obrączkowe – całkowite;

c) całkowite – obrączkowe.

Najczęściej występuje kombinacja obrączkowe-całkowite-obrączkowe, a najrzadziej obrączkowe-całkowite.

Źródło: Fred Espenak and Jean Meeus, Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE), NASA/TP – 2009-214174.

Statystycznie częściowe zaćmienie Słońca występuje najczęściej, najrzadziej zaćmienie hybrydowe.

Źródło: Fred Espenak and Jean Meeus, Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE), NASA/TP – 2009-214174.

Najdłuższy czas trwania zaćmienia wystąpi wtedy, kiedy w dniu zaćmienia, Ziemia znajdzie się w apogeum swojej orbity, a Księżyc w perygeum. Z obliczeń wynika, że czas trwania zaćmienia całkowitego słonecznego, dla dowolnego rejonu na powierzchni Ziemi, nie może trwać dłużej niż 7 minut i 31 sekund (dla czasów współczesnych). Z przeprowadzonych obliczeń obejmujących okres od 2000 r. p.n.e do 7000 r. n. e. wynika, że bezwzględne maksimum czasu trwania zaćmienia Słońca zostało osiągnięte około 120 r. p.n.e., i wynosiło 7 minut 36,1 sekund [2]. Zaćmienie zaszło wówczas na węźle zstępującym. Przyczyny należy upatrywać w tym, że w tamtych czasach mimośród orbity ziemskiej być większy. W czasach nam współczesnych ostatnie całkowite zaćmienie Słońce, które trwało powyżej 7 minut, a dokładniej 7 minut i 4 sekundy, miało miejsce 30 czerwca 1973 roku w Afryce (w południowej Algierii oraz Nigerii). Następne zaćmienie, które będzie trwało powyżej 7 minut (7 minut i 14 sekund) nastąpi 25 czerwca 2150 roku, nad Pacyfikiem [7]. Maksymalny czas trwania całego zaćmienia wynosi 3,5 godziny.

Jean Meeus i Fred Espenak przeprowadził obliczenia teoretycznego maksymalnego czasu trwania zaćmienia Słońca w różnych tysiącleciach dla obu węzłów księżycowych.

Źródło: Fred Espenak and Jean Meeus, Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE)-Revised, NASA/TP – 2009-214174.

Podobne obliczenia Espenak i Meeus przeprowadzili dla zaćmienia obrączkowego i wyznaczyli maksymalny czas trwania zaćmienia obrączkowego w zależności od węzła:

Źródło: Fred Espenak and Jean Meeus, Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE)-Revised, NASA/TP – 2009-214174.

Źródło: P. G. Kuligowski, Poradnik Miłośnika Astronomii, PWN, 1976

W ciągu roku może wystąpić od 2 do 5 zaćmień słonecznych, w różnych miejscach na kuli ziemskiej. Najrzadziej występuje pięć zaćmień rocznie.

Źródło: Fred Espenak and Jean Meeus, Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE)-Revised, NASA/TP – 2009-214174.

Symulacje numeryczne zaćmień Słońca na przestrzeni 5000 lat (obejmujące okres od 2000 r. p. n. e. do 3000 r. n. e.), wykazały następujące kombinacje zaćmień jakie mogą wystąpić przy dwóch, trzech, czterech oraz pięciu zaćmieniach w ciągu roku:

Źródło: Fred Espenak and Jean Meeus, Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE)-Revised, NASA/TP – 2009-214174.

Źródło: Fred Espenak and Jean Meeus, Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE)-Revised, NASA/TP – 2009-214174.

Źródło: Fred Espenak and Jean Meeus, Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE)-Revised, NASA/TP – 2009-214174.

Źródło: Fred Espenak and Jean Meeus, Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE)-Revised, NASA/TP – 2009-214174.

Już w starożytności zauważono prawidłowość w pojawianiu się zaćmień Słońca. Odstęp czasu, po którym nastąpi powtórzenie zaćmienia nazwano okresem Saros, który trwa 18 lat 11 dni 7 godzin i 43 minuty (lub 18 lat 10 dni 7 godzin i 43 minuty, w wypadku, gdy w ciągu tego okresu osiemnastoletniego wystąpi 5 lat przestępnych). Dwa następujące, po okresie Saros, zaćmienia Słońca są bardzo podobne do siebie. Następują przy tym samym węźle księżycowym, z Księżycem znajdującym się w podobnej odległości od Ziemi, w tej samej porze roku. Jak wiadomo cykl Saros nie jest całkowitą wielokrotnością pełnych dni. Zatem poszczególne następujące po okresie Saros zaćmienia słoneczne są obserwowane z Ziemi z obszarów geograficznych przesuniętych względem poprzedniego zaćmienia o około 120° (8 godzin – 1/3 obrotu globu ziemskiego wokół własnej osi). Dopiero po 54 latach i 34 dniach zaćmienie wystąpi w przybliżeniu w podobnym obszarze geograficznym. Taki potrójny okres Saros nazywany jest Exeligmos [3].

Źródło: Fred Espenak and Jean Meeus, Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE)-Revised, NASA/TP – 2009-214174.

Położenie węzła księżycowego podczas następujących po sobie zaćmień Słońca, po okresie Saros, przesuwa się o około 0,48° (a dokładniej 28′) na wschód. Kiedy rozpoczyna się cykl zaćmień, pierwsze zaćmienie z danej serii cyklu charakteryzuje się małą fazą i zachodzi przy najskrajniejszym położeniu Słońca od węzła księżycowego. Drugie zaćmienie w cyklu Saros będzie charakteryzowało się fazą nieco większą, a to za sprawą, że Słońce będzie bliżej węzła księżycowego o 28′ (Słońce przemieści względem poprzedniego położenia o 28′ na zachód). Przy trzecim zaćmieniu w cyklu Saros, Słońce znów będzie bliżej węzła o kolejne 28′ i tym samym faza zaćmienia ponownie wzrośnie. Sytuacja będzie się powtarzała, aż w końcu faza zaćmienia osiągnie maksimum. Dalsze przesuwanie się Słońca względem węzła orbity księżycowej (Słońce będzie oddalało się od węzła) będzie skutkowało zmniejszaniem się fazy zaćmienia, aż przy ostatnim zaćmieniu z serii, faza zaćmienia będzie minimalna. Położenie geograficzne miejsca zajścia zaćmienia w następujących po sobie zaćmieniach w serii danego cyklu zmienia się. Zaćmienie rozpoczynające cykl Saros zaczyna się zaćmieniem w pobliżu jednego z biegunów. Pas zaćmienia każdego kolejnego zaćmienia z cyklu powoli przesuwa się w kierunku równika i jednocześnie zwiększa się faza zaćmienia. Po zajściu pewnej liczby zaćmień z cyklu, Słońce znajduje się bardzo blisko węzła księżycowego, zaćmienie widoczne jest w pobliżu równika, jest to zaćmienie całkowite. Czas trwania takiego zaćmienia jest najdłuższy. Każde kolejne zaćmienie Słońca z cyklu oddala się od równika, a pas zaćmienia przesuwa się na drugą półkulę Ziemi. Ostatnie zaćmienie z cyklu charakteryzujące się najmniejszą fazą, zachodzi przy biegunie na przeciwległej półkuli [4].

Poszczególne cykle zawierające serie zaćmień są numerowane. Uwzględniając warunek przy których może wystąpić zaćmienie można wyznaczyć liczbę zaćmień Słońca jaka może wystąpić w danym cyklu. Ze względu eliptyczność orbit Ziemi i Księżyca w danym cyklu Saros może nastąpić od 69 do 87 zaćmień, a więc seria zaćmień w danym cyklu Saros może trwać od 1226 do 1551 lat [2].

Źródło: Fred Espenak and Jean Meeus, Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE)-Revised, NASA/TP – 2009-214174.

Obecne zaćmienie hybrydowe, które nastąpi 20 kwietnia 2023 roku jest 50 (z 80) zaćmieniem w cyklu Saros 129. Cykl Saros oznaczony liczbą 129 rozpoczął się 3 października 1103 roku, a zakończy się 21 lutego 2528 roku. Łączna liczba zaćmień wyniesie 80. W trakcie tego cyklu początkowo wystąpi 20 zaćmień typu częściowego, następnie zajdzie 41 zaćmień nie częściowych (w tym 9 zaćmień całkowitych, 29 zaćmień obrączkowych oraz 3 zaćmienia hybrydowe w kombinacji obrączkowe-całkowite). W końcowej fazie cyklu zajdzie 19 zaćmień częściowych [5].

Podczas obserwacji zaćmienia występują różne specyficzne efekty: widać bardzo prędko poruszający się cień Księżyca, co daje pojęcie o prędkości orbitalnej Srebrnego Globu wokół Ziemi (rzędu km/s). Świat zwierzęcy reaguje panicznie, gdyż nawet chwilowa, kilkuminutowa ciemność jest niezgodna z ich zegarem biologicznym (rytmem nocy i dnia). Gwałtownie (nawet o 10 stopni Celsjusza) spada temperatura, co obserwujemy stopniowo podczas zaćmienia częściowego. Na nieboskłonie pojawiają się jaśniejsze gwiazdy oraz planety, które – jak np. Merkury – nie są łatwo uchwytne poza okresem zaćmienia (który z racji faktu, że jest planetą dolną, nie oddala się od Słońca bardziej niż na dwadzieścia kilka stopni – więc zwykle tonie w jego blasku). Każde zaćmienie całkowite dzieli się na kilka faz. Pierwszą jest I kontakt – chwila zetknięcia tarczy Księżyca z zachodnim brzegiem tarczy Słonecznej. Od tej chwili rozpoczyna się częściowe zaćmienie Słońca. Wraz z upływem czasu coraz większa powierzchnia tarczy słonecznej jest zakrywana przez powierzchnię Księżyca. W fazie końcowej widać jedynie wąski sierp światła słonecznego. II kontakt – chwila, kiedy tarcza Księżyca styka się wewnętrznie z zachodnim brzegiem tarczy słonecznej. Rozpoczyna się całkowite lub obrączkowe zaćmienie. III kontakt – gdy tarcza Księżyca styka się wewnętrznie ze wschodnim brzegiem tarczy słonecznej- rozpoczyna się faza zaćmienia częściowego. Tarcza Księżyca odsłania coraz to większą powierzchnię tarczy słonecznej. Początkowo widać jedynie cienki sierp, który powiększa się z upływem czasu. IV kontakt – tarcza się Księżyca styka się zewnętrznie ze wschodnim brzegiem tarczy słonecznej – koniec zaćmienia [4].

Źródło: P. G. Kuligowski, Poradnik Miłośnika Astronomii, PWN, 1976

Podczas zaćmienia obrączkowego również obserwuje się cztery kontakty. Przy zaćmieniu częściowym występują tylko dwa kontakty, pierwszy i ostatni [6].

Warto pamiętać, że o ile zaćmienie Księżyca widać (w przypadku dobrej pogody) z całej półkuli, to zaćmienie Słońca charakteryzuje się wąskim pasem całkowitości i dużo szerszym obszarem zaćmienia częściowego. Których zaćmień (Słońca czy Księżyca) jest więcej? Okazuje się, że Słońca! Wydaje się to dziwne (bo przecież każdy widział zaćmienie Księżyca a niekoniecznie tak jest z zaćmieniem Słońca). Jednak za ten efekt selekcji odpowiada właśnie wielkość obszaru na Ziemi, z którego zaćmienie jest obserwowane. Wyniki obliczeń częstotliwości występowania zaćmienia w zależności od szerokości geograficznej oraz odstęp czasu jaki upływa między zaćmienia zestawiono w tabeli.

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc. 1997.

Z przeprowadzonych obliczeń wynika, że w obszarze znajdującym się na półkuli południowej pasie szerokości 30°S-80°S liczba zaćmień całkowitych jest mniejsza w porównaniu z półkulą północną. Natomiast zaćmienia obrączkowe częściej się pojawiają w pasie 30°S-80°S niż na obszarze znajdującym się w pobliżu równika. Wpływ efektu szerokości geograficznej na zaćmienie Słońca jest następujący. Na równiku częściej występuje zaćmienie całkowite niż zaćmienie obrączkowe. Spowodowane jest to tym, że obszary równika znajdują się bliżej Księżyca zatem stożek cienia księżycowego znacznie częściej przecina powierzchnię Ziemi [1].

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc. 1997.

Z przeprowadzonych obliczeń, obejmujących okres od 1601-2800 rok wynika, że w okresie zimowym, grudzień-luty, występuje największa liczba zaćmień obrączkowych. Jak wiadomo, w czasach nam współczesnych, peryhelium orbity przypada na 3 stycznia (dla epoki 2000). W wyniku perturbacji linia apsyd się przemieszcza i już w 2800 roku Ziemi będzie osiągała peryhelium około 17 stycznia. W tym okresie rozmiary kątowe Słońca są największe co skutkuje zwiększoną ilością zaćmień typu obrączkowego. W okresie od maja do sierpnia występuje więcej zaćmień typu całkowitego niż zaćmień obrączkowych. Spowodowane jest to tym, że Ziemia znajduje się w okolicach aphelium, które współcześnie jest osiągane przez planetę około 5 lipca (dla epoki 2000), a w 2800 roku Ziemia znajdować się będzie najdalej około 17 lipca. W tym okresie rozmiary kątowe tarczy księżycowej są mniejsze [7].

Źródło: Jean Meeus, More Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc. 2002.

Zaćmienie Słońca w przyszłości

Zarówno Ziemia jak i Księżyc poruszają się po orbitach, które są perturbowane wskutek oddziaływania innych ciał niebieskich. W wyniku perturbacji elementy ich orbit się zmieniają. Mimośród orbity Zmienia się. Z symulacji obejmującej 2 miliony lat zauważyć można, że wartości ekstremalne (maksimum-minimum) jakie osiąga mimośród orbity nie są stałe. W chwili obecnej mimośród orbity ziemskiej maleje. Minimum zostanie osiągnięte około29500 roku mimośród osiągnie wartość 0,0023. Kolejne ekstremalne minimum mimośrodu spodziewane jest na 465000 rok, kiedy to mimośród osiągnie wartość 0,0006. Maksymalne wartości mimośrodu nie przekraczają 0,06. Okres (maksimum-minimum-maksimum lub minimum-maksimum-minimum) zmian mimośrodu wynosi 100000 lat. Wraz ze zmianą mimośrodu orbity będą zmieniały się rozmiary kątowe obserwowanej na niebie tarczy słonecznej [7].

Źródło: Jean Meeus, More Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc. 2002.

Mimośród orbity księżycowej również się zmienia. Ruch Księżyca jest głównie zaburzany przez Słońce. Jak wiadomo mimośród orbity Księżycowe również się zmienia od 0,0225 do 0,0775 [2].

Źródło: Fred Espenak and Jean Meeus, Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE)-revised, NASA/TP – 2009-214174.

To natomiast wpływa na rozmiary kątowe tarczy księżycowej obserwowanej z Ziemi. Zjawisko pływów jest wszystkim doskonale znane. Pływy wymuszają przemieszczanie się mas wodnych. Odbywa się kosztem energii kinetycznej układu Ziemia-Księżyc. Efekty tarciowe powodują zamianę energii kinetycznej układu na ciepło co w efekcie powoduje oddalanie się Księżyca od Ziemi. Średnie tempo zwiększania się średniej odległości Księżyca od Ziemi wynosi około 3,8 cm na rok. Drugim skutkiem występowania tego efektu, jest to, że Księżyc zwrócony jest zawsze tą samą stroną w kierunku Ziemi [8]. W wyniku oddalania się Księżyca od Ziemi zmniejszać się będą rozmiary kątowe obserwowanej tarczy księżycowej. Jak wskazują obliczenia, gdybyśmy założyli, że orbita Ziemi będzie kołowa, za około 620 mln lat rozmiary kątowe Księżyca staną się nieco mniejsze niż rozmiary kątowe tarczy słonecznej. Po tym czasie z powierzchni Ziemi nie będzie można obserwować zaćmień całkowitych. Jeśli uwzględni się rzeczywistą orbitę ziemską, natura nam wydłuży czas, podczas którego będzie można obserwować całkowite zaćmienie Słońca pod warunkiem, że będą spełnione odpowiednie warunki. Księżyc powinien znajdować się w pobliżu ekstremalnego perygeum orbity i znajdować się blisko zenitu. Wraz z upływem czasu, pomimo spełnienia tych warunków, częstotliwość występowania zaćmień całkowitych będzie malała a wzrastać będzie liczba zaćmień obrączkowych. Jak wskazują symulacje numeryczne oparte na współczesnej teorii ruchu Księżyca, taki stan będzie się utrzymywał do 1,2 mld lat [7]. Po upływie tego okresu z powierzchni Ziemi nie będzie można już obserwować całkowitego zaćmienia Słońca. Ziemskim obserwatorom pozostanie jedynie możliwość obserwacji zaćmień typu częściowego oraz obrączkowego.

Wskazówki dla osób, które wybiorą się na obserwacje zaćmienia

Samo zaćmienie obserwować należy przez jakiś filtr. Gołym okiem Słońce widzimy jako zbyt jasne, co dopiero przez lornetę czy teleskop. Potrzeba najlepiej folii Baadera (zwanej też mylarową, dostępnej w sklepach optycznych), umieszczonej przed okiem lub obiektywem. Jeśli jej nie mamy, może być szybka z maski spawalniczej, płyta CD bądź kawałek dyskietki starego typu. Zwykle przed zaćmieniami za grosze można kupić też specjalne okulary. Nigdy nie wolno patrzeć bezpośrednio przez teleskop na Słońce! Grozi to trwałym uszkodzeniem siatkówki oka. Zdjęcia wykonywane podczas zaćmień bywają świetną pamiątką z wyprawy, inspiracje można znaleźć w każdym kolorowym piśmie astronomicznym („Urania”, „Sky & Telescope”, „Astronomy”, „Vademecum miłośnika astronomii” lub inne lokalne czasopisma).

Podobnie jak w przypadku innych zjawisk astronomicznych, dobrze jest uprzednio wyświetlić sobie przebieg zjawiska w programie komputerowym lub aplikacji na telefon. Będziemy wiedzieć, jak wysoko będzie zaćmiewane Słońce i którą część horyzontu powinniśmy zabezpieczyć najlepiej (słowem, osadzić zjawisko we współrzędnych horyzontalnych). Potem trzeba tylko kupić bilet na samolot lub wycieczkę i czekać na dobrą pogodę (i towarzystwo) do obserwacji.

Przebieg zjawiska na świecie

Przebieg zaćmienia hybrydowego. Źródło: Almanach astronomiczny 2023, PTA, 2022.

Źródło: Almanach astronomiczny 2022, PTA, 2021.

Literatura

1. Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willman-Bell, Inc, 1997.
2. Fred Espenak and Jean Meeus, Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE)-revised, NASA/TP – 2009-214174.
3. Zbigniew Dworak, Z astronomią za pan brat, 1989. Iskry, Warszawa.
4. Eugeniusz Rybka, Astronomia ogólna, PWN, wydanie VII, 1983.
5. Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels III, 2004, Willmann-Bell, Inc.
6. P. G. Kuligowski, Poradnik Miłośnika Astronomii, PWN, 1976
7. Jean Meeus, More Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc. 2002
8. Hannau Karttunen, Pekka Kroger, Heikki OJa, Markku Poutanwen, Karl Johan Donner, Astronomia ogólna, PWN, 2020
9. Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels IV, Willman-Bell, Inc, 2007.

---

Udostępnij