ИЗПОЛЗВАНИ ТЕРМИНИ
Изгреви и залези на Слънцето и Луната – дефиниции
Изгревът на Слънцето настъпва в момента, в който наблюдател, намиращ се на земната повърхност, вижда горния край на слънчевия диск да се появява над хоризонта. Тук се има предвид равен хоризонт (математическия). Аналогично залезът на Слънцето настъпва в момента, в който наблюдателят вижда горния край на слънчевия диск да се скрива зад хоризонта. При изчисленията на моментите на слънчевите и лунните изгреви и залези се взема предвид ефекта от атмосферната рефракция. Земната атмосфера действа подобно на оптична леща, поради което образите на астрономическите обекти, видими до самия хоризонт, са леко повдигнати с около 34′. Този ефект се променя слабо в зависимост от температурата, влажността и атмосферното налягане. Казано с други думи, в момента, в който горният край на слънчевия диск се скрие при залез, геометрично той се намира вече на около 34′ под хоризонта. Съществува аналогично определение, според което при изгрев или залез Слънцето се намира на зенитно отстояние 90.8333° (90° 50′), което число е сума от ъгъла между зенита и математическия хоризонт (90°), от споменатите 34′ атмосферна рефракция и от ъгловия радиус на слънчевия диск – около 16′. Тези дефиниции важат и за лунните изгреви и залези, с уточнението, че за такива се считат моментите на появата (респ. на скриването) на физически горния край на лунния диск, независимо в каква фаза е Луната.
Трябва да се има предвид, че локалният хоризонт на наблюдателя най-често е по-висок от математическия, поради неравности на терена (планини, хълмове) или при наличие на сгради и други обекти по хоризонта. Това води до видимо закъснение на изгревите и до подраняване на залезите спрямо посочените в астрономическите календари моменти.
Поради ефекта от атмосферната рефракция, в момента, в който виждаме горният край на слънчевия диск (пунктираната окръжност) да се скрива при залез, геометрично той вече е на около 34′ под хоризонта. Тъй като ъгловият радиус на Слънцето е около 16′, в същия момент центърът на слънчевия диск се намира геометрично на около 50′ под хоризонта. Видимият диаметър на Слънцето се променя слабо през годината – от 32.5′ при перихелия на Земята около 3 януари, до 31.5′ при афелия около 5 юли. Изчислените моменти на изгревите и залезите обикновено се дават закръглени до минута, но някои по-добри компютърни планетариуми дават резултат с точност до около 4 секунди.
За разлика от видимия диаметър на Слънцето, този на Луната се изменя в по-широки граници – от около 34′ при Луна в перигей, до около 29.2′ при Луна в апогей. Затова когато при изгрев или залез горният край на лунния диск е геометрично на 34′ под хоризонта, невинаги центърът му е със 16′ по-ниско – както при Слънцето. В даденият пример Луната има видим диаметър 30′ (близо е до апогея си на 7 ноември 2019 г.) и в момента на нейния залез центърът на лунния диск се намира геометрично на около 49′ под хоризонта. Луната е във фаза първа четвърт, но независимо от това за момент на залеза се счита този, в който оставащият в сянка горен край на лунния диск е на 34′ под хоризонта.
Поправки за моментите на изгревите и залезите на Слънцето, Луната и планетите, според географското положение на някои градове в страната
Не бива да се забравя нужната корекция за моментите на изгревите и залезите, според географското положение на наблюдателя. Например на 22 септември 2019 г. изгревът на Слънцето за София е в 07h 13m, но за Варна изгревът е с 18 минути по-рано – в 06h 55m.
Моментите на изгревите и залезите на Слънцето, Луната и планетите, дадени в различни астрономически календари, ежегодно издавани у нас, са валидни за София и по-точно – за Астрономическата обсерватория на СУ „Св. Климент Охридски“ в парк Борисова градина. Същото се отнася и за съобщаваните сутрин по някои централни медии моменти на изгревите и залезите на Слънцето и Луната.
За да получим коректно тези моменти за друг град, трябва да извадим или да прибавим поправка за този град, взета от таблицата по-долу:
За понятията фаза, степен или магнитуд (magnitude) на затъмнение, закрита площ (obscuration) и гама (gamma)
Разликата между фазата (или степента, magnitude) и закритата площ (obscuration) в % при слънчевите затъмнения е, че фазата показва каква част от диаметъра на диска на затъмняваното тяло (Слънцето) е покрит от затъмняващото тяло (Луната). Тук за сравнение е даден пример със слънчево затъмнение с фаза 0.5 (a) и с 50% закрита площ на слънчевия диск (b). O – център на слънчевия диск; r – радиус на слънчевия диск.
При лунните затъмнения фазата (магнитуда) показва каква част от диаметъра на лунния диск е покрита от полусянката или от сянката на Земята: a – затъмнение от полусянката с фаза 0.5; b – затъмнение от сянката с фаза 0.5; O – център на лунния диск.
Тъй като Земята хвърля полусянка и сянка, при лунните затъмнения се посочват два магнитуда, валидни в момента на максималната фаза на затъмнението: penumbral magnitude – максимална фаза от полусянката, и umbral magnitude – максимална фаза от сянката.
Ако лунният диск е в земната полусянка, но не е навлязъл в земната сянка, за umbral magnitude се дава отрицателна стойност, показваща колко лунни диаметъра остават между края на лунния диск и границата на земната сянка.
Ако целият лунен диск се намира в полусянката или в сянката на Земята, съответната максимална фаза има стойност 1 или по-голяма от 1.
Гама (gamma или γ) при слънчевите затъмнения е разстоянието между оста на конуса на лунната сянка и центъра на земното кълбо, отчетено в земни екваториални радиуси. Упоменава се за момента на максималната фаза на дадено слънчево затъмнение, когато гама има най-малка стойност. При частичните слънчеви затъмнения гама има стойност по-голяма от 1, тъй като върху земната повърхност попада полусянката на Луната, но не и нейната сянка.
При лунните затъмнения гама е разстоянието между оста на конуса на земната сянка и центъра на Луната, отчетено също в земни екваториални радиуси. Упоменава се за момента на максималната фаза на дадено лунно затъмнение, когато гама има най-малка стойност.
Ако по време на максималната фаза на дадено затъмнение, оста на лунната сянка преминава южно от земния център, стойността на гама е отрицателна.
За някои лунни явления
Явление „синя Луна“ имаме в два случая:
- Когато в началото и в края на някой календарен месец настъпват пълнолуния. Това значи, че лунният синодичен месец, траещ 29 денонощия, 12 часа, 44 минути и 3 секунди (29.53059 дни средно) се побира изцяло в някой от календарните месеци.
- Ако в някой от годишните сезони настъпват четири пълнолуния, то третото от тях се нарича „синя Луна“.
Аналогично с казаното по-горе, ако вместо пълнолуния, имаме две новолуния в началото и в края на някой календарен месец, от 2016 г. в някои медии второто новолуние се обявява като „черна Луна“ (Black Moon). При четири новолуния в някой от годишните сезони, третото от тях също се обявява като „черна Луна“.
Ясно е, че явленията „синя“ и „черна Луна“ нямат нищо общо с видимия цвят на Луната. Трябва обаче да се прави разлика от редките случаи, когато поради вдигнат прах или дим високо в атмосферата – при горски пожари или след вулканични изригвания, Луната изглежда леко синееща. Това се случва когато вдигнатите прахови частици са с приблизително еднакви размери – малко по-големи от дължината на вълната на червената светлина (тя е с λ около 0.7 микрона).
„Супер Луна“ (перигейна сизигия в системата Земя–Луна–Слънце) имаме при близки във времето пълнолуние (или новолуние) и перигей, т.е. когато Луната се приближава най-много до Земята, обикаляйки я по своята елиптична орбита. Времето между две последователни преминавания на Луната през перигея е средно 27.55455 дни – т.нар. аномалистичен месец. Времето между две последователни едноименни лунни фази (например от новолуние – до следващото новолуние) е средно 29.53059 дни – синодичен месец. Разликата от 1.976 дни в продължителността на двата типа месеци се натрупва във времето и води до съвпадение на пълнолуние (или новолуние) с перигей веднъж на близо 411.8 дни. Но въпреки този дълъг период, на практика всички пълнолуния, случващи се при разстояния Земя-Луна по-малки от 360 000 km, се обявяват в медиите като суперлуния („супер Луна“). Поради това две или три съседни пълнолуния в годината могат да бъдат обявени за суперлуния.
Суперлунията при близки във времето новолуние и перигей не могат да се наблюдават, поради което обикновено не се обявяват.
При суперлуние с невъоръжено око не е възможно да се отчете разлика във видимия диаметър на Луната. Тогава той е с близо 7% по-голям от случая, когато нашият естествен спътник е на средно разстояние от Земята (на 384 403 km). При суперлуние Луната е с яркост около 16% по-висока от средната, но тъй като няма с какво да сравним тази повишена яркост, не можем да оценим разликата визуално.
Очакваният видим ефект от суперлунието не бива да се бърка с често наблюдаваната илюзия „огромна изгряваща оранжева Луна“ и аналогично „огромно изгряващо Слънце“. При своите изгреви и залези – докато са ниско над хоризонта, двете небесни светила често изглеждат оранжеви, поради голямата въздушна маса, през която преминава тяхната светлина. Също тогава те може да ни изглеждат големи, понеже подсъзнателно ги сравняваме с познати от ежедневието ни обекти, видими на самия хоризонт – дървета, сгради, планински върхове и др. Можем лесно да докажем, че това е илюзия, чрез следния прост експеримент: фотографираме с телеобектив изгряващата „огромна“ Луна, а по-късно – когато тя е вече високо в небето и ни изглежда нормално, правим втора снимка при същото фокусно разстояние на обектива. Ако сравним двете лунни изображения ще видим, че те са в еднакъв мащаб. Ще забележим само неголямо вертикално сплескване на лунния образ от първия кадър, дължащо се на по-силната атмосферна рефракция ниско до хоризонта. Илюзията с увеличените размери се забелязва също и при съзвездията. Ако едно добре познато ни съзвездие е ниско до хоризонта – например Орион скоро след изгрева си, то ни изглежда по-голямо в сравнение с момента, в който същото съзвездие кулминира високо в небето.
При близки във времето пълнолуние (или новолуние) и апогей, говорим за явлението „микро Луна“ (или микролуние). Тогава нашият естествен спътник е най-далеч от Земята и затова е с най-малък видим диаметър.
Полумракът
За продължителност на деня се счита времето от изгрева до залеза на Слънцето за дадено географско място, но известно време преди изгрева и след залеза земната повърхност се осветява от разсеяна слънчева светлина, идваща от горните слоеве на атмосферата. Тази осветеност бавно намалява вечер до настъпването на нощния мрак и бавно нараства сутрин до момента на изгрева. Това е времето на полумрака, наричан още сумрак или здрач. Предвид различните сфери, в които полумракът има значение, той се подразделя на три етапа – граждански, навигационен и астрономически, които вечер започват в този ред от момента на залеза на Слънцето.
Гражданският полумрак завършва вечер, когато центърът на слънчевия диск слезе на 6° под математическия хоризонт. Дотогава при ясно небе и на открито, човек с нормално зрение може да работи без нужда от изкуствено осветление. Към края на гражданския полумрак правилното различаване на цветовете и работата на открито са вече затруднени, а по небето се забелязват най-ярките звезди и планети. Препоръчително е уличното осветление да се включва около края на гражданския полумрак.
Навигационният полумрак (популярен още като морски полумрак) завършва вечер, когато центърът на слънчевия диск слезе на 12° под математическия хоризонт. Около този момент при ясно небе и в отсъствието на Луната видимостта е намалена до степен различаване на силуети на различни предмети. Хоризонтът се разграничава вече трудно, поради което измерването на височините на звезди за навигационни цели става невъзможно. Работата на открито без изкуствено осветление е също невъзможна.
Астрономическият полумрак завършва вечер, когато центърът на слънчевия диск слезе на 18° под математическия хоризонт. Около този момент при ясно небе и в отсъствието на Луната, от място отдалечено от светлините на населени и промишлени райони вече могат да се забележат най-слабите звезди, достъпни за невъоръженото човешко око – с блясък около 6 mag. От този момент започва нощният мрак.
В края на нощта първи започва астрономическият полумрак – при Слънце на 18° под хоризонта. Следва навигационният – при Слънце на 12° под хоризонта. Последен започва гражданският полумрак – при Слънце на 6° под хоризонта. Полумракът завършва с изгрева.
Краят на гражданския, навигационния и астрономическия полумрак вечер, според положението на Слънцето под хоризонта. Сутрин същите започват в обратен ред.
Продължителност на гражданския, навигационния и астрономическия полумрак през годината за географската ширина на София
Планетни конфигурации
Планетите се наблюдават винаги близо до еклиптиката или на самата нея. Причината за това са неголемите наклони на техните орбити спрямо равнината на земната орбита, наричана еклиптична равнина.
Когато една вътрешна (долна) планета е в максимална източна или западна елонгация (Greatest eastern/western elongation), тя се наблюдава най-дълго време вечер след залеза на Слънцето, респ. сутрин преди изгрева. Гледан през телескоп, в тези моменти, дискът на планетата изглежда осветен наполовина. По време на максималните си елонгации Меркурий се наблюдава на ъглови отстояния между 18° и 28° от Слънцето, а Венера – на отстояния между 45° и 47°.
Планетни конфигурации
Когато една вътрешна планета е в долно (вътрешно) или в горно (външно) съединение със Слънцето (Inferior/Superior conjunction), тя се намира в най-близката до нас (респ. в най-отдалечената от нас) точка на своята орбита. Около тези моменти планетата не може да се наблюдава, тъй като се губи в сиянието около Слънцето.
Когато една външна (горна) планета е в източна квадратура (Eastern quadrature), тя се наблюдава в първата половина на нощта, в посока на 90° източно от вече залязлото Слънце. Ако една външна планета е в западна квадратура (Western quadrature), тя е видима във втората половина на нощта, на 90° западно от още неизгрялото Слънце.
Когато една външна планета е в противостоене на Слънцето (или в опозиция – Opposition), тя се наблюдава възможно най-добре – над южния хоризонт в полунощ. Около този момент планетата е най-близо до Земята, поради което се вижда с най-голям ъглов диаметър и с най-висока яркост.
Когато една външна планета е в съединение със Слънцето (Conjunction), тя се намира в най-отдалечената от нас точка на своята орбита и не може да се наблюдава, понеже се губи в сиянието около централното ни светило.
Съединение на две планети или на планета с Луната имаме, когато се изравнят техните ректасцензии (или еклиптични дължини). При описанието на такива явления следва да се уточни дали съединението е по ректасцензия или по еклиптична дължина. По време на съединението двата обекта са видимо близки и ако са ярки, привличат погледа към областта от небето, в която се намират. Затова тези явления са забележителни небесни атракции.
Важни понятия и препоръки при наблюдения на метеорни потоци
При планирането на метеорни наблюдения трябва да се съобразим с Луната, която при фаза около пълнолуние създава повишена осветеност на небето и с това възпрепятства визуалното регистриране на слабите метеори. Важна и традиционна препоръка към желаещите да провеждат метеорни наблюдения е да изберат място, достатъчно отдалечено от нощните светлини на градове, селища и промишлени райони. Най-добри условия предлагат високопланински местности в ясни и безлунни нощи.
Метеорните наблюдатели трябва да са запознати и с две важни понятия – какво означава радиант на метеорния поток и зенитно часово число (ZHR).
Радиантът на даден метеорен поток , е малка област от небето, спрямо която изглежда, че метеорите се разлитат във всички посоки наоколо. Ако наблюдаваме метеорен поток и внимателно нанасяме върху звездна карта траекториите на забелязаните метеори, то техните продължения в посока назад – обратно на движението на самите метеори, ще се пресекат в радианта. Метеорните потоци носят имената на съзвездията, в които се намират техните радианти по време на максимумите им. Например радиантът на потока Персеиди (PER) по време на неговия максимум се намира в съзвездието Персей (Perseus). Радиантът на потока Геминиди (GEM) е в съзвездието Близнаци (Gemini) и т.н. Изключение прави метеорният поток Квадрантиди (QUA), наречен на вече не-съществуващото съзвездие Квадрант (Quadrans Muralis), което се е намирало между фигурите на Голямата мечка, Воловар, Херкулес и Дракон.
Наблюдателите обаче не трябва да си мислят, че всички метеори от даден поток се появяват само в съзвездието, в което се намира неговия радиант. При организирани групови наблюдения е обичайна практика наблюдателите да сядат с гръб един към друг, така че всеки от тях да оглежда определена област от небето. Така цялата група ще може да регистрира всеки метеор, появил се в която и да е част на небосвода.
Зенитното часово число на даден метеорен поток (Zenithal Hourly Rate – ZHR) определя неговата активност, т.е. колко метеора могат да бъдат видяни, обикновено по време на максимума, приведено към време един час. Например ако за 15 минути забележим 10 метеора, можем да кажем, че активността на потока е около 40 метеора за час. Активността указана в астрономическите календари чрез ZHR обаче би била реална само при идеални условия за наблюдение – в много ясна и безлунна нощ, ако радиантът на потока е в зенита, ако отброяваме всички появили се метеори по целия небосвод (което не е във възможностите на сам наблюдател) и пр. Такива условия на практика рядко са налице, поради което реално наблюдаваната активност на метеорните потоци е по-ниска от стойностите на ZHR, давани за тях. От голямо значение е на каква височина над хоризонта се намира радиантът на даден поток, по време на наблюдението. Ако радиантът 1е под хоризонта – още неизгрял или вече залязъл, метеори от този поток не могат да се наблюдават. Най-добри условия за наблюдения имаме ако максимумът на потока настъпва в момент от нощта, когато радиантът 1е високо в небето. Моментите на максимумите на метеорните потоци се описват със еклиптичната дължина на Слънцето λ☉ (давана в градуси), при която Земята се намира в най-гъстата част на съответния метеорен рой, пресичан от земната орбита.
Друг често споменаван параметър е скоростта V∞ на навлизане на метеорните тела в земната атмосфера. Тя зависи от посоката, от която идват частиците от метеорния рой, прекосяван от Земята. Ако частиците пресрещат нашата планета по орбиталния ѝ път, тогава логично V∞ е висока – около 60 – 70 km/s. Ако обаче те застигат Земята, V∞ е около 20 km/s или по-ниска. Тази скорост определя степента на нагряването на навлизащите в атмосферата метеорни тела, а оттам – и цвета на тяхното светене, съгласно закона на Вин. Например бавните метеори са червеникаво-оранжеви (потоци като Дракониди, Юнски Боотиди и др.).
Често в началото на траекториите на бързите метеори (Леониди, Персеиди и др.) се наблюдава зеленикаво светене, дължащо се на излъчването на възбудения атомен кислород във високите разредени слоеве на атмосферата. На височина около и над 120 km кислородът свети в зелено – в спектрална линия с дължина на вълната λ = 557.7 nm.
От видимата скорост на метеорите зависи успехът при тяхното фотографиране. Ако в полето на фотообектива премине бърз и слаб метеор, той ще се експонира недостатъчно и след това може изобщо да не го открием в заснетия кадър. И обратно – бавните метеори се фотографират много по-успешно.
Съставил: Пенчо Маркишки