Przystanek nauka - portal Uniwesytetu Śląskiego w Katowicach

W bieżącym roku dzień 20 marca rozpocznie się jeszcze w czasie trwania astronomicznej zimy, a zakończy się już… wiosną.  W tym dniu czeka nas duża atrakcja astronomiczna, a mianowicie całkowite zaćmienie Słońca. Niestety, u nas nie będzie ono widoczne w całej okazałości – będzie to tylko zaćmienie częściowe. Warto jednak zwrócić na nie baczną uwagę, ponieważ obserwatorzy z terenu Polski będą mogli stwierdzić, że w momencie maksymalnej fazy zjawiska znacznie więcej niż połowa tarczy słonecznej zniknie w cieniu Księżyca.

Jakie są przyczyny zaćmienia Słońca? Dlaczego w określonym punkcie kuli ziemskiej widać je bardzo rzadko? Dlaczego każdorazowe całkowite zaćmienie Słońca bywa widoczne tylko na niewielkim skrawku Ziemi? Poszukując odpowiedzi na postawione pytania, przypomnijmy, że w układzie trzech ciał, a są to: Ziemia, Słońce i Księżyc obserwuje się dwa rodzaje zaćmień, które jakościowo są całkowicie różne:

• Zaćmienie Słońca, podczas którego Słońce świeci bez zmian, lecz dla pewnych, niewielkich obszarów Ziemi jest częściowo lub całkowicie zasłonięte przez Księżyc.
• Zaćmienie Księżyca, podczas którego Księżyc rzeczywiście niemal zupełnie przestaje świecić, ponieważ po wejściu w cień Ziemi nie otrzymuje niemal zupełnie światła słonecznego.

Zaćmienie Słońca jest widoczne w miejscu, gdzie stożek pełnego cienia rzucanego w przestrzeń przez Księżyc dosięga powierzchni Ziemi. Maksymalna szerokość pasa widoczności zaćmienia całkowitego liczy niespełna 300 kilometrów, jednak zazwyczaj jest znacznie mniejsza. W danym punkcie na Ziemi całkowite zaćmienie trwa kilkadziesiąt sekund – co najwyżej kilka minut. W określonym miejscu na Ziemi całkowite zaćmienie Słońca zdarza się przeciętnie co niemal 400 lat. Od tej statystyki zdarzają się jednak odstępstwa. I tak na przykład w Jerozolimie przez niemal osiem wieków (w latach od 30 września 1131 p.n.e. do 4 lipca 336 n.e.) nie było całkowitego zaćmienia Słońca. W Australii natomiast, w Brisbane obserwowano dwa kolejne całkowite zaćmienia w odstępie niespełna roku. Nastąpiły one 5 kwietnia 1856 r., a następnie 25 marca 1857 r.

Podczas całkowitego zaćmienia Słońca, wokół ciemnej tarczy Księżyca widnieje delikatna, promienista aureola – korona słoneczna, której kształt i rozmiary zależą od fazy aktywności Słońca. Bardzo ciekawe, lecz nie tak widowiskowe jest zaćmienie obrączkowe. Zachodzi ono wówczas, gdy stożek pełnego cienia Księżyca nie dotyka Ziemi, lecz kończy się nad jej powierzchnią. W maksymalnej fazie takiego zaćmienia widzimy wokół ciemnej tarczy Księżyca bardzo jasną, świetlistą obrączkę, której grubość zależy od kątowych rozmiarów Księżyca. Świeci ona tak jasno, że uniemożliwia oglądanie korony słonecznej. Zaćmienie to w maksymalnej fazie, w określonym miejscu powierzchni Ziemi, można oglądać nawet przez nieco ponad dwanaście minut.
 
Aby doszło do zaćmienia Słońca lub Księżyca muszą być spełnione dwa następujące warunki:

• Księżyc musi być w odpowiedniej fazie: w nowiu – dla zaćmienia Słońca, a w pełni – dla zaćmienia Księżyca.
• Zarówno Słońce, jak i Księżyc muszą być blisko któregoś węzła orbity Księżyca. Wspomniane węzły to punkty przecięcia się orbity naszego satelity z ekliptyką. Rozróżniamy dwa węzły: wstępujący, gdy Księżyc przecina ekliptykę i wchodzi na tę część sfery niebieskiej, która leży na północ od ekliptyki, a więc ma szerokość ekliptyczną dodatnią i zstępujący – w odwrotnej sytuacji.

Obserwuje się następujące rodzaje zaćmień Słońca:

• częściowe,
• całkowite,
• obrączkowe (zwane też pierścieniowym),
• hybrydowe.

Każde zjawisko rozpoczyna się zaćmieniem częściowym przy zachodnim brzegu tarczy słonecznej. Jest tak dlatego, że Księżyc pozornie poruszając się na tle gwiazd w kierunku z zachodu na wschód i wędrując szybciej niż Słońce, dogania je od strony zachodniej. Zaćmienie przebiega na jeden z poniższych sposobów:

• częściowe,
• częściowe – całkowite – częściowe,
• częściowe – obrączkowe – częściowe,
• częściowe – (hybrydowe) – częściowe.

Zaćmienie hybrydowe następuje wówczas, gdy w części pasa widoczności centralnego zaćmienia występuje ono jako całkowite, a w pozostałej części – jako obrączkowe. Wiadomo, że geocentryczna orbita Księżyca jest elipsą, więc odległość Ziemia – Księżyc zmienia się nieustannie, co powoduje zauważalne zmiany kątowych rozmiarów tarczy księżycowej. Zadziwiające jest, że zmiany te przebiegają tak szybko! W ciągu kilku godzin trwania określonego zaćmienia Słońca, Księżyc może być aż tak duży, że uda mu się przesłonić całą tarczę słoneczną (zaćmienie całkowite) i może też „schudnąć” tak znacznie, że będzie się wydawał mniejszy od Słońca, a spoza jego ciemnej tarczy będzie widoczny zaledwie brzeg naszej gwiazdy dziennej, w postaci ognistego pierścienia (zaćmienie obrączkowe).

Każdego roku muszą zdarzyć się co najmniej dwa zaćmienia Słońca. Może ich być aż pięć, ale to występuje niesłychanie rzadko. Częściej zdarzają się lata kalendarzowe z czterema zaćmieniami Słońca. Będzie tak na przykład w roku 2029. Według Kanonu Zaćmień Oppolzera, w czasie od 1207 p.n.e. do 2162 n.e. przypada 8 000 zaćmień Słońca i 5 200 zaćmień Księżyca. W ciągu tysiąca lat następuje przeciętnie 2375 zaćmień Słońca, w tej liczbie około 650 to zaćmienia całkowite.

Analizując kanon zaćmień Słońca, nie potrafimy uchwycić dostrzegalnej prawidłowości w kolejnym następstwie tych zjawisk. Astronomowie jednak dokładnie wiedzą, że zaćmienia Słońca (i Księżyca) powtarzają się bardzo regularnie. Okres czasu, po którym powtórzy się dowolne zaćmienie, to tak zwany saros, który znany był już Chaldejczykom. Liczy on 18 lat i 10 lub 11 dni. Liczba dni jest zależna od tego, ile lat przestępnych zawiera dany saros – jeśli cztery, to do 18 lat dodajemy 10 dni, jeśli aż pięć, to dodajemy drugą końcówkę, czyli 11 dni. Saros to najmniejsza wspólna wielokrotność:

• miesiąca synodycznego, po którym powtarzają się równoimienne fazy Księżyca (na przykład dwa kolejne nowie lub dwie kolejne pełnie);
  trwa on 29^d 12^h 44^m 2.9^s ,
• miesiąca smoczego, po którym powtarzają się dwa kolejne przejścia Księżyca przez ten sam węzeł jego orbity;
  trwa on 27^d 6^h 5^m 35,9^s  ,
• roku zaćmieniowego, który upływa między dwoma kolejnymi przejściami Słońca przez ten sam węzeł orbity Księżyca;
  trwa on 346^d 14^h 52^m 54,4^s.

Najmniejsza wspólna wielokrotność wymienionych jednostek wynosi 6 585^d 7^h 42^m i gwarantuje powtórzenie się określonego zaćmienia. Końcówka 7^h 42^m powoduje, że kolejne zaćmienie Słońca, chociaż istotnie powtórzy się po upływie sarosu, będzie jednak widoczne z nieco innego obszaru Ziemi. Można więc sformułować następujący wniosek: Jeśli skupimy uwagę na dowolnym zaćmieniu Słońca, to jest pewne, że po upływie sarosu nastąpi również zaćmienie, o niemal identycznym przebiegu jak rozważane, ale obszar widoczności tego następnego zaćmienia przemieści się nieco na kuli ziemskiej i powędruje w kierunku północnego wschodu.

Pełny cykl serii sarosów rozpoczyna się częściowym zaćmieniem Słońca, widocznym z okolic ziemskiego bieguna, co następuje, gdy Księżyc przechodzi w odległości 18 stopni od węzła swej orbity. Jeśli Księżyc jest wówczas na wschód od węzła zstępującego, to pierwsze zaćmienie Słońca z rozważanej serii sarosów jest widoczne jako częściowe na niewielkim skrawku Ziemi w okolicy bieguna południowego. Po 10 lub 11 sarosach, co trwa około 200 lat, następuje pierwsze zaćmienie centralne (całkowite lub obrączkowe), widoczne – oczywiście – również z okolicy tego bieguna. W czasie około 950 lat obszar widoczności rozważanego zaćmienia wędruje ku północy, przemieszczając się każdorazowo o około 300 kilometrów, aż dojdzie do bieguna północnego. Pełna seria sarosów trwa około 13-tu stuleci i obejmuje od 70 do 80 zaćmień, w tej liczbie około 50 centralnych.

Jeśli seria rozpoczyna się przy węźle wstępującym, to pierwsze zaćmienie jest częściowe i widać je tylko z niewielkiego skrawka Ziemi, w pobliżu bieguna północnego, a cały cykl przebiega w poprzednio opisanym rytmie, lecz – oczywiście – w odwrotnej kolejności. W obrębie każdej serii sarosów różna jest liczba poszczególnych zaćmień Słońca. I tak na przykład w serii o numerze 139 (w latach od 17 maja 1501 do 3 lipca 2763) nie ma ani jednego zaćmienia obrączkowego, jest natomiast aż 12 zaćmień hybrydowych i aż 43 zaćmienia całkowite. Seria sarosów o numerze 141 (od 19 maja 1613 do 13 czerwca 2857) liczy 70 zaćmień, w tym 41 obrączkowych oraz brak zaćmień hybrydowych i całkowitych. Zaćmienia Słońca następujące w każdym roku kalendarzowym, należą oczywiście do różnych sarosów.

Tegoroczne marcowe zaćmienie Słońca należy do serii sarosów o numerze 120 (od 27 maja 933 do 7 lipca 2195). Liczy ona łącznie 71 zaćmień, a wśród nich: 16 częściowych, 25 obrączkowych, 26 całkowitych i 4 hybrydowe. Maksymalny czas trwania całkowitego zaćmienia, w środku pasa całkowitości, tym razem wynosi dwie minuty i czterdzieści siedem sekund. Zaćmienie będzie widoczne w otoczeniu bieguna północnego, na Atlantyku, Wyspach Owczych i archipelagu Svalbard, którego największą wyspą jest Spitsbergen.

W Polsce zaćmienie będzie widoczne w godzinach przedpołudniowych, a maksymalna faza nastąpi około godziny jedenastej czasu środkowoeuropejskiego. W poprzednim zdaniu czytamy, że będzie to „około jedenastej” – co oznacza, że w różnych punktach Polski momenty te będą się nieco różniły. Wszak Księżyc jest w ciągłym ruchu — okrąża Ziemię i dlatego jego cień wędruje po powierzchni naszej planety. Ważne ostrzeżenie: patrząc bezpośrednio na Słońce można poważnie uszkodzić wzrok. Aby tego uniknąć trzeba koniecznie zabezpieczyć oczy bardzo ciemnym filtrem! 

I jeszcze końcowa uwaga. W minionym półwieczu nastąpił burzliwy rozwój astronomii naziemnej. Powstała również nowa dziedzina — astronomia pozaatmosferyczna, dzięki której współczesne badania Wszechświata prowadzi się we wszystkich przedziałach widma elektromagnetycznego – również w zakresie radioastronomii. A zatem ciała niebieskie możemy widzieć, a także… słyszeć! Obserwuje się więc również Słońce na falach radiowych. Słońce „widziane” radioteleskopem ma średnicę większą od tego, które rozjaśnia nam każdy dzień. Nasuwa się więc oczywisty wniosek, że każde zaćmienie Słońca radiowego jest tylko zaćmieniem częściowym, ale to już domena zainteresowania radioastronomów.

*Tekst autorstwa dr Marii Pańków.