Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Thiên thực”
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
Inter wiki |
Không có tóm lược sửa đổi |
||
Dòng 1:
'''
Termín zatmění je často používán k popisu buď zatmění Slunce, Měsíce, kdy je stín kříže na zemský povrch, nebo zatmění Měsíce, kdy se Měsíc přesune do stínu Země. However, it can also refer to such events beyond the Earth-Moon system: for example, a planet moving into the shadow cast by one of its moons, a moon passing into the shadow cast by its parent planet, or a moon passing into the shadow of another moon. To však může rovněž vztahovat na takové akce mimo Zemi-Moon systém: například planetu pohybující se do stínu odevzdaných jedním z jeho měsíce, Měsíc zápočtu do stínu odevzdává své mateřské planety, nebo měsíc průchodu do stín na další měsíc. A binary star system can also produce eclipses if the plane of their orbit intersects the position of the observer. Binární hvězda systém může také produkovat zatmění je-li letadlo na své oběžné dráze intersects postavení pozorovatele.
Contents Obsah [hide]
1 Syzygy 1 konjunkce
2 Earth-Moon System 2 Země-Moon systém
2.1 Solar eclipse 2,1 Sluneční zatmění
2.2 Lunar eclipse 2,2 zatmění Měsíce
3 Other planets 3 Ostatní planet
4 Eclipsing binaries 4 Zákrytová binární soubory
5 See also 5 Viz také
6 References 6 Odkazy
7 External links 7 Externí odkazy
7.1 Image galleries 7,1 Obrázek galerie
[ edit ] Syzygy [Editovat] konjunkce
Umbra and penumbra cast by a solid object occulting a light source. Umbra a polostín odevzdány pevný objekt occulting světelný zdroj. An eclipse occurs when there is a linear arrangement between a star and two celestial bodies, such as a planet and a moon. An zatmění dochází tehdy, když existuje lineární uspořádání mezi hvězdou a dvě vesmírná tělesa, jako například planety a Měsíc. The shadow cast by the object closest to the star intersects the more distant body, lowering the amount of luminosity reaching the latter's surface. Stín odevzdány objektu nejblíže hvězdy intersects ve větších vzdálenostech těla, snižuje se částka na svítivost dosáhla jeho povrchu. The region of shadow cast by the occulting body is divided into an umbra , where the radiation from the star's photosphere is completely blocked, and a penumbra , where only a portion of the radiation is blocked. [3] Oblast stínu odevzdaných v occulting těla je rozdělen do umbra, kde je záření z hvězdy je fotosféra, je zcela zablokován a polostín, kde pouze část záření je blokován [3].
A total eclipse will occur when the observer is located within the umbra of the occulting object. Úplné zatmění bude docházet, pokud je pozorovatel nacházející se uvnitř umbra ze occulting objektu. Totality occurs at the point of maximum phase during a total eclipse, when the occulted object is the most completely covered. Celkovou nastává v okamžiku maximální fáze, během celkové zatmění, kdy occulted objektu je většina zcela pokryty. Outside the umbra, the occulting object only partially covers the light source and this produces a partial eclipse. Mimo zastíněná, je occulting objektu pouze částečně kryje zdroj světla a to vytváří částečné zatmění. The part of the occulting object's shadow that extends beyond the umbra is called the antumbra. Část z occulting objektu stín, který zasahuje do umbra se nazývá antumbra. For observer inside the antumbra of a solar eclipse , the Moon appears smaller than the Sun . [3] Pro pozorovatele uvnitř antumbra o zatmění Slunce, Měsíce zdá menší, než je Slunce. [3]
For spherical bodies, when the occluding object is smaller than the star, the umbra forms a cone whose length ( L ) is given by: Pro sférické subjekty, kdy occluding objektu je menší než hvězda, je umbra tvoří kužel, jehož délka (L) je dána:
where R s is the radius of the star, R o is the occulting object's radius, and r is the distance from the star to the occulting object. kde R s je poloměr hvězdy, R o je occulting objektu poloměr, a r je vzdálenost od hvězdy k occulting objektu. For Earth , on average L is equal to 1.384×10 6 km , which is much larger than the Moon's semimajor axis of 3.844×10 5 km. Na Zemi je v průměru L je rovná 1,384 × 10 6 km, což je mnohem větší než Měsíc v semimajor osy 3,844 × 10 5 km. Hence the umbral cone of the Earth can completely envelop the Moon during a lunar eclipse . [4] If the occulting object has an atmosphere, however, some of the luminosity of the star can be refracted into the volume of the umbra. Proto je umbral kužel na Zemi může zcela obklopit Měsíce během zatmění Měsíce. [4] Je-li occulting objekt má atmosféru, však některé z svítivost na hvězda může být lomený do objemu z umbra. This occurs, for example, during an eclipse of the Moon by the Earth—producing a faint, ruddy illumination of the Moon even at totality. K tomu dochází například při zatmění Měsíce na Zemi-o pořízení slabý, červený osvětlení na Měsíci ani na výši.
An astronomical transit is also a type of syzygy, but is used to describe the situation where the nearer object is considerably smaller in apparent size than the more distant object. Astronomickou tranzitu je rovněž typem konjunkce, ale je používán k popisu situace, kdy se blíže objektu je podstatně menší, než je zřejmé, velikost vzdálenějších objektů. Likewise, an occultation is a syzygy where the apparent size of the nearer object appears much larger than the distant object, and the distant object becomes completely hidden during the event. Podobně je occultation je konjunkce, kde se zdánlivé velikosti z bližšího objektu se zdá mnohem větší než ve vzdálených objektů, a vzdálených objektů se stává zcela skryté v průběhu akce.
An eclipse cycle takes place when a series of eclipses are separated by a certain interval of time. An zatmění cyklu dochází, když se série zatmění jsou odděleny do určitého časového intervalu. This happens when the orbital motions of the bodies form repeating harmonic patterns. K tomu dochází, když orbitální návrhy na subjekty formou opakujícího se harmonického vzory. A particular instance is the Saros cycle , which results in a repetition of a solar or lunar eclipse every 6,585.3 days, or a little over 18 years. Zvláštní instance je Saros cyklu, což ve výsledku znamená opakování nějaké sluneční nebo měsíční zatmění každý 6585,3 dny, nebo o něco více než 18 let. However, because this cycle has an odd number of days, a successive eclipse is viewed from a different part of the world. [5] Nicméně, protože tento cyklus má lichý počet dní, po sobě jdoucí zatmění je posuzována z různých částí světa. [5]
[ edit ] Earth-Moon System [Editovat] Země-Moon systém
An eclipse involving the Sun, Earth and Moon can occur only when they are nearly in a straight line, allowing the shadow cast by the Sun to fall upon the eclipsed body. An zatmění Slunce účastí, Země a Měsíce může nastat pouze v případě, kdy jsou téměř v přímé linii, což umožňuje, aby uvrhli stín na Slunce poklesne na zastínil těla. Because the orbital plane of the Moon is tilted with respect to the orbital plane of the Earth (the ecliptic ), eclipses can occur only when the Moon is close to the intersection of these two planes (the nodes ). Protože oběžné roviny Měsíce se při naklonění vůči oběžné rovině Země (dále ekliptický), může dojít k zatmění Měsíce pouze tehdy, když je blízko k průsečíku těchto dvou rovin (uzlů). The Sun, Earth and nodes are aligned twice a year, and eclipses can occur during a period of about two months around these times. Slunce, Země a uzly jsou sladěny dvakrát ročně, a zatmění mohou nastat po dobu zhruba dvou měsíců kolem těchto časů. There can be from four to seven eclipses in a calendar year , which repeat according to various eclipse cycles , such as the Saros cycle . Tady může být čtyři až sedm zatmění v kalendářním roce, který se opakuje v závislosti na různých zatmění cykly, jako je Saros cyklu.
[ edit ] Solar eclipse [Editovat] Sluneční zatmění
Main article: Solar eclipse Hlavní článek: Sluneční zatmění
An eclipse of the Sun by the Moon is termed a solar eclipse. An Eclipse of the Sun od Měsíce se nazývá slunečního zatmění. Records of solar eclipses have been kept since ancient times. Záznamy o sluneční zatmění byla držena od nejstarších dob. A Syrian clay tablet records a solar eclipse on March 5, 1223 BCE, [6] while Paul Griffin argues that a stone in Ireland records an eclipse on November 30, 3340 BCE. [7] Chinese historical records of solar eclipses date back over 4,000 years and have been used to measure changes in the Earth's rate of spin. [8] Eclipse dates can also be used for chronological dating of historical records. A syrské hlíny tableta zaznamenává zatmění Slunce v 5. března 1223 př. nl, [6], zatímco Paul Griffin tvrdí, že kámen v Irsko zaznamenáno minimum dne 30. listopad 3340 př. nl [7]. Čínských historických záznamů na sluneční zatmění sahají více než 4000 let a byla používána k měření změn v zemské sazba otáčet [8]. Eclipse Data mohou být také použita pro časové datování historických záznamů.
Totality during the 1999 solar eclipse. Solar prominences can be seen along the limb (in red) as well as extensive coronal filaments. Celkovou během 1999 zatmění slunce. Sluneční prominences lze pozorovat podél končetiny (červeně), stejně jako rozsáhlé koronální vláken. The type of solar eclipse event depends on the distance of the Moon from the Earth during the event. Typ zatmění Slunce případě závisí na vzdálenosti Měsíce od Země během akce. A total solar eclipse occurs when the Earth intersects the umbra portion of the Moon's shadow. Úplné zatmění Slunce dochází tehdy, když Země intersects na zastíněná část Měsíce je stín. When the umbra does not reach the surface of the Earth, the Sun is only partially occluded, resulting in an annular eclipse. Když umbra nedosahuje povrchu Země, Slunce je pouze částečně occluded, což vede k mezikruží zatmění. Partial solar eclipses occur when the viewer is inside the penumbra. [9] Částečné sluneční zatmění nastat, pokud divák je uvnitř polostín [9].
Solar eclipses are relatively brief events that can only be viewed in totality along a relatively narrow track. Sluneční zatmění jsou poměrně stručné události, které mohou být vnímány zcela podél poměrně úzké trati. Under the most favorable circumstances, a total solar eclipse can last for 7 minutes, 40 seconds, and can be viewed along a track that is up to 250 km wide. Podle většiny příznivých okolností celkem sluneční zatmění může trvat 7 minut, 40 sekund a může být zobrazeno podél trati, která je až 250 km široké. However, the region where partial totality can be observed is much larger. Nicméně, kraj, kde částečné Celkovou lze pozorovat je mnohem větší. The Moon's umbra will advance eastward at a rate of 1,700 km/h, until it no longer intersects the Earth. The Moon je zastíněná bude záloha na východ až do výše 1700 km / h, dokud to již intersects Země.
During a solar eclipse, the Moon can sometimes perfectly cover the Sun because its apparent size is nearly the same as the Sun when viewed from the Earth. Během zatmění Slunce, Měsíce mohou mít někdy zcela pokrýt Ne, protože její zdánlivé velikosti je téměř stejná jako Slunce při pohledu ze Země. A solar eclipse is actually a misnomer; the phenomenon is more correctly described as an occultation of the Sun by the Moon or an eclipse of the Earth by the Moon. Slunečního zatmění je vlastně nesprávný název, tento jev je přesněji popsat jako occultation na Slunci by the Moon nebo zatmění na Zemi z Měsíce.
[ edit ] Lunar eclipse [Editovat] Lunární zatmění
Main article: Lunar eclipse Hlavní článek: zatmění Měsíce
The progression of a lunar eclipse. Progresi k zatmění Měsíce. Totality is shown with the last two images to lower right. Souhrn je uveden v posledních dvou obrázků do dolní pravé. These required a longer exposure time to make the details visible. Tyto povinné delší expoziční čas, aby se detaily viditelné. Lunar eclipses occur when the Moon passes through the Earth's shadow. Lunární zatmění Měsíce nastat, když prochází zemského stínu. Since this occurs only when the Moon is on the far side of the Earth from the Sun, lunar eclipses only occur when there is a full moon . Vzhledem k tomu, že k tomu dojde pouze v případě, že Měsíc je na daleko straně Země od Slunce, měsíční zatmění nastat pouze tehdy, když je úplněk. Unlike a solar eclipse, an eclipse of the Moon can be observed from nearly an entire hemisphere. Na rozdíl od slunečních zatmění, což je minimum z Měsíce lze pozorovat z téměř celou polokouli. For this reason it is much more common to observe a lunar eclipse from a given location. Z tohoto důvodu je mnohem více společného dodržet zatmění Měsíce z dané lokalitě. A lunar eclipse also lasts longer, taking several hours to complete, with totality itself usually averaging anywhere from about 30 minutes to over an hour. [10] A zatmění Měsíce také trvá déle, přičemž několik hodin, kompletní, s celkovou sama obvykle průměrování kdekoliv z přibližně 30 minut na více než hodinu. [10]
There are three types of lunar eclipses: penumbral, when the Moon crosses only the Earth's penumbra; partial, when the Moon crosses partially into the Earth's umbra ; and total, when the Moon circles entirely within the Earth's umbra. Existují tři druhy měsíční zatmění: polostínový, když Moon kříže pouze zemského polostín, dílčí, když Moon kříže částečně do zemského zastíněná, a celkem, kdy se Měsíc kruzích zcela na zemské umbra. Total lunar eclipses pass through all three phases. Celkové měsíční zatmění projít všechny tři fáze. Even during a total lunar eclipse, however, the Moon is not completely dark. Dokonce i během celkové zatmění Měsíce, však Měsíce není úplně tma. Sunlight refracted through the Earth's atmosphere intersects the umbra and provides a faint illumination. Sunlight lomený prostřednictvím zemské atmosféry intersects na zastíněná a je slabý osvětlení. Much as in a sunset, the atmosphere tends to scatter light with shorter wavelengths, so the illumination of the Moon by refracted light has a red hue. [11] Až do západu slunce, atmosféra tendenci rozptýlí světlo s kratší vlnové délky, tak osvětlení na Měsíci o lomená světla má červené zbarvení [11].
[ edit ] Other planets [Editovat] Jiné planety
Main articles: Transit of Phobos from Mars , Solar eclipses on Jupiter , and Solar eclipses on Pluto Hlavní články: Tranzit Phobos z Marsu, Sluneční zatmění na Jupiteru a sluneční zatmění na Pluto
Phobos transits Sun , as seen by Mars Rover Opportunity Phobos tranzitů Slunce, jak je vnímán Mars Rover Příležitost
A picture of Jupiter and its moon Io taken by Hubble . Zrcadlo Jupiter a jeho měsíce Io přijatých Hubble. The black spot is Io's shadow. Černé místě je Io jeho stín.
Saturn eclipses the Sun as seen from the Cassini–Huygens space probe Saturn zatmění Slunce, jak je patrné z Cassini-Huygens kosmická sonda Eclipses are impossible on Mercury and Venus , which have no moons. Zatmění je nemožné na Merkur a Venuše, které nemají žádné měsíce. However, both have been observed to transit across the face of the Sun. Nicméně, jak bylo pozorováno na tranzit přes tvář Slunce. There are on average 13 transits of Mercury each century. K dispozici jsou v průměru o 13 přechody Merkuru každém století. Transits of Venus occur in pairs separated by an interval of eight years, but each pair of events happen less than once a century. [12] Tranzitních operací na Venuši vyskytují ve dvojicích oddělených intervalu osmi let, ale každý pár akcí se stát, méně než jednou za století [12].
On Mars , only partial solar eclipses are possible, because neither of its moons is large enough, at their respective orbital radii, to cover the Sun's disc as seen from the surface of the planet. Na Marsu, pouze částečné sluneční zatmění je to možné, protože ani jeden z jeho měsíců je dost velký na to, v jejich orbitálních poloměry, aby pokryla Sun disk, jak je patrné z povrchu planety. Eclipses of the moons by Mars are not only possible, but commonplace, with hundreds occurring each Earth year. Zatmění z měsíce Marsu, které jsou nejen možné, ale běžně se vyskytující každé stovky Earth roku. There are also rare occasions when Deimos is eclipsed by Phobos. [13] Martian eclipses have been photographed from both the surface of Mars and from orbit. K dispozici jsou také vzácné příležitosti, kdy je zastínil Deimos Phobos [13]. Marťan zatmění byly fotografoval jak na povrchu Marsu a z oběžné dráhy.
The gas giant planets ( Jupiter , [14] Saturn , [15] Uranus , [16] and Neptune ) [17] have many moons and thus frequently display eclipses. Zemní plyn, obří planety (Jupiter, [14] Saturn, [15] Uran, [16] a Neptun) [17] mají mnoho měsíců a tak často displej zatmění. The most striking involve Jupiter , which has four large moons and a low axial tilt , making eclipses more frequent as these bodies pass through the shadow of the larger planet. Nejvýraznější zapojit Jupiter, který má čtyři velké měsíce a nízkou axiální sklopit, takže zatmění častěji, protože tyto subjekty projít stínu větších planety. Transits occur with equal frequency. Tranzitních operací vyskytují se stejnou frekvencí. It is common to see the larger moons casting circular shadows upon Jupiter's cloudtops. Je totiž vidět větší měsíce lití kruhové stíny na Jupiter je cloudtops.
The eclipses of the Galilean moons by Jupiter became accurately predictable once their orbital elements were known. Na zatmění z Galileovy měsíce Jupitera, které se staly přesně předvídatelné jednou své oběžné prvky byly známy. During the 1670s, it was discovered that these events were occurring about 17 minutes later than expected when Jupiter was on the far side of the Sun. Ole Rømer deduced that the delay was caused by the time needed for light to travel from Jupiter to the Earth. Během 1670s, bylo zjištěno, že tyto události byly k nimž dochází přibližně 17 minut později, než se očekávalo, kdy Jupiter byl na daleko straně Slunce. Ole Rømer odvodil, že zpoždění bylo způsobeno čas potřebný pro světlo cestu z Jupitera k Zemi . This was used to produce the first estimate of the speed of light . [18] Tato částka byla použita na výrobu první odhad rychlosti světla. [18]
On the other three gas giants , eclipses only occur at certain periods during the planet's orbit, due to their higher inclination between the orbits of the moon and the orbital plane of the planet. Na další tři obři plynu, zatmění dojít teprve v určitých obdobích během oběžné dráze planety, vzhledem k jejich vyšší sklon mezi oběžné dráhy na Měsíci a na oběžné rovině naší planety. The moon Titan , for example, has an orbital plane tilted about 1.6° to Saturn's equatorial plane. Měsíc Titan, na příklad, má oběžné rovině při naklonění o 1,6 ° k Saturnu je equatorial rovině. But Saturn has an axial tilt of nearly 27°. Ale Saturn má axiální úhlu téměř 27 °. The orbital plane of Titan only crosses the line of sight to the Sun at two points along Saturn's orbit. Na oběžné rovině Titan pouze křížením linie očima ke Slunci na dvou místech na oběžné dráze Saturnu. As the orbital period of Saturn is 29.7 years, an eclipse is only possible about every 15 years. Vzhledem k tomu, že oběžné doby na Saturnu je 29,7 let, což je minimum, je možné pouze přibližně každých 15 let.
The timing of the Jovian satellite eclipses was also used to calculate an observer's longitude upon the Earth. Časový harmonogram pro Jupiterovy družice zatmění byla také použita pro výpočet pozorovatele délky na Zemi. By knowing the expected time when an eclipse would be observed at a standard longitude (such as Greenwich ), the time difference could be computed by accurately observing the local time of the eclipse. Poznání očekávaný čas, kdy by bylo zatmění pozorovat na standardní délky (například Greenwich), časový rozdíl může být vypočítán podle přesně pozorovat místní čas na minimum. The time difference gives the longitude of the observer because every hour of difference corresponded to 15° around the Earth's equator. Časový rozdíl dává délky na pozorovatele, protože každou hodinu na rozdíl odpovídá 15 ° kolem zemského rovníku. This technique was used, for example, by Giovanni D. Cassini in 1679 to re-map France . [19] Tato technika byla použita například Giovanni D. Cassini v 1679, aby znovu-mapa Francie [19].
Pluto , with its proportionately large moon Charon , is also the site of many eclipses. Pluto, s jeho poměrně velký měsíc Charon, je také místem mnoha zatmění. A series of such mutual eclipses occurred between 1985 and 1990. [20] These daily events led to the first accurate measurements of the physical parameters of both objects. [21] Řada z těchto vzájemných zatmění nastalo mezi lety 1985 a 1990. [20] Tato denní události vedly k první přesné měření fyzikálních parametrů na oba objekty [21].
[ edit ] Eclipsing binaries [Editovat] Zákrytová binární soubory
A binary star system consists of two stars that orbit around their common center of mass . Binární hvězda systém se skládá ze dvou hvězd, že na oběžné dráze kolem jejich společného středu hmotnosti. The movements of both stars lie on a common orbital plane in space. Pohyby obou hvězd leží na společné orbitální roviny v prostoru. When this plane is very closely aligned with the location of an observer, the stars can be seen to pass in front of each other. Při této rovině je velmi úzce spojena se umístění pozorovatele, hvězdy může být viděno se pak před sebou. The result is a type of extrinsic variable star system called an eclipsing binary . Výsledkem je druh vnější proměnná hvězda systém nazývaný zákrytová proměnná.
The maximum luminosity of an eclipsing binary system is equal to the sum of the luminosity contributions from the individual stars. Maximální svítivost v zákrytová proměnná systému je rovna součtu všech svítivost příspěvky z jednotlivých hvězd. When one star passes in front of the other, the luminosity of the system is seen to decrease. Když jedna hvězda prochází před druhou, je svítivost tohoto systému je vidět na pokles. The luminosity returns to normal once the two stars are no longer in alignment. [22] Na svítivost vrací k normálu po dvou hvězd jsou již ve slaďování [22].
The first eclipsing binary star system to be discovered was Algol , a star system in the constellation Perseus . První zákrytová proměnná hvězda systému, který má být objeven byl Algol, hvězda systém v souhvězdí Perseus. Normally this star system has a visual magnitude of 2.1. Obvykle tato hvězda systém má vizuální velikost 2,1. However, every 20.867 days the magnitude decreases to 3.4 for more than 9 hours. Nicméně, každý 20,867 den rozsah snižuje na 3,4 pro více než 9 hodin. This is caused by the passage of the dimmer member of the pair in front of the brighter star. [23] The concept that an eclipsing body caused these luminosity variations was introduced by John Goodricke in 1783. [24] To je způsobeno tím, přechod z dimmer člen dvojice v přední části jasnější hvězdy. [23] Pojem že zákrytových těla způsobené svítivost těchto variant byla zavedena John Goodricke v 1783.
{{commons|Eclipse}}
{{Sơ khai}}
| |||