ZAĆMIENIA SŁOŃCA
Do najbardziej widowiskowych zjawisk astronomicznych zachodzących na sferze niebieskiej należą zaćmienia i zjawiska zakryć gwiazd przez tarczę Księżyca.
Zjawiska te są jedynymi, które w sposób bezpośredni i bez użycia nadzwyczajnych przyrządów astronomicznych mogą być obserwowane przez dużą liczbę obserwatorów. W przypadku zaćmień Słońca należy uzbroić się jednak w odpowiednio ciemny filtr – „zagłuszy” on oślepiający blask Słońca.
Położenie Księżyca względem Słońca od dawien dawna było przedmiotem badań. Zaćmienia Słońca jak i też Księżyca stanowiły poważne argumenty religijne, które w dalekiej przeszłości w sposób stanowczy wykorzystywano wobec “ciemnym ludzkim masom”. Tak właśnie było w starożytnym Egipcie, gdzie kapłani zaćmieniami Słońca straszyli swój lud wpierając im, że Słonce pożerane jest przez potężnego smoka. Natomiast w średniowieczu “ciemnym masom plebsu” księża w ten przekonujący sposób wmawiali gniew samego Boga.
Współczesna astronomia stoi jednak na wysokim poziomie i tłumaczy w prosty sposób warunki występowania zaćmień Słońca i Księżyca. Religia i wierzenia nie odgrywają już w tym przypadku żadnej istotnej roli. Na Ziemi możemy jeszcze napotkać niewielkie osady plemion mieszkających z dala od cywilizacji, w których zaćmienia wywołują trwogę i przerażenie do dziś. Księżyc obiegając Ziemię po swojej orbicie w pewnym czasie i przestrzeni przechodzi przez punkt, w którym płaszczyzna jego orbity jak i płaszczyzna orbity ziemskiej dokładnie się pokrywają. Podczas takiego zbiegu okoliczności występuje zaćmienie Słońca – Księżyc znajduje się wtedy w fazie nowiu. Wtedy Księżyc i Ziemia zajmują swoje położenie na jednej linii względem Słońca. Księżyc jako ciało nieprzezroczyste i kuliste rzuca cień na powierzchnię Ziemi, który to cień ma kształt stożka. Od strony Księżyca tworzy się cień pasa centralnego zaćmienia, a od strony Słońca cień zewnętrzny zwany półcieniem.
Maksymalna długość stożka rzuconego przez cień Księżyca nie przekracza 380 tyś km. Podczas zaćmień Słońca odległość Ziemia – Księżyc może się zmieniać od 357 tyś km do 407 tyś km. Odległości te mają znaczący wpływ na długość trwania zjawiska zaćmienia Słońca i na jego rodzaj. W dogodnych warunkach szerokość pasa całkowitego zaćmienia Słońca wynosi 270 km i wówczas zjawisko trwa maksymalnie nawet ponad 7 minut.
Zdarza się też, że stożek cienia Księżyca kończy się przed powierzchnią Ziemi. Odległość układu Ziemia-Księżyc jest wiec większa od długości cienia Księżyca. W tym przypadku pozorna średnica Księżyca jest mniejsza od tarczy słonecznej. Wszyscy obserwatorzy znajdującym się w pasie centralnym zaobserwują pierścieniowe (obrączkowe) zaćmienie Słońca. Poza pasem centralnym dochodzi jedynie do zaćmień częściowych. Głębokość tych zaćmień tzn. procent zakrywanej tarczy słonecznej przez Księżyc, zależy od tego jak daleko dany obserwator znajduje się od pasa zaćmienia całkowitego . Powierzchnia Słońca, która jest zakrywana przez tarczę Księżyca, nie jest jednoznaczna z maksymalną fazą zaćmienia. Podczas maksymalnej fazy zaćmienia Słońca wynoszącej 50% zakrywana powierzchnia wynosi jedynie 44%. Obserwator znajdujący w odległości większej niż 3500 km od pasa zaćmienia całkowitego, nie zobaczy już nawet zaćmienia częściowego.
Czas trwania zaćmienia Słońca zależy od prędkości ruchu Księżyca. Nasz naturalny satelita porusza się po swojej orbicie wokół Ziemi ze średnia prędkością 1 km/s. Natomiast obserwator na powierzchni Ziemi, wskutek ruchu obrotowego, najszybciej przemieszcza się na równiku – to wartość bliska 500 m/sek. W obszarach równikowych względne przemieszczanie się cienia Księżyca wobec powierzchni Ziemi jest więc najwolniejsze. Wszystkie te uwarunkowania powodują , że całkowite zaćmienie Słońca może trwać nie dłużej jak 7 minut i 31 sekund, zaś obrączkowe 12 minut i 3o sekund.
W XX wieku najdłuższe całkowite zaćmienie Słońca trwało 7 minut i 8 sekund i nastąpiło to w dniu 30-06-1973 roku, najdłuższe pierścieniowe miało miejsce w dniu 11-07-1991 roku i trwało 6 minut 58 sek. Natomiast w XXI wieku najdłuższe zaćmienia mamy już poza sobą. W dniu 22 lipca 2009 r wystąpiło takie na terenie zachodniej Azji i Pacyfiku. Jego długość nie przekroczyła 7 minut, dokładnie 6minut i 43 sekundy. Obrączkowe zaćmienie Słońca wystąpiło w dniu 15-01-2010 roku na Oceanie Indyjskim i trwało 11 minut i 8 sekund . Jeżeli chodzi o Polskę to w XXI wieku pasy całkowitych zaćmień Słońca omijają nasz kraj, chociaż na kontynent europejski zawitają kilkukrotnie. W dniu 11-06-2048 roku pas obrączkowego zaćmienia Słońca będzie przebiegał 200 km od płn.-wsch. granic Polski. W moim mieście (Bełchatów) maksymalna faza wyniesie podczas tego zaćmienia wyniesie 0,82.
Jedno z najbliższych całkowitych zaćmień Słońca, którego pas centralny będzie przebiegał blisko granic Polski nastąpi w dniu 01-09-2081 roku. Położenie pasa tego zaćmienia będzie przebiegać analogicznie jak w przypadku pasa zaćmienia całkowitego z dnia 11-08-1999 roku. Było to ostatnie całkowite zaćmienie Słońca w XX wieku. Pas całkowitego zaćmienia Słońca w dniu 01-09-2081 roku o szerokości prawie 140 km będzie przechodził ponownie m/n przez Austrię i Węgry. Faza maksymalna zaćmienia Słońca w Bełchatowie wyniesie 0,84. W końcu w dniu 13-07-2075 roku oraz w dniu 23-07-2093 roku w naszym kraju będziemy mogli obserwować zaćmienia obrączkowe. Dopiero za 360 lat mieszkańcy mojego miasta będą świadkami wystąpienia całkowitego zaćmienia Słońca, a dokładnie w dniu 23-07-2381 roku. Wcześniej bowiem, w dniu 14-04-2200 roku zaledwie 30 km od mojego miasta, będzie przebiegał pas całkowitego zaćmienia Słońca. Te zjawisko wydarzy się przy zachodzie Słońca. Bardzo efektownie będzie musiał wyglądać wtedy zachód Słońca. W momencie kiedy dolny brzeg tarczy słonecznej dotknie linię horyzontu jego faza wynosie 0,99. Wówczas zaobserwujemy cienki sierp naszej dziennej gwiazdy. Wąski pas zaćmienia w tym dniu w Polsce centralnej przejdzie przez miasta Pabianice i Piotrków Trybunalski. Zaćmienie całkowite będzie trwało naprawdę krótko – tylko 18 sekund.
Obserwacja zaćmień Słońca nie tylko polega na wykonaniu artystycznych zdjęć i umieszczenia ich w swoim archiwum. Mogą tego dokonywać miłośnicy fotografii przyrodniczej, jednak prawdziwy miłośnicy astronomii powinni wykonywać przy tej okazji obserwacje naukowe. Oczywiście dużo już wiemy o zaćmieniach, ale każda obserwacja takiego zjawiska może do nauki wnieść coś nowego. W przypadku głębokich zaćmień częściowych, tych powyżej maksymalnej fazy 0,60-0,65, można stosując specjalną metodę wyznaczyć momenty czasowe styku tarczy Księżyca z tarczą Słońca.
Rysunki autora z tekstu wykorzystane z BIULETYNU ZAĆMIEŃ – SPECJALNEGO NUMERU SOS PTMA, wyd. 2015 rok,
Obecne obserwacje zaćmień Słońca wykonywane przez miłośników astronomii są już na tym samym poziomie co obserwacje profesjonalne prowadzone w obserwatoriach astronomicznych. Dostęp do amatorskiego sprzętu otwiera dla miłośników astronomii szeroką gamę prowadzenia obserwacji pod kątem naukowym. Obserwacje całkowitych zaćmień Słońca dają nam możliwość badania nie tylko korony słonecznej ale również bliskiego otoczenia naszej dziennej gwiazdy. Wiadomo, że wykonywanie takich obserwacji dają miłośnikom astronomii tylko całkowite zaćmienia Słońca. Niektóre z profesjonalnych obserwatoriów astronomicznych wyposażone są więc w specjalne koronografy. Nie trzeba wówczas czekać na całkowite zaćmienie Słońca, urządzenie “generuje” swoje zaćmienie w dowolnym momencie czasu. Koronografy przyniosły nieocenioną pomoc w obserwacji zaćmień i dostarczyły cennych naukowych.
Całkowite zaćmienie Słońca dla danego obserwatora, który znajduje się stale w tym samym miejscu na powierzchni Ziemi, jest zjawiskiem dość rzadkim. W takim wypadku przerwa pomiędzy tymi tak przepięknymi zjawiskami może występować od kilku do nawet kilkuset lat. W moim mieście taka przerwa wynosi prawie 600 lat! Całkowite zaćmienie Słońca może trwać maksymalnie ponad 7 minut, ale praktycznie trwa ono znacznie krócej. Takie astronomiczne zjawiska należą dla danego miejsca do rzadkości. Z tego powodu organizowane są ekspedycje naukowe w różne rejony naszej planety, w takie w których można obserwować całkowite zaćmienie. Żeby uniknąć kosztownych podróży, pomyślano nad konstrukcją urządzenia, które generowałby sztuczne zaćmienie. W 1931 roku takie urządzenie zbudowano. Konstrukcji podjął się Bernard Lyot. Był to koronograf, który “wytwarzał” sztuczne całkowite zaćmienie Słońca. Kiedy Lyot zbudował urządzenie i pokazał zasadę jego działania, astronomowie byli w prawdziwym pozytywnym „szoku”. Jednak doszli do wniosku, chyląc czoło narzędziu, że nic nie zastąpi naturalnego całkowitego zaćmienia i bezpośredniej jego obserwacji.
Na całkowite zaćmienia trzeba organizować skomplikowaną ekspedycję nie mając żadnych pewności pogodowych. Koronograf w tej sytuacji okazuje się niezastąpionym urządzeniem, można przez niego obserwować cienką warstwę chromosfery Słońca oraz w jaki sposób się ona zachowuje. Konstruktor-budowniczy jakim był Lyot rozwiązał w swoim koronografie wszystkie problemy techniczne z nim związane. Przede wszystkim uporał się z rozproszeniem światła – wyeliminował je po przez tzw. monochromator. Pierwsze testowanie koronografu miało miejsce w obszarach wysokogórskich – testowanie urządzenia odbywało się na poziomie 2800 m n. p. m. bez zakładania dodatkowych filtrów. Lyot próbował obserwować zjawiska protuberancji w naturalnych kolorach bez używania dodatkowych filtrów. Z kolei wykonując obserwacje w terenach nizinnych używał specjalnego filtru przepuszczającego światło o długości 100 A. Stosując monochromator, przepuszczał fale elektromagnetyczne o długości 10 A. Wówczas obraz samych protuberancji był jaśniejszy. Regulując długość fali o przepuszczalności 0,5 A – 1,0 A można było już obserwować ciemne włókna na tle powierzchni Słońca. Na początku lat trzydziestych XX wieku koronografów było mało, rzadko kto podejmował się prób ich budowy. W 1938 roku, czyli siedem lat po budowie pierwszego urządzenia, Lyot przedstawia swoje wyniki obserwacji. Zachęca do budowy takich urządzeń i mówi jakie nieocenione korzyści to urządzenie może przynieść w obserwacjach Słońca. Zwraca się do Waldmeiera aby budował na szeroką skalę koronografy i kierował je prosto do licznej rzeszy miłośników astronomii, którzy wyrażą chęć wykonywania obserwacji Słońca. Początkowo podchodzono bardzo sceptycznie do tego urządzenia, ale w 1950 roku bardzo dobrą opinię o nim wyraża szwedzki astrofizyk Ohman. Mniej więcej w tym samym czasie pojawia się dobra opinia innych astronomów zawodowych. Na początku lat 50-tych XX wieku koronografem uzyskano wręcz doskonałej jakości zdjęcia protuberancji. Otrzymane dobrej jakości obrazy nadały dalszy prawidłowy kierunek do wprowadzenia ulepszeń urządzenia. Pod koniec lat 50-tych XX wieku przez zastosowanie w koronografie dobrej jakości obiektywów, astronomowie uzyskali zieloną linę w koronie słonecznej. W obiektywach zastosowano ochronę przeciwodblaskową. Koronograf wszedł na stałe do służby obserwacji Słońca. Polska również posiada takie urządzenie i jest ono własnością Uniwersytetu Wrocławskiego. Znajduje się ono w obserwatorium słonecznym w Białkowie.
Fragment koronografu Uniwersytetu Wrocławskiego znajdujący się w obserwatorium słonecznym w Białkowie.
Powróćmy jednak do znaczeń naukowych zaćmień Słońca. Całkowite zaćmienia Słońca posiadają pod względem ogromne znaczenie. Kiedy nie występują całkowite zaćmienia nie ma możliwości wykonywania obserwacji i badania bliskiego sąsiedztwa naszej dziennej gwiazdy. Całkowite zaćmienia Słońca przedstawiają naukowcom rozkład samej korony, zewnętrznej warstwy jego atmosfery. Jej ukształtowanie zależy od aktualnej aktywności słonecznej. Niekiedy korona posiada kształt podłużny i jest “wybrzuszona” w strefach równikowych Słońca. Bywają lata, w których korona przyjmuje kształt bardziej kulisty, symetryczny. Przy całkowitych zaćmieniach Słońca możemy, oprócz obserwacji samej korony, badać rozkład blasku i gęstość świata zodiakalnego.
Innym ważnym aspektem wynikających z obserwacji zaćmień Słońca jest dokonywania dokładnych pomiarów momentów kontaktu tarczy Księżyca z tarczą Słońca – wiąże się to z udoskonalaniem teorii ruchu Księżyca. Tutaj już pojawia się aspekt geodezyjny, ponieważ po wyznaczeniu dokładnych momentów kontaktu tarczy Słońca z tarczą Księżyca, geodeci są w stanie określić wielkość ruchu płyt kontynentalnych. Wykorzystanie koronografu Lyota ma ogromne znaczenie przede wszystkim w obserwacjach korony słonecznej. Za jego pomocą możemy uzyskać wiedzę na temat widma błyskowego – tu przydatne są tzw. siatki dyfrakcyjne. Koronograf to znakomite urządzenie ale realna obserwacja całkowitych zaćmień Słońca to gama znakomitych nowych odkryć naukowych . Przede wszystkim mam tu na myśli odkrycie helu na Słońcu – znacznie wcześniej niż ten pierwiastek odkryto na Ziemi.
Podczas całkowitego zaćmienia Słońca jakie miało miejsce w 1836 roku, miłośnik astronomii Francis Baily zaobserwował nierówności na brzegu ciemnej tarczy Księżyca. Zjawisko związane z przepuszczaniem światła słonecznego przez nierówności brzegu tarczy Księżyca nazwano potem „perłami” Baily’ego. Są one doskonale widoczne przez kilkanaście sekund tuż przed początkiem i tuż przed końcem fazy całkowitej zaćmienia Słońca. W tym czasie widać jak nierówność brzegu tarczy Księżyca rozpada się na dziesiątki świetlistych „perełek”. Na podstawie obserwacji całkowitych zaćmień Słońca w 1860 roku stwierdzono, że chromosfera to nie żadne optyczne atmosferyczne złudzenie jak dotychczas przypuszczano. Adiunkt z Warszawskiego Obserwatorium, Adam Prażmowski, dokonał niesamowitego odkrycia potwierdzając, że światło korony słonecznej jest mocno spolaryzowane. Natomiast podczas zaćmienia całkowitego z grudnia 1870 roku astronom Young z Princeton zaobserwował po raz pierwszy widmo błyskowe. Doskonale jest ono widoczne w terenach górzystych w dobrych warunkach przezroczystości powietrza. Widmo błyskowe widoczne jest poza tarczą Księżyca gdy znikają ostatnie świetliste punkty pereł Baily’ego. W widmie błyskowym na ciemnym tle występują jasne linie. Pochodzą one od gorących gazów wewnętrznej warstwy atmosfery Słońca – chromosfery.
Ogromne znacznie podczas obserwacji całkowitych zaćmień Słońca ma wspomniana już wcześniej konfiguracja samej korony słonecznej. Całkowite zaćmienie Słońce ujawnia pewną zależność kształtu korony słonecznej od aktualnej aktywności słonecznej. W czasie minimum aktywności korona słoneczna przyjmuje kształt rozciągły w płaszczyźnie równikowej Słońca. W momentach podwyższonej aktywności korona przyjmuje bardziej promienisty, okrągły kształt. Wszystko to jest związane z układem rozłożenia i zmiennością sił linii pola magnetycznego. Całkowite zaćmienie Słońca to też doskonały moment obserwacji planet wewnętrznych. Wiadomo, że mamy tylko dwie takie planety – Merkurego i Wenus. Jednak astronomowie chcieli odnaleźć jeszcze bardziej wewnętrzną planetę, leżącą bliżej Słońca niż Merkury. Podczas zjawisk całkowitych zaćmień astronomowie z działu mechaniki nieba ustalili przemieszczenie się punktu peryhelium orbity Merkurego. Potwierdziło to zasadę ogólnej teorii względności wcześniej stworzoną przez znakomitego wielkiego fizyka teoretyka Alberta Einsteina.
Dzięki całkowitym zaćmieniom Słońca potwierdzono również zagięcie promieni światła docierających z odległych gwiazd, które następuje w pobliżu ośrodków masywnych, takich jak nasze Słońce. Zjawisko to również zakłada ogólna teoria względności i w dniu 29 maja 1919 roku astronomowie potwierdzili odchylenie promieni docierających do Ziemi od dalekiej gwiazdy. Zaobserwowane odchyłki położenia tej gwiazdy w pobliżu Słońca wyniosły 1,7’’. Zjawisko te potwierdziły obserwacje późniejszych zaćmień całkowitych. Badania nad zaćmieniami sprzed 1000-1500 lat pozwoliły naukowcom wydać opinię co do teorii ruchu Księżyca. Zauważono, że w tych latach występowało wiekowe przyspieszenie przemieszczania się Księżyca po sferze niebieskiej.
Najsłynniejsze polskie zaćmienie Słońca obserwowano w dniu 29 czerwca 1927 roku. Profesor Tadeusz Banachiewicz zastosował po raz pierwszy chronokinematograf, który sam skonstruował. Urządzenie to było nieocenione, przyczyniło się do wyznaczania dokładnych momentów kontaktu tarczy Słońca z tarczą Księżyca. Chronokinematograf Banachiewicza był fuzją chronometru z kinematografem. Wykonane przez niego zdjęcia zaćmień były później wywoływane a momenty kontaktów odtworzone z dokładnością do 0,01 sekundy. Wyznaczono nie tylko momenty kontaktów tarcz Słońca i Księżyca, ale również momenty pojawienia się pereł Baily’ego. To z kolei pozwoliło wyznaczyć wysokość „szczytów” górskich na Księżycu.
Częściowe zaćmienia Słońca w dniu 20 marca 2015 roku, wyznaczenie momentu pierwszego i ostatniego kontaktu z tarczą Księżyca.
Zaćmienia Słońca to nie tylko ładne fotografie zjawiska. Jeżeli podchodzimy do nich w sposób profesjonalny, spełniając szereg warunków, wówczas możemy w pewnym sensie mówić o sukcesie naukowym. Wykonując w czasie częściowego zaćmienia szereg zdjęć i stosując dokładną służbę czasu, możemy dość dokładnie wyznaczyć moment kontaktu tarczy Słońca z tarczą Księżyca. Następnie mierząc cięciwy utworzymy równanie wielomianu zawierające czas wykonanego zdjęcia i długość odpowiadającej mu cięciwy. Wynik jest zależny od osi czasu – kiedy długość cięciwy będzie z analizy wynosiła zero, wówczas odczytamy dokładny moment kontaktu obu tarcz. Taka analiza pozwoli nam porównać wyniki teoretycznych obliczeń momentów początku i końca zaćmienia Słońca z rzeczywistością. Stosując tą metodę dowiemy się o realnej poprawce do czasu efemerydalnego. Jest to zagadnienie ważnie, ponieważ poprzez takie badanie udoskonalamy teorię ruchu Księżyca.
Również obserwacja całkowitych zaćmień Księżyca przynoszą naukowe efekty. Momenty kontaktów wybranych formacji (przeważnie dużych kraterów) na powierzchni Księżyca udoskonalają nam pogląd o położeniu w przestrzeni jego cienia. Jest to też doskonałe zjawisko do badania stopnia zanieczyszczenia ziemskiej atmosfery – zaćmienie Księżyca nieraz wydaje nam się jaśniejsze, innym razem ciemniejsze.
ZAKRYCIA GWIAZD PRZEZ KSIĘŻYC.
Jednak zjawiska zakryciowe to nie tylko zaćmienia Słońca i Księżyca. Do nich zaliczane są również zakrycia gwiazd przez tarczę naszego naturalnego satelity. Przy zakryciach gwiazd mamy do czynienia z przypadkiem, gdy Księżyc podczas swojej wędrówki po sferze niebieskiej zakrywa a potem odsłania gwiazdy. Ciekawym rodzajem zakryć są zakrycia planet i ich księżyców. Maksymalna długość trwania zakrycia gwiazdy przez Księżyc wynosi około jednej godziny. Długość zjawiska centralnego jest uzależniona od pozornej średnicy Księżyca i kątowej prędkości jego przemieszczenia się po sferze niebieskiej.
Najbardziej znaczące pod względem naukowym są brzegowe zakrycia gwiazd. Taka obserwacja musi posiadać charakter zespołowy i być dobrze zorganizowana. Przed zjawiskiem na mapach przedstawia się efemerydalną granicę jego widoczności. Obserwatorzy lokalizują swoje stanowiska wzdłuż linii prostopadłej do granicy zakrycia brzegowego. Wyposażeni w odpowiednie urządzenia obserwacyjne i dokładną służbę czasu rejestrują szereg zakryć i odkryć gwiazdy za nierównościami na brzegu tarczy Księżyca. Część obserwatorów może być ustawiona na zewnątrz granicy – zaobserwują jedynie bardzo bliską koniunkcję gwiazdy. Obserwatorzy znajdujący się daleko (kilkadziesiąt km) wewnątrz granicy zaobserwują jedynie zakrycie i odkrycie gwiazdy, rejestrując dwa kontakty. Podczas zakrycia brzegowego, na obszarze kilku kilometrów, niektórzy obserwatorzy mogą odnotować kilkanaście kontaktów gwiazdy z nierównościami brzegu tarczy Księżyca, inni obserwatorzy jedynie zaledwie kilka. Takie rejestrowanie momentów kontaktu gwiazdy pozwoli odwzorować nierówności brzegu tarczy Księżyca i wykreślić tzw. “profil”. Na podstawie wykonanych obserwacji zakryć brzegowych powstał atlas Watts’a zawierający wspominane nierówności profilu brzegu jego tarczy.
Każda obserwacja zakrycia gwiazdy przez Księżyc polega na rejestrowaniu dokładnego momentu zniknięcia gwiazdy za wschodnim brzegiem tarczy Księżyca i odsłonięcia za jej zachodnim brzegiem. Zjawiska te są szczególnie efektowne kiedy odbywają się w czasie widoczności tzw. “światła popielatego” Księżyca. Ziemia, podobnie jak Słońce, oświetla naszego naturalnego satelitę. Odbite od Ziemi promienie słoneczne padają na powierzchnię gruntu księżycowego – efekt takiego oświetlenia to “popielaty” kolor części tarczy Księżyca, występujący w fazach wąskiego sierpa. Obserwując przez teleskop światło popielate widzimy nawet zarysy księżycowych mórz. Podczas obserwacji zakryć gwiazd przez młody Księżyc, gwiazda znika za częścią tarczy, na której widoczne jest światło popielate. Wygląda to bardzo efektownie podczas obserwacji a dodatkowo obserwator jest znacznie wcześniej przygotowany do rejestracji momentu zniknięcia gwiazdy.
Księżyc przyczynił się do powstania rachuby czasu i utworzenia kalendarza księżycowego. Pilnie więc obserwowano pozycję Księżyca na sferze niebieskiej. Podczas obserwacji jego ruchu po niebie, już w starożytnym świecie dawno dawno temu, odnotowano liczne koniunkcje z jasnymi gwiazdami i planetami. W starych kronikach historycznych odnajdujemy zapiski obserwacji jasnych gwiazd i planet tuż przy tarczy Księżyca.
Zjawiskom zakryć i odkryć ulegają wszystkie gwiazdy, które znajdują się na trajektorii przemieszczania się Księżyca na tle gwiazd. Ruch Księżyca na sferze niebieskiej jest bardzo złożony. Nachylenie płaszczyzny jego orbity do płaszczyzny ekliptyki wynosi 5,15°, z jednoczesną wędrówką węzłów wstępującego i zstępującego. W połączeniu tego ruchu, wędrówka węzłów kroczy po ekliptyce tzw. ruchem wstecznym pokonując całe „wielkie koło” ekliptyczne w czasie 18,6 lat. Nachylenie płaszczyzny orbity Księżyca do ekliptyki wynosi 5,15° jednak górna część tarczy sięga jeszcze o 0,27° wyżej czyli razem do 5,42° szerokości ekliptycznej. Te wartości odnoszą się jednak do środka Ziemi. Tutaj trzeba jeszcze uwzględnić tzw. paralaksę co poprawia zasięg zakrywanych gwiazd aż do 6,45° szerokości ekliptycznej. Uwzględniając te parametry widać, że całkowita szerokość pasa zakrywania gwiazd przez Księżyc wynosi 12,90°.
W tym pasie swoje położenie mają tak jasne gwiazdy jak: Aldebaran, Antares, Regulus i Spica, ale również gromady gwiazd: Plejady oraz Hiady. Zakrycia słabszych gwiazd możemy obserwować przy ciemnym brzegu i niewielkim blasku Księżyca zaraz po nowiu lub przed nowiem (odkrycia gwiazd). Jednak przy Księżycu o dużej fazie, obserwujemy tylko zakrycia gwiazd jaśniejszych. W dzień również możemy obserwować zakrycia księżycowe – najlepiej widoczne są zakrycia jasnych planet (Wenus, Jowisz, Saturn) oraz gwiazd o jasności 0-1 mag.
Załóżmy w naszych rozważaniach, że dana gwiazda ulegając zakryciu przez tarczę Księżyca znajduje się dokładnie w punkcie węzła wstępującego. Zjawisko zakrycia następuje w pewnym momencie czasu. Kiedy jednak upłynie dokładnie 27,4 doby Księżyc ponownie znajdzie się w pobliżu tego samego węzła i dojdzie do zakrycia tej samej gwiazdy. Widzimy więc, że średnio co 27,4 dnia będzie dochodziło do zakrycia tej samej gwiazdy i cała seria zakryć potrwa przez 17 miesięcy. Pierwsi obserwatorzy będą mogli je zobaczyć zakrycie tej gwiazdy na Antarktydzie. Wtedy w Polsce, w czasie tego zjawiska będzie dochodziło tylko do koniunkcji tej gwiazdy przy północnym brzegu tarczy Księżyca. W czasie trwanie tej serii strefa zakryć będzie już powoli obejmować równoleżnik Koziorożca, a w późniejszym czasie równik ziemski. Na tym przemieszczanie strefy zakryć się nie skończy. Wejdzie w obszar naszego kraju i dalej podążać będzie ku biegunowi północnemu. Jednak zjawisko zakrycia tejże gwiazdy się nie skończy ponieważ znajdzie się on już węźle zstępującym i cała seria ponownie się rozpocznie ale od bieguna północnego do bieguna południowego.
Podobny przebieg zakrycia związany jest z gwiazdami takimi jak Regulus i Spicą – dla gwiazd o szerokości <4° występują dwie serie w czasie 18,6 lat. Trzeba pamiętać, że czas trwania serii zakryć dla danej gwiazdy jest tym dłuższy im większa jest jej szerokość ekliptyczna. Dla szerokości ekliptycznej która wynosi zero lub prawie zero czas trwania serii zakryć wyniesie ok. 18 miesięcy. Natomiast już dla 3,7° okres serii wyniesie 27 miesięcy.
Ciekawie przedstawia się seria zakrycia Aldebarana. Najbliższa seria obserwacji zakrycia tej gwiazdy rozpocznie się od sierpnia 2033 roku, a zakończy się w marcu 2037 roku. Szerokość ekliptyczna Aldebarana wynosi -5,4°. Kiedy różnica pomiędzy szerokością ekliptyczną gwiazdy a szerokością ekliptyczną Księżyca wyniesie -/+ 1,2° nieuchronnie dochodzi do zakrycia. Zbadajmy przebieg zakrycia dla naszego kraju: tutaj występuje różnica w szerokości ekliptycznej +0,99° podczas koniunkcji Księżyca z Aldebaranem w dniu 14 września 2033 roku. Wówczas dojdzie do zakrycia ale w momencie zjawiska oba obiektyw Polsce będą znajdowały się pod horyzontem (h =-15°). Cała seria zakryć Aldebarana na Ziemi potrwa do marca 2037 i zacznie się na półkuli północnej w sierpniu 2033 roku. Od tego momentu przez 44 miesiące przy każdej koniunkcji Księżyc – Aldebaran dojdzie do zakrycia gwiazdy. Każde zakrycie będzie występowało w różnych obszarach naszego ziemskiego globu.
Zakrycie Aldebarana 21 marca 1980 roku na globie ziemskim dla długości=-19°E; szerokości=52°N
Program napisany podstawie książki P. Ahnerta “Astronomisch-chronologischeTafelnfürSonne, MondundPlaneten”.
(autor Janusz Bańkowski)
Każda seria zakryć Aldebarana przez Księżyc rozpoczyna się na półkuli północnej. W miarę upływu czasu przy każdej koniunkcji obszar obserwacji przesuwa się w kierunku południowym. Nigdy nie osiągnie rejonów podbiegunowych południowych naszej planety. Maksymalnie osiąga szerokość geograficzną fi=-12°S i potem zaczyna się „cofka” zakryć Aldebarana z powrotem w kierunku północnym. Do obliczeń granicznej (warunkującej wystąpienie zakrycia) odległości gwiazdy od brzegu tarczy Księżyca sumuje się paralaksę Księżyca i pozorny promień Księżyca, a wartość ta ulega okresowym zmianom.
Zbadajmy czy gwiazda Polluks z gwiazdozbioru Bliźniąt może ulec zakryciu – jej szerokość ekliptyczna wynosi 6,7°. Rozpatrzmy koniunkcję Polluksa z Księżycem, która przypadnie 11 grudnia 2022 roku – wówczas szerokość ekliptyczna Księżyca wyniesie 4,8°. Natomiast paralaksa Księżyca wyniesie 0,9004°, promień pozorny Księżyca 0,2454°, czyli sumując te dwie wartości uzyskujemy 1,1458°. By doszło do zakrycia Polluksa odległość kątowa gwiazdy od tarczy Księżyca musiałaby być mniejsza niż 1,1458°. Niestety różnica w szerokości ekliptycznej gwiazdy i Księżyca to 1,9° czyli jest większa o ok. 0,8° – do zakrycia nie dojdzie. Nawet przy minimalnej koniunkcji pomiędzy brzegiem tarczy Księżyca a gwiazdą odległość jest większa od 1,2° i nigdy do zakrycia tej gwiazdy nie dojdzie. W dalekiej przeszłości Polluks bywała zakrywana przez nasz Księżyc ze względu na jej inne położenie (chodzi o ruch własny gwiazdy) na sferze niebieskiej. Wówczas różnica w szerokości ekliptycznej musiała wynosić mniej niż owe 1,2°. Zakryciu przez tarczę Księżyca mogą ulec te ciała niebieskie, które posiadają szerokość ekliptyczną mniejszą niż 6,6°. W ten sposób możemy geometrycznie prowadzić analizę warunku zakrycia dla każdej gwiazdy, która znajduje się w pasie zakryć.
Obserwacje zakryć gwiazd posiadają wartość naukową wtedy i tylko wtedy, kiedy dane zjawisko zakrycia wykonamy w sposób prawidłowy. Posiadając efemerydę zakrycia danej gwiazdy i dokładnie wyznaczone miejsce obserwacji, możemy przygotować się do jej wykonania. W rocznikach astronomicznych podawane są momenty czasu zakrycia gwiazd przez Księżyca dla niektórych miast w Polsce. Znajdźmy w roczniku miejsce, które znajduje się najbliżej naszej lokalizacji – wówczas odczytamy, w którym mniej więcej momencie zjawisko zakrycia zachodzi.
Różnica pomiędzy momentami zakrycia tej samej gwiazdy dla różnych miast Polski to kwestia kilku minut. Istnieją specjalne programy komputerowe, które po wpisaniu daty i miejsca obserwacji wyliczają nam efemerydę zjawiska zakrycia danej gwiazdy z dokładności co do sekundy. Wówczas wykonując taką obserwację możemy ocenić ile sekund występuje w różnicy pomiędzy teoretycznym wyliczeniem zjawiska a rzeczywistością. Oczywiście najważniejszy przyrząd do wykonania obserwacji to teleskop i w miarę możliwości jak najdokładniejsza służba czasu. Obserwacje zakryć gwiazd przez Księżyc mają wartość kiedy rejestrujemy zjawisko z dokładnością 0,1 sekundy lub lepszą. Jeszcze wcześniej w latach 70-tych i 80-tych XX wieku, miłośnicy astronomii używali stopera mechanicznego, regulując go z sygnałami czasu Polskiego Czasu nadawanymi co godzinę. Rejestrowanie czasu tą metodą to była dokładność ok. 0,2 sekundy. Dochodził to tego jeszcze tzw. błąd osobowy, na którego wpływały różne czynniki indywidualne. Mogło to dać dodatkowe 0,3 s niepewności pomiaru. Wprawni obserwatorzy uzyskiwali końcową dokładność rejestracji do 0,2 s. rzadko do 0,1 s.
Obecnie obserwacje wykonuje się całkowicie inaczej, notujemy moment zakryć gwiazd przez tarczę Księżyca z dokładnością dochodzącą nawet do 0,001 sekundy. Do tego celu stosujemy teleskopy osadzone na montażach paralaktycznych, z dokładnym prowadzeniem zegarowym i wyposażone w odpowiednie kamery CCD/CMOS. Zjawisko rejestrowane jest na kamerze co bez problemu pozwala nam odczytać moment zakrycia z nagrania.
Dawniej szereg systematycznie obserwowanych zjawisk zakryć pozwalał na ciągłe udoskonalanie teorii ruchu Księżyca i korygowanie poprawki czasu efemeryd. Zjawiska zakryć gwiazd przez Księżyc nie są zjawiskami obserwowanymi jedynie współcześnie, wykonywane były również w dalekiej przeszłości. Do takich obserwacji należy nadmienić zakrycie Aldebarana w dniu 09 marca 1497 roku w Bolonii. Zjawisko te obserwował Mikołaj Kopernik co pozwoliło mu wykazać błędy jakie występują w teorii geocentrycznej. Zakrycia gwiazd przyczyniły się więc do obalenia geocentrycznego porządku świata jaki był propagowany od ponad 15 wieków.
Historyczny świat potrzebował przemieszczania się drogą morską do innych obszarów naszej planety. Żegluga morska w XVI – XVIII wieku mocno się rozwijała rozwożąc pasażerów i towary po całym ziemskim globie. Aby pasażerowie i towary mogły odbywać rejs we właściwy sposób, trzeba było określić dokładnie położenie statku na pełnym morzu. Tutaj z pomocą przyszły umiejętności wyznaczania położenia gwiazd i Księżyca na niebie. Tak powoli rodziła się astronawigacja. Teoria ruchu Księżyca była już dobrze znana. Wówczas starano się określić jakie położenie zajmuje on na tle jasnych gwiazd. Z tego powodu obserwacja zakryć gwiazd podczas rejsu dostarczała bardzo cennego materiału. Starano się zaobserwować te gwiazdy, które ulegają zakryciu przy ciemnym brzegu tarczy Księżyca, przy jego popielatym świetle. Moment zakrycia daje obserwatorowi dokładne określenie położenia zarówno gwiazdy jak i Księżyca na sferze niebieskiej. Teraz obserwator-nawigator znajdujący się na statku porównywał swój wynik obserwacji z efemerydą jaka znajdowała się w roczniku astronomicznym. Pozwoliło to na dość dokładne określenie długości geograficznej statku na morzu. Szerokość geograficzna statku nie nastręczała żadnych kłopotów. Wystarczyło tylko wyznaczyć wysokość gwiazdy w momencie jej kulminacji – przechodzenia przez lokalny południk. Wówczas publikowano dość dokładną efemerydę zjawisk zakryć gwiazd przez Ksieżyc w rocznikach astronomicznych, m/n w Nautical Almanac, Connaissancedes Temps, American Ephemeris. W roczniku była zamieszczona efemeryda Księżyca i kiedy dochodziło do zakrycia gwiazdy przez Księżyc, była przedstawiona metoda wyznaczania położenia okrętu na morzu.
Obserwacja zakryć to ogromna wartość dla nauki i nie chodzi już o samą teorię ruchu Księżyca ale również o wyznaczanie nierówności profilu brzegu Księżyca. Z pomocą zakryć brzegowych możemy pokusić się na wyznaczenia bardzo dokładnej paralaksy Srebrnego Globu co w konsekwencji przekłada się na paralaksę Słońca. Ta metoda obserwacji, nawet w obecnych czasach, jest chyba najdokładniejsza do wyznaczenia paralaksy Słońca. Takim prekursorem obserwacji zakryć gwiazd przez Księżyc był sprzed 100 laty Tadeusza Banachiewicz. Już jako student zachęcał zawodowych astronomów do prowadzania systematycznych obserwacji tego typu zjawisk. Sam obliczał efemerydy zakryć i zachęcał innych do wykonywania obserwacji. Drugim prekursorem po Banachiewiczu był amerykański astronom E. W. Brown. Ten astronom opublikował w tamtym czasie bardzo dokładną teorię ruchu Księżyca. Astronomowie systematycznie obserwując zakrycia gwiazd przez Księżyc coraz to lepiej poznawali teorię ruchu naszego satelity. Byli jednak przekonani, że tą teorię trzeba ciągle doskonalić. Dlatego już w 1937 roku Nautical Almanac zamieścił efemerydę zakryć gwiazd przez Księżyc. Zakrycia gwiazd przez Księżyc prowadzono od tej pory na szeroką skalę. Astronomowie E. W. Brown i D. Brouwer opracowywali wyniki obserwacji jakie nadsyłali obserwatorzy.
Systematyczne obserwacje zakryć gwiazd przez Księżyc ruszyły pełną „parą”. Nautical Almanac zajęło się na dobre wyznaczaniem i publikacją efemeryd zakryć gwiazd. Po jakimiś czasie skonstruowano nawet specjalne urządzenie pod nazwą Occultation Machine. Służyło ono do wykonywania uproszczonych obliczeń efemeryd zakryć. Pod koniec lat 30-tych XX wieku urządzenie znaczenie ulepszono co dało nieocenioną pomoc w wyliczaniu efemeryd. W Nautical Almanac ukazał się wątek polski za sprawą prof. Tadeusza Banachiewicza – wyliczenia prowadzone były wg. metody rachunku krakowianowego. Niektórzy zagraniczni astronomowie stali się jej zwolennikami co przyspieszyło prace nad obliczeniami. Wielka szkoda, że polscy astronomowie nie kontynuowali jego dzieła. Mieli wszystko gotowe – stworzony przez niego rachunek krakowianowy. Odpowiednie doskonalenie rzemiosła wyliczeń mogło wynieść zespół polskich astronomów do światowej czołówki.
Na początku lat 60-tych XX wieku obserwatorzy koncentrują się na coraz to dokładniejszej służbie czasu. Chodzi tutaj o wyznaczenie różnicy jaka powstała w wyniku teoretycznych wyliczeń a wyników otrzymanych podczas praktycznej rejestracji zjawiska. Różnica ta odzwierciedla realny ruch Księżyca po sferze niebieskiej i udoskonala poprawki Browna do efemerydy naszego satelity.
Do programu obserwacji zakryć gwiazd przez tarczę Księżyca dodano zakrycia licznych radioźródeł. Rejestrowanie przerw docierających od nich fal elektromagnetycznych odbywało się za pomocą radioteleskopów. Zakryte radioźródło pozwala astronomom na wyznaczenie jego bardzo dokładnego i precyzyjnego położenia na sferze niebieskiej. Przekłada się to na wyznaczenie jego współrzędnych na niebie. W 1960 roku utworzony został specjalny katalog gwiazd zakrywanych przez tarczę Księżyca – Catalog of 3539 Zodiacal Stars for the Equinox 1950,0. Ta tematyką zajął się bardzo szczegółowo periodyk American Ephemeris.
Wracając do czasów historycznych – ówcześni astronomowie byli świadkami ciekawych zakryć związanych z jasnymi gwiazdami oraz planetami. Takie wydarzenia na sferze niebieskiej, którymi świadkami byli bezpośrednio ówcześni astronomowie, przyczyniło się do modyfikacji porządku świata. Pierwszym takim historycznym wydarzeniem była już obserwacja wspomniana Mikołaja Kopernika w Bolonii w marcu 1497 roku. Obserwacja ta wykazała jakie błędy zawarte są w teorii Ptolemeusza, w geocentrycznym porządku świata. Późniejsze wykonane obserwacje zakryć tylko to potwierdzały. Zakrycia gwiazd przez Księżyc przyczyniły się więc do powstania heliocentrycznego porządku świata, takiego jaki ogłosił w swoim wielkim dziele Mikołaj Kopernik. Obserwacje zakryć gwiazd również przyczyniały się do rozwoju astronawigacji, szczególnie w XVIII i XIX wieku. Ich rezultatu pozwalały określać położenie statku na pełnym morzu. Ważnym czynnikiem było wyznaczanie efemeryd zakryć gwiazd przez Księżyc co wiązało się precyzją określenia jego położenia na sferze niebieskiej. Aby zjawiska zakryć mogły być dokładnie wyliczone trzeba było znać położenie Księżyca i gwiazd.
Przeprowadzanie obserwacji zakryć przez miłośników astronomii dysponujących służbą czasu z dokładnością -/+ 0,1 s pozwoliło wyznaczyć współrzędne Księżyca na sferze niebieskiej z dokładnością dochodzącą do 0,05’’. Taka dokładność przekłada się na ustalenie położenia Księżyca na orbicie z dokładnością ok. 100 metrów. Tak uzyskana dokładność obserwacyjna dla tej samej zakrywanej gwiazdy w kilkunastu miejscach na powierzchni Ziemi pozwala, drogą redukcji, wyznaczyć bardzo precyzyjną pozycję Księżyca na sferze niebieskiej. Oczywiście jedna obserwacja nie wystarczy – dokładne określenie pozycji Księżyca jest sprawą dość złożoną. Dlaczego tak się dzieje? – obserwacja zakrycia tej samej gwiazdy w różnych miejscach na Ziemi to różne uwarunkowania w środowisku w jakim obserwatorzy się znajdują. Obserwacja uzależniona jest od wielu czynników, obarczona najczęściej tzw. błędem osobowym. Błąd osobowy każdego obserwatora jest nieco inny. Ma to poważny wpływ na późniejsze prawidłowe opracowywanie wyniku obserwacji. Jednak przy wykonywaniu systematycznych obserwacji zakryć gwiazd przez Księżyc obserwatorzy mogli zredukować ten błąd do jak najmniejszej wartości.
Astronomowie, którzy postanowili zająć się profesjonalnie obserwacjami zakryć gwiazd przez tarczę Księżyca, m/n S. Newcomb, E.W. Brown a w Polsce T. Banachiewicz, dokonali analizy momentów zakryć w latach 1627 – 1910. Po uzyskaniu różnic miedzy wyliczeniami teoretycznymi a obserwacjami doszli do wniosku o występujących systematycznych różnicach w położeniu Księżyca. Powodem takiej sytuacji jest nierównomierny ruch wirowy Ziemi. W związku z tymi czasowymi różnicami, pozycja Księżyca na sferze niebieskiej zgadzała się dopiero po wprowadzeniu poprawki. Poprawkę nazwano czasem efemerydalnym ET. Różni on się od czasu uniwersalnego UT. Czas efemerydalny jest cały czas modyfikowany właśnie dzięki prowadzeniu systematycznych obserwacji zakryć gwiazd przez tarczę Księżyca. Różnica dT między czasem uniwersalnym a czasem efemerydalnym wynosi dokładnie dT = ET – UT, gdzie dT = 24,349 + 72,3188*T + 29,95*T^2 + 1,8214*B, dT ma wartość wyrażoną w sekundach, B – jest poprawką do fluktuacji ruchu Księżyca w długości wynikającą z obserwacji, T – to okres czasu liczony w stuleciach jaki upłynął od epoki 1900,0 = 2415020,0 JD.
Powstają również wzory teoretyczne wyznaczające poprawkę czasu efemerydalnego dla różnych epok, które jednak różnią się od danych obserwacyjnych. Teoretyczna redukcja czasu efemeryd w największym stopniu zgodna jest w epoce XI-XX wieku – tutaj wielkich odstępstw nie ma. Największe odstępstwa występują w okresie -/+ 2000 do 2500 lat od naszej epoki. Wielką pracę w tym temacie wykonał Th. R. v. Oppolzer . Po długich latach wyliczeń jego dzieło “Canon der Finsternisse” zostaje wydane we Wiedniu w 1887 roku. W tym czasie było to epokowe wydarzenie – kanon zawierał dane efemerydalne dla 8000 zaćmień Słońca i 5200 zaćmień Księżyca między okresem 1207 r. p.n.e. a 2163 r. n.e. W nim to Oppolzer zamieszcza na 242 stronach tablice zaćmień Słońca i Księżyca. W przypadku zaćmień Słońca umieszcza on mapy z zaznaczonymi liniami centralnymi ich przebiegu. W tym zestawieniu momenty zaćmień i ich przebiegi na mapach zgadzają się najbardziej dokładnie w XIX-XX wieku. Po za tym zakresem już występują spore błędy czasowe i położeniowe linii centralnych.
Jednak w czasach współczesnych stopery mechaniczne wykorzystywane do notowania momentów zakryć przeszły już do historii. Dzisiaj nawet amatorzy mogą wyposażyć się w odpowiedni sprzęt i wykonać obserwacje na zasadzie rejestracji fotoelektrycznej. Dobrze ustalona dobrana służba czasu umożliwia rejestrację momentów zakryć gwiazd z dokładnością dochodzącą do -/+0,001 sek. Właśnie taką dokładność mogą już uzyskiwać miłośnicy astronomii co umożliwia wyznaczenie położenia Księżyca na orbicie z dokładnością dochodzącą do 1 metra. Jest to już wręcz imponująca dokładność i samoczynnie narzuca się nam myśl aby przy pomocy takiej obserwacji bardziej doprecyzować współrzędne zakrywanej gwiazdy. Wyznaczając bardzo dokładne współrzędne sferyczne zakrywanej gwiazdy możemy metodą transformacji wektorowej korygować współrzędne pozostałych ciał niebieskich. Dzisiaj odległość Ziemia – Księżyc znamy z dokładności kilku centymetrów dzięki pozostawieniu na powierzchni Księżyca przez misję Apollo tzw. odbłyśników laserowych. Dziś wiemy, że Księżyc oddala się od Ziemi o 38 mm w ciągu roku.
Znając dokładne położenie Księżyca na orbicie i łącząc ten fakt z fotoelektryczną rejestracją zjawiska zakrycia z dokładnością co najmniej 0,001 sek. jesteśmy w stanie określić średnicę zakrywanej gwiazdy. Każda gwiazda znajdująca się na sferze niebieskiej posiada swoją średnice kątową. Jest ona bardzo mała i nawet teleskopy w zawodowych obserwatoriach widzą gwiazdy w postaci świecących punktów. Podczas obserwacji zakrycia metodą fotoelektryczną zachodzi spadek jasności gwiazdy. Tarcza Księżyca w momencie od pierwszego kontaktu do drugiego kontaktu (tarczki gwiazdy z krawędzią tarczy Księżyca) pokazuje spadek jasności gwiazdy. Wszystko to trwa ekstremalnie krótko i oko ludzkie nie wychwyciłby spadku jasności gwiazdy.
Nagrywanie zjawiska kamerą CCD.
fot. The Complete Guide to Observing Lunar, Grazing and Asteroid Occultations, (R) IOTA
Dopiero rejestracja zjawiska zakrycia gwiazdy metodą fotoelektryczną uwidacznia całkowity przebieg zjawiska. Obserwacje zakrycia pozwoliła na wyznaczenie średnicy kątowej gwiazdy Epsilon Gemini. Pomiary związane ze spadkiem jej jasności od początku do końca zjawiska wykazały, że posiada średnicę 0,0056″.
Znając paralaksę gwiazdy możemy wyznaczyć jej odległość od Ziemi. Paralaksa wynosi 0,00386’’ więc łatwo wyliczamy odległość: (1/0,00386’’)* 3,26 l.ś. = 259,067 * 3,26 = 844,559 lat świetlnych. Zamieniając to na kilometry otrzymamy 844,559l.ś. *63283,9 AU*149,59*10^6 km = 7995134830221959 km. Promień gwiazdy: TAN (0,0028’’/3600’’)* 7 995 134 830 221 959 = (108532221 km /696300 km = 155,86*Rs. W wyniku wykonania obserwacji zakrycia gwiazdy epsilon Gemini metodą rejestracji fotoelektrycznej dowiedzieliśmy się, że gwiazda ta jest 155 razy większa od naszego Słońca.
Przy wyliczeniach trzeba wziąć pod uwagę poprawki czynnika aktualnego stanu atmosfery ziemskiej oraz temperaturę i ciśnienie. Warto tutaj wspomnieć o gwiazdach, które posiadają wiele składników – należą one do gwiazd podwójnych czy też wielkokrotnych. Niektórych składników gwiazd podwójnych nie jesteśmy w stanie optycznie rozdzielić. Znajdują się tak daleko od nas, iż współczesne teleskopy są zbyt małe aby dostrzec w nich oddzielne składniki. Obserwacje zakryć gwiazd metodą fotoelektryczną są w stanie wykryć niewidoczny składnik układu podwójnego. Tą metodą jesteśmy w stanie zweryfikować istnienie niewidocznego optycznie składnika układu nawet w tak małej odległości jak 0,01’’. Długość trwania spadku jasności to doskonałe narzędzie do wyznaczania odległości i masy układu wielokrotnego. W ten sposób odkryto już kilkadziesiąt takich układów. Przed samym zakryciem gwiazdy, kiedy dochodzi do styku z tarczą Księżyca, generują się tzw. prążki dyfrakcyjne – powoduje to niekorzystne dodatkowe uginanie się światła, cos w rodzaju falowania. Grubość tych niekorzystnych prążków zależy od rozmiaru gwiazdy i odległości składnika/ów od macierzystej gwiazdy. Do obserwacji zakryć ciasnych układów gwiezdnych trzeba używać teleskopów optycznych o dużych średnicach luster. Wówczas szerokość prążków dyfrakcyjnych jest zminimalizowana. Na szczęście refrakcja atmosferyczna nie ma aż takiego ogromnego wpływu na obserwację tego typu zakrycia.
Zakryciom brzegowym od momentu kiedy rozpoczęto obserwacje pod kątem naukowym poświęca się szczególna uwagę. Zjawiska te są bardzo ważne ponieważ z ich pomocą, po przesłaniu danych od jak największej ilości obserwatorów, astronomowie wyznaczają promień pozorny naszego naturalnego satelity. Obserwacje polegają na rejestracji momentów zakryć i odkryć gwiazdy przez występujące nierówności profilu brzegu tarczy. Tutaj astronomowie liczą na obserwację przez największą liczbę miłośników astronomii, ponieważ zakrycia brzegowe przebiegają przez obszary w których nie ma usytuowanych obserwatoriów astronomicznych.
Do innego rodzaju zjawisk należą zakrycia planet i ich księżyców naszego układu słonecznego. Zjawiska te są bardzo ciekawe i ważne z obserwacji możemy wyznaczać dokładne położenie księżyców względem macierzystej planety. Wówczas otrzymamy wiedzę jak oddalone są od niej. Kiedy dochodzi do kontaktu planety i jej księżyców z tarczą Księżyca otrzymujemy wiedzę o ich rozmiarach.
Profil brzegu tarczy księżycowej wg atlasu Watts’a z 1963.
Porównanie obserwacji drugiego kontaktu podczas całkowitego zaćmienia Słońca w 2006 roku.
Wyniki obserwacji np. planety Saturn już w latach 70-tych przez liczne obserwatoria astronomiczne dowiedzieliśmy się, że Tytan największy księżyc tej planety posiada rozmiar 5200 km. Podobne rozmiary z dużą dokładnością księżyców wyniku zakryć przez tarczę Księżyca otrzymaliśmy wyniku wykonywania obserwacji. Jednak dużą i ogromną role odgrywają również przeze mnie już wspomniane w poprzednich postach zakrycia radioźródeł. W latach głównie siedemdziesiątych XX wieku obserwacje tego typu wykonywane ich rejestracja zaniku promieniowania elektromagnetycznego uzyskuje wykorzystując obserwatoria radioastronomiczne. Należy dodać tylko radioteleskopy podczas zakrycia radioźródła nie tylko wyznaczają wręcz dokładne ich położenie na sferze niebieskiej. Podczas takiego właśnie zakrycia dowiadujemy się o rozmiarze radioźródła jego rozkładu rejestrując je na różnej długości fali częstotliwości. Astronomowie jak zawsze czekają do zakrycia mgławicy Krab ponieważ leży w strefie drogi naszego Księżyca. Warto napisać o niej kilka zdań jest ona związana przecież nie tak dawno w skali czasowej z naszą historią. Kiedyś w XI wieku znaną dość jasną gwiazdę jako supernowa odnotowano w 1054 roku. Ówcześni astronomowie chińscy i kronikarze odnotowali potężny nagły błysk w dniu 4 lipca 1054 roku w gwiazdozbiorze Byka. Supernowa była także widoczna za dnia blask jej powoli malał ale była widoczna jeszcze gołym okiem przez okres dwóch lat. W chwili obecnej kiedy w te miejsce skierujemy teleskop widać pozostałości po wybuchu w postaci przepięknej mgławicy. Pod tym mgławicowym obłokiem widoczny jest jądro pozostałe po gwieździe, czyli pulsar. Wiruje dookoła osi dość szybko i w czasie jednej sekundy 30 razy emituje impuls promieniowania elektromagnetycznego w pełni zakresie do promieniowania gamma włącznie. Na podstawie współczesnych obserwacji astronomicznych mgławicy, które prowadzone są prze 70 lat astronomowie stwierdzili, że mgławica nadal się rozszerza. Na podstawie jej zakryć przez tarczę Księżyca prowadzone przez radioteleskopy dokonano pomiaru prędkości rozszerzania. Wyliczenia i kierunek rozszerzania na podstawie tych danych obliczono do wybuchu wybuch supernowej musiało dojść XI wieku co by się zgadzało z kronikami chińskimi pochodzących z tego okresu czasu. Pozostawiony pulsar za mgławicą Krab w gwiazdozbiorze Byka odkryty w 1968 roku potwierdził związek, który jest w pewnych uwarunkowaniach ze sobą ściśle związany mianowicie pulsary pozostałość po supernowej.
Astronomowie mieli możliwość obserwacji zakrywania mgławicy Krab w lipcu 1975 roku prawie pół wieku temu przy tym zjawisku z pomocą radioteleskopu dokonano jego pomiar wirowy dookoła swej osi. W ciągu sekundy wiruje aż 30 razy (dokładność (-/+ 3 obroty). Przyjąć jego rozmiar wielkości naszego Księżyca, to punkt na równiku przemieszcza się ok. 330 tyś. km hhmmm… czy to możliwe (nie zgodne założeniem prędkości światła). Zakrycia radioźródeł to uzyskiwanie ogromnej naukowej wiedzy o tych obiektach. Oczywiście najwięcej się dowiadujemy o nich, które znajdują się w pasie zakryć przez Księżyc. Ważnym elementem badawczym, obserwacyjnym są zakrycia gwiazd przez tarczę planety jak i również sprawa dotyczy bezpośrednio ich księżyców. Tutaj mamy ogromne pole do popisu. Jowisz jest tą planetą posiadające księżyce galileuszowe, są nimi: Io, Ganimedes, Calisto i Eurropa. Każdej nocy kiedy są sprzyjające warunki obserwacyjne możemy rejestrować ich tranzyty na tle tarczy Jowisza. Rejestrujemy moment zanurzania i wychodzenia ich z cienia planety. Obserwujemy ich drogę przejścia stożka cienia jakie rzucają je na atmosferę planety. Również w pewnych okresach kiedy płaszczyzna obity naszej planety pokrywa się z płaszczyzną orbity Jowisza dokonujemy obserwacji wzajemnych zakryć ze sobą księżyców. Obserwacje takie przy zastosowaniu odpowiednich dużych teleskopów i służby czasu mają postać wielce naukową.
Warto również przypomnieć historię pomiaru prędkości światła związane zanurzaniem i wynurzaniem księżyca Io w cień planety. Na podstawie tych obserwacji po raz pierwszy stwierdzono, prędkość światła ma wartość skończoną. Zjawisko, to ma bezpośrednio związek z zjawiskiem zakryć w tym przypadku nie związane z naszym Księżycem lecz z cieniem planety Jowisz. Prędkością jej wyznaczeniem przed powstaniem teorii względności zajmowali się wcześniej astronomowie i fizycy. Między tym zagadnieniem zajmował również duński astronom Ole Romer. Był on czynnym i pilnym obserwatorem, zamieszkujący na terenie słynną astronomiczną twierdzę Tycho de Brahe, Uraniborg. Na początku lat 70-tych XVII wieku posiadał on wybitne zasługi na polu astronomicznym wyznaczaniu położeń gwiazd na sferze niebieskiej i dlatego właśnie otrzymał on stała prace i utrzymanie w Paryskiej Akademii Nauk w Paryżu. Tam miał pełną swobodę prowadzenia własnych obserwacji i mógł wykonywać badania o charakterze naukowym.
Ole Romer w Akademii w Paryżu poznał wybitnego astronoma Giana Dominico Cassiniego, przedstawiając jemu własne prowadzone notatki i obserwacje satelitów Jowisza. Pomiędzy astronomami była długo prowadzona między nimi dyskusję wynikającej z anomalii, jaka pojawiała się w obserwacjach satelitów Jowisza. Sam astronom zachęcił Romera, aby dokładnie zajął się tym zagadnieniem. Cassini prowadząc obserwacje przyznaje Romerowi rację. Cassini zauważył kiedy dokonywał obserwacji nie zrozumiałą zależność skupiając się tylko na obserwacji księżyca Io. Ta sam nie zrozumiała zależność dotyczyła również pozostałych trzech jego satelitów. Mianowicie według niego każdy satelita obiegający planetę Jowisza powinien w momencie wejścia lub wyjścia z cienia stożka Jowisza ukazywać się w prawidłowy wyliczony sposób ale tak nie jest. Ponieważ w tym czasie uważano, że światło posiada nieskończoną prędkość. Natomiast obserwacje zakrycia, czy wyjścia z cienia planety w układzie satelitów Jowisza różnią się znacznie. Ta różnica zależności występuje kiedy planeta znajduje się w opozycji od tych momentów kiedy znajduje się jeszcze przed koniunkcją ze Słońcem. Astronom Dominico Cassini usilnie zachęcał Ole Romer aby tą obserwację nadal status ściśle naukowy i dalej tym zagadnieniem sam się zajął. Wcześniej sam twierdził i przekazał Romerowi, że obserwowany księżyc Io jak pozostała reszta jowiszowych satelitów nie powinny się w taki sposób zachowywać jednak milił się dotyczyło to również pozostałych księżyców. Cassini przekazał mu wyniki wszystkich swoich obserwacji, Romer uważnie je przestudiował i przeanalizował. W zestawieniu tabeli wykonanych przez Cassiniego były podane położenia satelitów Jowisza, momenty zachodzących zjawisk w ich układzie. Szczegółowo pod lupę wziął ten jeden wspomniany przez Cassiniego Io. Na początku kiedy Romer zaczął studiować tablicę księżyców Jowisza Cassiniego w zasadzie nic nie rozumiał były to liczby, które w dokładny sposób trzeba było wziąć pod uwagę.
Liczby w jakiś sposób nie grały ze sobą i nie współgrały ale Romer nie poddawał się wychodził z założenia, że można wszystko wyjaśnić i jakoś udowodnić. Po jakimś czasie kiedy liczby momenty czasu pogrupował w zależności w jakiej odległości kątowej znajdował się Jowisz od Słońca zaczął pojmować na czym, to wszystko polega. Od razu nasunęła mu się teoria skończonej prędkości światła . Momentu emisji odbitego promieni słonecznych od powierzchnię księżyca Io w momencie wejścia lub wyjścia z cienia planety.
Duński astronom Ole Romer pokazał w swoich przeprowadzonych obserwacjach ponad wszelką wątpliwość, iż światło ma skończona prędkość. Kwestia prędkości światła i dyskusja jaka panowała przez stulecia nad tą kwestią została teraz już zakończona. Pojawili się zawsze i sceptycy wyrażającą swoja opinie, którzy nie mogli się zgodzić tak od razu problem światła jego prędkość została nagle rozwiązana. Astronom ogłaszając swoimi wynikami badaniami nad pomiarami wyznaczaniu prędkości światła uraził Cassiniego. Duńczyk nie wyraził specjalnych podziękowań Cassiniemu, który właśnie on również, przyczynił poniekąd do epokowego odkrycia. Cassini sporządzając systematyczne zapiski położenia i momenty ukazywania się księżyców Jowisza wynikających z obserwacji przez niego prowadzonych Romer z nich z całym pozwoleniem mógł korzystać. Oczywiście sam także prowadził swoje niezależne obserwacje ale wcześniejsze wyniki uzyskane przez Cassiniego bardzo pomogły mu w pracy naukowej nad prędkością światła. Po jakimś czasie niedługim już nastąpił zgrzyt pomiędzy dwoma astronomami, a sam Cassini surowo krytykował Romera. Krytyką tak naprawdę duński astronom zbytnio się nie przejmował prowadził swoje dalsze badania obserwacyjne szczególnie zajmując się jednym księżycem Jowisza mianowicie Io. Na podstawie swoich obserwacji astronomicznych określił ukazanie się w momencie wyjścia z cienia Jowisza księżyca Io lub jego wejścia (zniknięcie). Jego teoretyczne wyliczenia ukazania zniknięcia księżyca potwierdziły się z duża dokładnością W dniu 9 listopada 1676 roku udowodnił swoim przeciwnikom, iż on posiada rację jeżeli chodzi o prędkość światła. Wychodzący z cienia księżyc Io ukazał się w okularze teleskopu 9 minut później niż jak twierdzili to jego oponenci. Ta obserwacją udowodnił poza wszelką wątpliwość Romer co do prędkości światła ma rację ale dokładność wyniku bardzo odbiegała od normy współczesnej.
Romer umiera przedwcześnie, nie ma już takiego ideowca, który tak stanowczo bronił skończonej prędkości światła. Cassini ciągle pamiętał, to Romerowi, że nie wspominał o nim w swoich pracach badawczych stal się w pewnym stopniu jego opozycjonistą twierdząc prędkość światła jest prędkością nieskończoną. Jednak po kilkunastu latach i po śmierci Cassiniego przyznano rację Romerowi. Co do wartości prędkości strasznie się omylił wyznaczył ją na 13000 km/sek. ale nie mniej jednak wykazał opóźnienia zjawisk w układzie księżyców Jowisza. Astronomowie zaczęli się zastanawiać nie nad wartością prędkości światła ale zainteresowała ich mianowicie co w przestrzeni kosmicznej go porusza. Jaki ośrodek wypełnia wszechświat, że światło z ogromną prędkością może się poruszać. Ta wspomniana historia z prędkością światła ma związek z zjawiskami zakryć w tym przypadku chodzi o cień planety Jowisz. Nie tylko chodzi o prędkość światła tranzyty księżyców jak również dokładne rejestracja dokładnych wręcz momentów tarcz planety z tarczą Księżyca to uzyskanie pomiaru ich kilometrowych średnic. Za pomocą właśnie tych zjawisk świat naukowy astronomiczny dowiedział się jakie rozmiary posiadają, pierścienie Saturna te zewnętrzne i wewnętrzne. Możemy ze zjawisk zakryć planet dowiedzieć się o ich rozmiarze doskonale uzupełniają wiedze o naszym układzie Słonecznym. Jednak dużą role kładzie się na zjawiska zakryć gwiazd przez planetoidy. Tutaj jednak trzeba posiadać dość duży teleskop przynajmniej o rozmiarze lustra 25 cm czy nawet i większy. Musi się on charakteryzować dość wysoką jasno-siłą. Chodzi tutaj o zjawiska zakryć gwiazd słabo jasnych od +9 mag. wzwyż nawet do +13 mag lub jeszcze mniej jasnych. Taki teleskop w okularze powinien posiadać zamontowany urządzenie fotoelektryczne, ach jeszcze ważna sprawa oczywiście dokładne współrzędne miejsca obserwacji i dokładna służba czasu. Kiedy dochodzi do zakrycia i odkrycia gwiazdy trwa ono zazwyczaj bardzo krótko. W zależności w jakim miejscu znajduje się obserwator względem „cienia” planetoidy.
Przy zakryciach gwiazd przez planetoidy rejestrujemy moment zakrycia i odkrycia gwiazdy a co za tym idzie długość trwania zjawiska. Głębokość zakrycia zależy w jakim miejscu znajduje się obserwator na Ziemi, jak bardzo odległy jest od środka cienia “rzuconego” przez asteroidę na powierzchnię globu. Zazwyczaj przed zakryciem jesteśmy już zaznajomieni z efemerydą zakrycia i możemy się do tej obserwacji bardzo dobrze przygotować. Zjawiska tego typu w ciągu roku licznie występują w stałym miejscu obserwacji, wiec nie ma potrzeby przemieszczania się ze swoim teleskopem w rejon zakrycia. Zjawiska te są bardzo ciekawe – jeżeli tylko przeprowadzimy je w dokładny sposób to po opracowaniu wyników otrzymamy informację nie tylko o rozmiarze samej planetoidy ale i jej położeniu w przestrzeni. Być może odkryjemy, że dana planetoida posiada swojego satelitę, który ją obiega. Wynik zjawiska zakrycia gwiazdy przez planetoidę nie tylko poprawia elementy jej orbity ale także jej kształt. Natomiast w pełni udana pod względem naukowym jest obserwacja grupowa, podczas której szereg obserwatorów dokonuje rejestracji z różnych miejsc globu.
Do bardzo interesujących zjawisk zakryć dochodzi już wspominałem częściowo kiedy tarcza planety zakrywa gwiazdę. Właśnie do takiego wydarzenia doszło w maju 1971 roku poda pół wieku temu (od 2021 roku). Księżyc Jowisza Io zakrywał w tym czasie dość jasną gwiazdę beta Sco pozwoliło to na ustalanie jego rozmiarze. W dniu 07 lipca 1959 roku Wenus zakrywała gwiazdę Rgulus. Było to bardzo ważne zjawisko z pomocą tego właśnie zjawiska astronomowie w tym czasie wypowiadali się na temat gęstości samej jej atmosfery. Z kolej w dniu 08 kwietnia 1976 roku dochodzi do zakrycia gwiazdy epsilon Gemini przez tarczę Marsa. Astronomowie byli w pewien sposób z szokowani kiedy przed samym zakryciem zaobserwowali wzmocnione światło tej gwiazdy. Ten efekt jaki powstał spowodowany był obecnością atmosfery Czerwonej Planety. Na gwiazdę atmosfera Marsa zadziałała jak „soczewka gazowa” wzmacniając jej światło w postaci krótkotrwałego błysku. To samo zadziałało po wynurzeniu się gwiazdy za tarczę planety.
Jeszcze jedno ze zjawisk zaćmieniowych, które warto zapoznać się z jego historią, która doprowadziła do ustalenia jednostki astronomicznej AU do nich należało niewątpliwie tranzyty planet znajdujące się wewnątrz orbity ziemskiej. Historia jednostki astronomicznej związana jest z tranzytem planety Wenus. Mieliśmy tak naprawdę duże szczęście nasze pokolenie na początku XXI wieku mogło obserwować dwa tranzyty z udziałem Wenus. Pierwsze z nich miało miejsce w czerwcu e 2004 roku, drugie również w czerwcu 2012 roku. Zdarza się że orbita planety Wenus i Ziemi znajdą się w jednej płaszczyźnie w takich warunkach dochodzi do przejścia planety Wenus przed tarczą słoneczną. To samo dzieje się z planetą Merkury. Obserwatorzy z Ziemi mogą obserwować jak powoli po tarczy słonecznej przez kilka godzin przemieszcza się planeta Wenus i Merkury. Takie obserwacje prowadzone pod względem naukowym przyczyniają się do wyznaczenia dokładnej średniej odległości Słońce – Ziemia czyli jednostki astronomicznej. Obserwacje były wykonywana wówczas kiedy już na dobre ale powoli rozwijała się astronomia obserwacyjna. Pierwsza próba wyznaczenia przejścia planety Wenus na tle Słońca zapoczątkował Johannus Kepler w swoich opublikowanych w 1627 roku tablicach Rudolfiańskich. Z tablic korzystało jeszcze do pierwszej połowy XIX wieku wielu astronomów. Kepler w swoich tablicach przewidział również tranzyt Merkurego 7 listopada 1631 roku i w grudniu tegoż samego roku tranzyt Wenus. Przejścia planet sam Kepler nie obserwował ponieważ zmarł na rok przed zjawiskiem. Tranzytu astronomowie nie obserwowali ponieważ przejście Wenus nie było widoczne w Europie dokonali pierwszego za to udanej obserwacji tranzytu Merkurego. Następne za 8 lat przejście Wenus też przewidział Kepler które miało nastąpić 4 grudnia 1639 roku.
Niestety Kepler w dacie się pomylił tylko o jeden dzień ale datę skorygował młody angielski astronom J. Horrocks dokonując analizę ruchu planty Wenus wyznaczając niewielkie błędy obliczeniowe. Zjawisko przejścia miało nastąpić dokładnie 3 grudnia, a nie jak przewidywał Kepler 4 grudnia 1639 roku. Horrocks przygotowywał się do obserwacji zjawiska bardzo starannie i na podstawie swoich własnych obliczeń dokonał zapisków momentów przejścia Wenus. W obserwacji zastosował metodę projekcji rzucając utworzony obraz Słońca na ekran słoneczny. Z przykrością pisał nieudało mi się zanotować pierwszego kontaktu planety z tarczą Słońca ze względu na stan zachmurzenia. Natomiast zjawisko ostatniego kontaktu też nie zostało odnotowane ponieważ zjawisko kończyło się kiedy Słonce było już pod horyzontem. W ten sposób astronomowi nie udała się próba wyznaczenia jednostki astronomicznej ponieważ nie posiadał pełnych danych momentów tego zjawiska. Po upływie blisko 40 lat nastąpiło w listopadzie 1677 roku zjawisko tranzytu Merkurego, na wyspie św. Heleny obserwował Edmund Halley. Za wszelką cenę zależało mu na wyznaczanie paralaksy Ziemi ale wyniki jakie otrzymał były pięciokrotnie większe od rzeczywistych. Przyczyna była jedna w uzyskaniu dokładności nie precyzyjny pomiar momentu czasu zjawiska. W prawdzie Halley nie wyznaczył jednostki astronomicznej ale przyczynił się w dużej mierze informując momenty następnych tranzytów Wenus przypadające w 1761, 1769, 1874 i 1882 roku.
Samą metodyka wyznaczenia jednostki astronomicznej i jej zasadę wyznaczenia jednostki astronomicznej podjął się Edmund Halley w 1716 roku. Polegała na dokonywaniu pomiarów czasu długości trwania zjawiska od pierwszego do czwartego) ostatniego ) kontaktu przez różnych obserwatorów znajdujących w różnych miejscach na kuli ziemskiej. Później dokładna analiza różnicy trwania czasu zjawiska u poszczególnych obserwatorów (od I kontaktu do IV kontaktu ) byłoby podstawą do wyznaczanie jednostki astronomicznej.
Tranzyt planety Wenus w dniu 06 czerwca 2012 roku – fot. J. Bańkowski.
Niestety w tym czasie stosowanie służby czasu w takich pomiarach były obarczone błędami i metoda Halleya wymagała obserwacji w całości zjawiska. To też graniczyło z cudem ze względu choćby na stan zachmurzenia podczas zachodzącego zjawiska tranzytu. Szukano intensywnie zastosowania innej metodyki w której astronom francuski Jean Delisle udowadnia, że wystarczy tylko zanotować momenty kontaktów pierwszego i ostatniego przez obserwatorów rozmieszczonych w różnych szerokościach geograficznych i drogą analizy wyznaczyć różnicę owych kontaktów. Problem jak się okazał ten sam co metoda Halleya ponieważ dokładność dokonywania pomiarów czasu była jeszcze na tyle niedoskonała i ustalenie położenia poszczególnych obserwatorów też było nieprecyzyjnie dokładne. W poszukiwaniu jednostki astronomicznej astronom francuski Jean Delisle nie poddawał się za wszelką cenę chciał poznać odległość Ziemi do Słońca. Swoją metodę postanowił urzeczywistnić podczas tranzytu Merkurego w1753 roku. jednak obserwacja zjawiska nie była udana i próba wyznaczenia odległości nadal stała przed nim otworem. Czekał z wielką niecierpliwością na 1761 rok w tym roku miał nastąpić właśnie tranzyt Wenus. Bardzo poważnie i z ogromnym zaangażowaniem astronom podszedł do zjawiska. Udało mu się nakłonić osoby i stworzyć z nich 65 punktów obserwacyjnych tranzytu Wenus. Po rozmieszczał ich nie tylko w Europie ale także w miejscach innych krajach jak m/n: Dżakarcie czy na Sumatrze. Duży zapal o ogromny trud organizacyjny w tym czasie nie było coś podobnego przeprowadzić na światową skalę. Obserwacja zjawiska udała się w całości ale zmorą była jak zawsze służba czasu i współrzędne geograficzne obserwatorów. Dokładność kontaktów tarczy z planetą odnotowano z dokładnością do 0,5 minuty takie błędy po przeprowadzonej analizie obliczeniowej wahały się od 120 do 164 mln km a w paralaksie od 8 do 11 sekund. Następny tranzyt Wenus obserwacja pomiarowa tego zjawiska liczył już blisko 80 punktów obserwacyjnych. Miało one miejsce w 1769 roku . Liczna wyprawy obserwacyjne udały się do Meksyku, Haiti jak i też na polarną wyspę Vardo.
Znowu ekipa astronoma Jeana Delisle natrafiała na te same trudności ale znacznie było już ich mniej. Poprawiono służbę czasu i ustalono współrzędne miejsca obserwacji. Wyniku tego błąd obliczeniowy znacznie się zmniejszył do współczesnych pomiarów ale tak tez był ogromnie duży. Odległość miała rozpiętość od 149 do 158 mln km . Postanowił jeszcze raz przeanalizować wyniki i zapiski obserwacji z 1761 i 1769 roku. doszedł do wniosku , że większość odnotowanych momentów czasu po przeliczeniu na odległość oscyluje na 153 mln km. co odpowiadałoby paralaksie 8,6’’ . Otrzymana odległość Ziemia – Słońce jak na tamte mało dokładną służbę czasu i współrzędne geograficznych obserwatorów była wielkim wyczynem obliczeniowym . Pomyłka błędu wynosiła 3,4 mln km. ale i to tak już dokładniej niż poprzednio sądzono. Następne dwa tranzyty Wenus przypadały w XIX wieku 1874 i 1882 roku lata te to już pomiaru czasu wyposażone w chronometry czasowe jak i też rozwijająca się technika fotograficzna. Dokonane precyzyjne pomiary pozwoliły na wyznaczenie paralaksy Słońca od 8,76’’ do 8, 85’’ co odpowiada odległości od 148,6 mln km do 150,1 mln km. Na przełomie XIX/XX wieku astronom Simon Newcomb przeglądał się zdjęciom jakie wykonano podczas tranzytu Wenus , a dokładnie ich negatywom. Na podstawie ich sam wyznaczył momenty kontaktów planety Wenus z tarczą słoneczną. Znając już też prędkość światła wprowadzając na to poprawkę ostatecznie ustalił paralaksę na 8,80’’ co odpowiada 149,5 mln km. Błąd wynosił już nie cale 100 tyś km. Podczas ostatnich tranzytów z 2004 i 2012 roku otrzymano średnią odległość 149597870,691 km. Ciekawe jaką otrzymają odległość wykonując obserwacje na następnych tranzytach Wenus w XXII wieku. Jeszcze jedno zjawisko jakie dojdzie i będzie zjawiskiem tranzytu przypadnie w listopadzie 2065 roku mianowicie tracza Wenus, będzie przemieszczała sie na tle tarczy Jowisza. Chociaż zjawisko zachodzić będzie przy bliskiej kątowej odległości Słońca na niebie warto pokusić się tą obserwacją jest szansa na uściślenie średniej odległości Słońce – Wenus.
Prawidłowość wykonania obserwacji zakryć gwiazd wiąże się niewątpliwie z dokładną efemeryda zjawiska. Wyliczenie zakryć gwiazd przez tarczę Księżyca wykonuje się dwoma metodami jedna z nich to analityczna, druga graficzna. Metoda analityczna, obliczeniowa oparta jest przede wszystkim na teorii zaćmień Bessela. Oczywiście zamiast Słońca w niej przy zakryciach odnosi się do konkretnej gwiazdy. W sumie metoda wyliczenia zakryć gwiazd jest analogowa, do wykonywania obliczeń metodą Bessela. W obu przypadkach oblicza się w układzie prostokątnym współrzędnych x,0,y położenie środka cienia Księżyca i o promieniu tarczy 0,272 na dany moment czasu. W układzie współrzędnym prostokątnym również narysowany jest koło o promieniu jednostkowym r = 1,0 symbolizującą Ziemię. Zmiana wartość w układzie x,0,y przedstawia nam ruch Księżyca na tle Ziemi. Znając współrzędne obserwatora możemy wyznaczyć moment zakrycia/odkrycia dla niego zakrywania danej gwiazdy. Metoda wyliczeniowa w których stosuje się odpowiednie wzory jest znacznie dokładniejsza wyznaczeniu momentów zjawisk zakryć. W wyliczeniach zaćmień Słońca, Księżycach i zakryć gwiazd we współczesnej technice obliczeniowej mają wielkie i ogromne zastosowanie komputery. Wyliczenia tych zjawisk jest procesem złożonym im dokładniejsze dane gwiazdy jej położenia na sferze niebieskiej i znajomości teorii ruchu Księżyca. Teoria ruchu Księżyca oparta jest na uwzględnianiu setek współczynników i poprawek do perturbacji pochodzący od Ziemi, Słońca i największych planet. Wszystkie takie uwzględnienia wpływają na wyniki obliczeń zjawisk zakryć i zaćmieniowych. Żeby to wszystko wyliczyć na komputery opracowuje się specjalne algorytmy przetworzone na język programowania. W tej chwili jeżeli ktoś zna się z miłośników astronomii na sztuce programowania i jest w posiadaniu komputer i książki Algorytmy Astronomiczne autora Jean’a Meeusa stworzyć program zakryć i zaćmień. Obliczenia wykonane przez komputer dane efemerydalne zakryć i zaćmień uzyskuje się w ciągu dosłownie w czasie 2-3 sekund. Jeszcze spoglądając w przeszłość 40-50 lata temu wyliczenia podobnych zjawisk wykonywane były z pomocą suwaków logarytmicznych i pierwszych kalkulatorów elektronicznych wyposażone w podstawowe funkcje trygonometryczne. W jakiś sposób przyspieszało to proces obliczeń ale ich wykonywanie było pracochłonne wymagało to dużego nakładu pracy.
Druga metoda jaką wykonywało się wyliczenia momentów zakryć gwiazd przez tarczę Księżyca była graficzną. Wyliczenia tą metodą dokonywano głownie na przełomie XIX/XX i co jakiś czas podległa modyfikacji w celu uzyskiwania coraz to dokładniejszych wyników. Jednak nie wiem jak by się starano wyliczenia graficzne były obarczono błędem nawet do 0,2 – 0,3 minuty. W niej w układzie współrzędnym z danymi dla konkretnego obserwatora analizowało się przemieszczanie tarczy Księżyca względem gwiazdy. Chciałbym dokonać graficznej analizy takiego zakrycia gwiazdy programem, którego jestem autorem. Jest to program Astro-Excel Panel Zaćmień i Zakryć. Wybrałem dwa wydarzenia jedno to gwiazda (epsilon) Tauri +3,6 mag. która uległa zakryciu 24 stycznia 1983 roku w moim mieście (Bełchatów). Poniżej dane wyliczone:
Moment złączenia geocentrycznego godz. 21:43:15; x = 0,000279; y = 0,300392; paralaksa Księżyca 0,992813°, współrzędne gwiazdy RA = 4,460556 h; DEC = 19,143889°; Księżyca RA = 4,460856 h; DEC = 19,442109°. Po wykorzystaniu odpowiednich wzorów moment początku zakrycia: Tp = 22,268 h; koniec Tk = 23,052 h.
Jeszcze jedno zakrycie w dniu 29 stycznia 2034 roku gwiazdy (alfa) Tauri (Aldebaran) + 0,89 mag:
Moment złączenia geocentrycznego godz. 16:48:57 UT x = -0,000716; y = 0,836135; paralaksa Księżyca =0,978775°, Współrzędne gwiazdy RA = 4,631389h; DEC = 16,574444°; Księżyca RA = 4,631340h; DEC = 17,392820°. Po wykorzystaniu odpowiednich wzorów moment początku zakrycia: Tp = 15,623h; koniec Tk = 16,475h.
Jeszcze jeden element podczas zakryć gwiazd przez tarczę Księżyca jest bardzo ważny. Mianowicie kąty pozycyjne za pomocą właśnie znanych ich wartości możemy określić w którym miejscu tarczy Księżyca dojedzie do zakrycia/odkrycia. Wówczas bardziej możemy zwrócić uwagę na tą część tarczy co z kolei poprawi nas sam wynik uchwycenia samego momentu czasu. Mamy do czynienia z kilkoma pozycyjnymi kątami jednym z nich jestkąt pozycyjny od bieguna, liczony od północnego punktu tarczy skierowany ku północnemu biegunowi świata. Innym kątem jest kąt pozycyjny od zenitu. Ten kąt wyznacza nam środek tarczy położenia ku zenitowi, a liczny w kierunku odwrotnym do ruchu wskazówek zegara. Najważniejszy kat pozycyjny liczony od północnego bieguna do gwiazdy w którym ona zanika za tarczą lub się pojawia. Jest on naprawdę nieodzowną wartością dającą możliwość dokładnego położenia tarczy Księżyca, a względem zakrywanej gwiazdy. To o czym pisałem o znaczeniu naukowym zjawisk typu zaćmień i zakryć ma ogromne w dalszym ciągu znaczenie dla nauki. Poznawanie jego ruchu pozwala ocenić jak długo będziemy się cieszyć wyglądem Księżyca na sferze niebieskiej. Obserwacja zakryć pozwoliła ustalić, że nasz naturalny satelita oddala się od Ziemi. Potwierdzają to również pozostawione odbłyśniki laserowe pozostawione po przez załogowe misje Apollo ponad pół wieku temu.
Janusz Bańkowski
korekta: Wojciech Burzyński
LITERATURA:
[1] Jean Meeus – „Elements of Solar Eclipses 1951-2200” (1989)
[2] Jean Meeus – „Astronomical Algorithms” (1991)
[3] Jean Meeus – „Mathematical Astronomy Morsels III” (2004)
[4] A. A. Michajłow – Teorija zatmienij (1954)
[5] P. Ahnert – Astronomisch-chronologische Tafeln für Sonne, Mond und Planeten (1971)
[6] M.M. Dagajew – Słonecznyje i łunnyje zatmienija (1978)