Лунные затмения (с точки зрения гипотетического наблюдателя на Луне они будут, разумеется, солнечными) происходят во время полнолуния, когда наш естественный спутник проходит узел, противоположный тому, где находится Солнце, и попадает в конус тени, отбрасываемой Землей. Внутри тени нет прямых солнечных лучей, но свет, преломившийся в земной атмосфере, все же попадает на поверхность Луны. Обычно он окрашивает ее в красноватый (а иногда буро-зеленоватый) цвет из-за того, что в воздухе длинноволновое (красное) излучение поглощается меньше, чем коротковолновое (синее). Можно представить себе, какой ужас наводил на первобытного человека внезапно помрачившийся зловеще красный диск Луны! Что уж говорить о солнечных затмениях, когда с неба вдруг начинало исчезать дневное светило — главное божество для многих народов?
Неудивительно, что поиск закономерностей в распорядке затмений стал одной из первых сложных астрономических задач. Ассирийские клинописные таблички, относящиеся к 1400—900 годам до н. э., содержат данные о систематических наблюдениях затмений в эпоху вавилонских царей, а также упоминание о замечательном периоде в 65851/3 суток (саросе), в течение которого повторяется последовательность лунных и солнечных затмений. Греки пошли еще дальше — по форме тени, наползающей на Луну, они сделали вывод о шарообразности Земли и о том, что Солнце намного превосходит ее по размерам.
Современные методы позволяют точно рассчитать, когда, где и как наблюдается то или иное затмение, благодаря чему они оказываются надежным инструментом для датировки исторических событий.
Как определяют массы других звезд
Затменно-переменными звездами называют тесные двойные системы, в которых две звезды обращаются вокруг общего центра масс так, что орбита повернута к нам ребром. Тогда две звезды регулярно затмевают друг друга, а земной наблюдатель видит периодические изменения их суммарного блеска. Самая известная затменно-переменная звезда — Алголь (бета Персея). Период обращения в этой системе составляет 2 суток 20 часов и 49 минут. За это время на кривой блеска наблюдается два минимума. Один глубокий, когда небольшая, но горячая белая звезда Алголь А полностью скрывается позади тусклого красного гиганта Алголя B. В это время совокупная яркость двойной звезды падает почти в 3 раза. Менее заметный спад блеска — на 5—6% — наблюдается, когда Алголь А проходит на фоне Алголя В и немного ослабляет его блеск. Тщательное изучение кривой блеска позволяет узнать много важных сведений о звездной системе: размеры и светимости каждой из двух звезд, степень вытянутости их орбиты, отклонение формы звезд от шарообразной под действием приливных сил и самое главное — массы звезд. Без этих сведений было бы трудно создать и проверить современную теорию строения и эволюции звезд. Звезды могут затмеваться не только звездами, но и планетами. Когда 8 июня 2004 года планета Венера прошла по диску Солнца, мало кому пришло в голову говорить о затмении, поскольку на блеске Солнца крошечное темное пятнышко Венеры почти не сказалось. Но если бы на ее месте оказался газовый гигант типа Юпитера, он заслонил бы примерно 1% площади солнечного диска и на столько же снизил бы его блеск. Это уже можно зарегистрировать современными инструментами, и на сегодня уже есть случаи таких наблюдений. Причем некоторые из них выполнены любителями астрономии. Фактически «экзопланетные» затмения — это единственный доступный любителям способ наблюдать планеты у других звезд.
Александр Сергеев
Шесть сотен «исходников»
С удалением от Солнца внешняя корона постепенно тускнеет. Там, где на фотоснимках она сливается с фоном неба, ее яркость в миллион раз меньше яркости протуберанцев и окружающей их внутренней короны. На первый взгляд невозможно сфотографировать корону на всем ее протяжении от края солнечного диска до слияния с фоном неба, ведь хорошо известно, что динамический диапазон фотографических матриц и эмульсий в тысячи раз меньше. Но снимки, которыми иллюстрирована эта статья, доказывают обратное. Задача имеет решение! Только идти к результату нужно не напролом, а в обход: вместо одного «идеального» кадра нужно сделать серию снимков с разной экспозицией. Разные снимки будут выявлять области короны, находящиеся на разных расстояниях от Солнца.
Такие снимки сначала обрабатываются отдельно, а потом совмещаются друг с другом по деталям лучей короны (по Луне снимки совмещать нельзя, ведь она быстро движется относительно Солнца). Цифровая обработка фотоснимков не так проста, как кажется. Однако наш опыт показывает, что свести воедино можно любые снимки одного затмения. Широкоугольные с длиннофокусными, с малой и большой экспозицией, профессиональные и любительские. В этих снимках частицы труда двадцати пяти наблюдателей, фотографировавших затмение 2006 года в Турции , на Кавказе и в Астрахани.
Читать дальше
