Zatmenie

Zatmenie je astronomický jav, ktorý nastáva keď sa jeden vesmírny objekt dostane do tieňa iného vesmírneho objektu. Aby zatmenie nastalo vo vnútri planetárneho systému, akým je napríklad slnečná sústava, musí sa vytvoriť tzv. syzýgia. Syzýgia je zoskupenie troch alebo viacerých vesmírnych telies v rovnakom gravitačnom systéme v priamej línii.

Slovo zatmenie sa najčastejšie používa pri zatmení Slnka, keď sa tieň Mesiaca premietne na povrch Zeme, alebo pri zatmení Mesiaca, keď sa Mesiac dostane do tieňa Zeme. Tento úkaz sa však môže týkať aj udalostí mimo Zeme a Mesiaca, keď sa napríklad planéta dostane do tieňa svojho mesiaca, mesiac prejde tieňom vrhaným jeho materskou planétou alebo mesiac prejde do tieňa vrhaného iným mesiacom. Dvojhviezda môže tiež vytvárať zatmenia, ak sa rovina jej obežnej dráhy prelína s pozíciou pozorovateľa.

Syzýgia je zoskupenie troch alebo viacerých vesmírnych telies v rovnakom gravitačnom systéme v priamej línii. Toto slovo je väčšinou používané v súvislosti so Slnkom, Zemou, Mesiacom alebo planétami, ktoré sú momentálne v konjunkcii alebo opozícii. Slnečné a mesačné zatmenia nastávajú v čase syzýgie pri prechodoch alebo okultáciách.

Zatmenie nastáva, keď vznikne syzýgia medzi hviezdou a dvoma vesmírnymi telesami, ako je napríklad planéta a jej mesiac. Tieň vytvorený objektom bližším ku hviezde sa odrazí na povrchu vzdialenejšieho telesa. Znížením množstva svetelnosti sa zmenší veľkosť zasiahnutého povrchu. Oblasť zasiahnutá tieňom cloniaceho telesa je rozdelená na umbru (tieň), kde je svetlo vyžarované hviezdnou fotosférou úplne blokované, a penumbru (polotieň), kde je blokovaná iba časť svetla.

Keď sú hviezda a menší clonený objekt takmer v jednej rovine, umbra vo vesmíre vytvorí kužeľovitú oblasť tieňa. Úplné zatmenie nastáva vtedy, keď sa pozorovateľ nachádza vo vnútri umbry cloneného telesa. Úplnosť nastáva v bode maximálneho štádia počas úplného zatmenia, keď clonené teleso je úplne zakryté.

Za oblasťou umbry (čiže nad vrcholom kužeľovitého úplneho tieňa) sa nachádza priestor nazývaný antumbra. Pozorovateľ v autumbre vidí planétu alebo mesiac ako prechádzajú naprieč diskom hviezdy, ktorá ich ale úplne nezakrýva. Pre pozorovateľa vo vnútri antumbry zatmenia Slnka sa Mesiac javí menší ako Slnko, ktoré okolo neho vytvára žiarivý kruh. Zvyšný priestor zatemneného priestoru, kde iba zlomok cloniaceho telesa zakrýva hviezdu, sa nazýva penumbra. Zatmenie, ktoré nedosiahne úplnosť, napríklad, keď sa pozorovateľ po celý čas nachádza nachádza v penumbre, sa nazýva čiastočné zatmenie.

Pre guľovité telesá kde cloniaci objekt je menší ako hviezda, je dĺžka (L) kužeľovitej oblasti tieňa umbry daná ako:

${\displaystyle L\ =\ {\frac {r\cdot R_{o}}{R_{s}-R_{o}}}}$

kde (R_s) je polomer hviezdy, (R_o) je polomer cloneného telesa a (r) je vzdialenosť od hviezdy k cloniacemu telesu. Pre Zem, priemerné L je 1,384×10⁶ km, čo je oveľa väčšia vzdialenosť ako veľká polos mesiaca 3,844×10⁵ km. Z toho dôvodu dokáže kužeľ umbry na Zemi úplne zakryť Mesiac počas zatmenia Mesiaca. Ak má clonené teleso atmosféru, nejaká časť zo svetla hviezdy môže byť odrazená do priestoru umbry. Toto môže nastať napríklad počas zatmenia Mesiaca Zemou. Vtedy vzniká slabá, silno červená žiara mesiaca, viditeľná dokonca aj pri úplnom zatmení.

Astronomický prechod je tiež druhom syzýgie, ale popisuje situáciu, kde má bližšie teleso oveľa menšiu zdanlivú veľkosť ako vzdialenejšie teleso. Podobne aj okultácia je syzýgia, kde sa zdanlivá veľkosť bližšieho telesa javí oveľa väčšia ako vzdialenejšie teleso, ktoré je preto počas zatmenia úplne zakryté.

Cyklus zatmenia nastáva, keď je séria zatmení oddelená určitým intervalom času. Toto nastáva, keď obežný pohyb telies vytvorí opakujúci sa harmonický vzorec. Špecifickou situáciou je Sarosov cyklus, ktorý opakuje slnečné alebo mesačné zatmenie každých 6585,3 dní (približne 18 rokov).

Zatmenie týkajúce sa Slnka, Zeme a Mesiaca môže nastať iba vtedy, Keď sa všetky tri telesá nachádzajú v priamej línii (alebo sa jej približujú). Tým vznikne tieň, ktorý dopadá na zatemnený objekt. Kvôli obežnej dráhe Mesiaca, ktorá je oproti obežnej dráhe Zeme (ekliptike) naklonená, zatmenie nastáva iba ak je Mesiac blízko priesečníka týchto dvoch telies (uzlov). Slnko, Zem a uzly sú v jednej rovine dvakrát do roka, v tomto období môže vzniknúť zatmenie s odchýlkou dvoch mesiacov. Počas jedného kalendárneho roka môžu vzniknúť 4 až 7 zatmení, ktoré sa opakujú v závislosti od cyklov zatmenia, ako je napríklad Sarosov cyklus.

Bližšie informácie v hlavnom článku: Zatmenie Slnka

Ak Mesiac zatieni Slnko, tento jav sa označuje ako zatmenie Slnka. Záznamy o zatmeniach Slnka sa datujú tisíce rokov do minulosti. Záznamy na hlinených tabuliach v Sýrii hovoria o zatmení Slnka v roku 1223 pred Kr., v Írsku je do kameňa vytesané pozorovanie tohto zatmenia z roku 3340 pred Kr. Čínske historické záznamy hovoria o pozorovaniach zatmenia pred viac ako 4000 rokmi a boli použité na meranie zmien v otáčaní Zeme. Dátumy zatmení môžu byť použité aj pri chronologickom datovaní historických záznamov.

Typ zatmenia Slnka závisí od vzdialenosti Mesiaca od Zeme počas zatmenia. Úplné zatmenie nastáva ak Zem pretne umbru, čím rozdelí tieň Mesiaca. V prípade ak umbra nedosiahne na zemský povrch je Slnko iba čiastočne zatienené. Tento jav sa nazýva prstencové zatmenie. Čiastočné zatmenie nastane, ak sa pozorovateľ nachádza vo vnútri penumbry.

Zlomok zo slnečného priemeru, ktorý je zakrytý Mesiacom, sa nazýva magnitúda zatmenia. Pre úplné zatmenie musí byť táto hodnota vždy väčšia alebo rovná jednej. Pri prstencovom sa na rozdiel od úplneho zatmenia magnitúda hrán smerom od Slnka k Mesiacu javí menšia.

Zatmenia Slnka sú relatívne krátke udalosti, ktoré sa dajú pozorovať v celom svojom priebehu. Za najlepších okolností môže úplné zatmenie trvať 7 minút, 31 sekúnd a môže byť pozorované na v oblasti s dĺžkou 250 km. Plocha pozorovania čiastočného zatmenia je oveľa väčšia. Umbra Mesiaca bude pokračovať na východ rýchlosťou 1 700 km/h až do bodu, kde sa už nepretína so Zemou.

Počas zatmenia Slnka môže niekedy Mesiac úplne zakryť Slnko, pretože jeho zdanlivá veľkosť je skoro taká istá ako veľkosť Slnka pri pozorovaní zo Zeme. Zatmenie Slnka je v podstate nesprávne pomenovanie, keďže v skutočnosti ide o zatemnenie Zeme Mesiacom.

Bližšie informácie v hlavnom článku: Zatmenie Mesiaca

Zatmenie Mesiaca nastane ak Mesiac prejde cez tieň vrhaný Zemou. Nastáva len vtedy, keď je Mesiac na vzdialenejšej strane Zeme od Slnka (v opozícii, čiže v splne). Na rozdiel od zatmenia Slnka môže byť zatmenie Mesiaca pozorované takmer z celej pologule. Z toho dôvodu je jeho pozorovanie jednoduchšie. Zatmenie Mesiaca trvá dlhšie, celá udalosť môže trvať až niekoľko hodín, časť totálneho zatmenia trvá 30 minút až jednu hodinu.

Existujú tri typy zatmenia Mesiaca:

• polotieňové, Mesiac prechádza iba penumbrou Zeme
• čiastočné, Mesiac čiastočne prechádza umbrou Zeme
• úplné, Mesiac úplne prechádza umbrou Zeme

Úplné zatmenie Mesiaca prechádza všetkými troma typmi. Počas úplného zatmenia nie je Mesiac čierny, slnečné svetlo prechádzajúce zemskou atmosférou pretína umbru, čím vytvára jemné osvetlenie. Podobne ako pri východe Slnka, atmosféra rozptyľuje svetlo v krátkych dĺžkach, takže osvetlenie Mesiaca lomeným svetlom má červený odtieň.

Zatmenia nie sú možné na planétach Merkúr a Venuša, pretože nemajú mesiace. Obidve planéty však môžu byť zo Zeme pozorované pri prechode cez disk slnka. Merkúr má približne 13 takýchto prechodov za storočie. Prechody Venuše nastávajú párovo, ktorý je oddelený intervalom ôsmich rokov, ale každý pár nastáva raz za menej ako jedno storočie.

Na Marse sú možné iba čiastočné zatmenia Slnka, pretože ani jeden z jeho mesiacov nie je dostatočne veľký, aby zakryl celé Slnko. Zatmenia mesiacov Marsom sú nielen nemožné, ale aj nezaujímavé, pretože nastávajú raz za niekoľko stoviek pozemských rokov. Niekedy nastane vzácna udalosť keď sa Deimos prekryje s Fobosom. Zatmenia Marsu boli odfotografované z obežnej dráhy, ale aj z povrchu Marsu.

Plynní obri (Jupiter, Saturn, Urán a Neptún) majú množstvo mesiacov a teda aj časté zatmenia. Najčastejšie sú na planéte Jupiter, ktorý má štyri najväčšie mesiace s nízkym skllonom rotačnej osi, čo robí zatmenia viac častými. Tieto telesá často prechádzajú cez tieň väčšej planéty. Zatmenia nastávajú s pravidelnou frekvenciou. Je bežné tiež vidieť tieň väčšieho mesiaca na povrchu oblakov Jupitera.

Zatmenia Galileovych mesiacov sa stali pravidelne predvídateľné od zistenia ich dráhových elementov. V 70-tych rokoch 17. storočia sa zistilo, že tieto javy nastávajú asi 17 minút po vypočítanom čase, keď sa Jupiter nachádza na vzdialenejšej strane Slnka. Ole Christensen Roemer dedukoval, že toto oneskorenie je spôsobené časom, ktoré potrebuje svetlo pri ceste od Jupitera k Zemi. Táto informácia bola použitá pri prvom odhade rýchlosti svetla.

Na troch ďalších plynných obroch nastávajú zatmenia v určitých intervaloch v závislosti od vyššej inklinácie medzi obežnou dráhou mesiaca a obežnou polohou planéty. Mesiac Titan má sklon dráhy 1,6° vzhľadom na rovník Saturnu, ale Saturn má sklon rotačnej osi skoro 27° k rovine svojej obežnej dráhy. Obežná dráha Titanu pretína rovinu obehu planéty iba v dvoch bodoch obežnej dráhy Saturna. Obežná doba Saturna je 29,7 roka, takže zatmenie je možné približne každých 15 rokov.

Časovanie zatmení joviálnych satelitov bolo často používané na vypočítanie zemepisnej dĺžky na Zemi. Ak bol známy čas, kedy bude možné pozorovanie zatmenia na štandardnej zemepisnej dĺžke (ako je Greenwich), časový rozdiel sa dal vypočítať presným pozorovaním miestneho času zatmenia. Časový rozdiel udáva zemepisnú dĺžku pozorovateľa, pretože každá hodina rozdielu znamená 15° okolo zemského rovníka. Túto techniku používal napríklad Giovanni Domenico Cassini v roku 1679 na premapovanie Francúzska.

Pluto s jeho úmerne väčším mesiacom Cháron je tiež miesto mnohých zatmení. Séria vzájomných zatmení prebehla medzi rokmi 1985 až 1990. Tieto každodenné udalosti viedli prvým presným meraniam fyzikálnych charakteristík obidvoch objektov.

Systém dvojhviezdy sa skladá z dvoch hviezd obiehajúcich okolo spoločného ťažiska. Pohyby obidvoch hviezd ležia v rovnakej obežnej rovine vo vesmíre. Ak sa táto rovina nachádza v blízkosti pozorovateľa, hviezdy môžu byť pozorované ako prechádzajú jedna popred druhú. Výsledok takéhoto typu vedľajšieho premenného systému sa nazýva zatmenie dvojhviezd.

Maximálna jasnosť systému dvojhviezdy je porovnateľná s množstvom jasnosti, ktorú majú jej jednotlivé zložky. Keď jedna hviezda prejde pred druhú, svetelnosť celého systému poklesne. Do pôvodného stavu sa vráti až keď sa hviezdy prestanú prekrývať. Dvojhviezda s takýmito zmenami jasnosti sa nazýva zákrytová premenná.

Prvý objavenou zákrytovou premennou hviezdou bol Algol, dvojhviezdny systém v súhvezdí Perseus. Normálna zdanlivá hviezdna veľkosť tohto systému je 2,1, ale každých 20,867 dní klesne na na 3,4 na dobu viac ako 9 hodín. Tento úkaz je spôsobený prechodom menej jasného člena dvojhviezdy pred jasnejšieho. Koncept zatmenia telesa z dôvodu zmeny svetelnosti vytvoril John Goodricke v roku 1783.

• Astronomický prechod
• Zatmenie Slnka
• Zatmenie Mesiaca
• Sarosov cyklus
• Syzýgia
• Cyklus zatmenia

• Commons ponúka multimediálne súbory na tému Zatmenie

• Katalóg cyklov zatmení (po anglicky)
• NASA - zatmenia (po anglicky)
• Medzinárodná astronomická únia - výskum zatmení (po anglicky)
• Interaktívna mapa zatmení (po anglicky)
• Úplné zatmenia (po anglicky)
• KNOL - zatmenia Archivované 2008-07-28 na Wayback Machine (po anglicky)

• Zatmenia Slnka a Mesiaca (po anglicky)
• Slnečná expedícia (po anglicky)
• Fotografie zatmení - prof. Druckmuller