Gdy dzień zamienia się w noc

W poszukiwaniu prawdy

Naukowym wyjaśnieniem fenomenu zaćmienia Słońca zajmowali się astronomowie chińscy, którzy jako pierwsi sugerowali jego słoneczno-księżycową naturę. Uczony Liu Xiang (79-8 r. p.n.e.) pisał, że podczas zaćmienia Słońca, jego blask chowa się za tarczą Księżyca. Klaudiusz Ptolemeusz (87-150) w szóstej księdze dzieła „Almagest” opisał teorię ruchu Słońca i Księżyca i wynikające z niej zaćmienia Słońca i Księżyca. Kilka wieków później aleksandryjski astronom Teon (335-405), podczas całkowitego zaćmienia Słońca z dnia 16 czerwca 364 roku, jako pierwszy wyznaczył moment początku, kulminacji i końca zjawiska. Użył do tego klepsydry i zegara wodnego. Pierwszy obszerny opis fenomenu zaćmienia Słońca zawdzięczamy niemieckiemu astronomowi Johannesowi Keplerowi (1571-1630), który oczarowany określił je jako „prezent od Stwórcy”. Uczony obserwował je w mieście Graz dnia 10 lipca 1600 roku (całkowite), a także 12 października 1605 roku w Pradze (częściowe). Używał do tego specjalnego urządzenia własnej konstrukcji, umożliwiającego bezpieczną obserwację oślepiającego dysku. W przypadku zaćmienia z 1605 roku, astronom odpowiednio wcześnie rozesłał listy po uczonych w Europie, którzy znajdowali się w pasie całkowitego zaćmienia (min. w Hiszpanii, Francji, na Korsyce i Sycylii), z prośbą, aby przesłali mu możliwie dokładne wyniki własnych obserwacji. Kepler jako pierwszy zachodni astronom zwrócił uwagę na jasną otoczkę wokół zaćmionego Słońca, którą dziś określa się mianem korony. Kolejnym, który zwrócił na nią uwagę był słynny Giovanni Cassini (1625-1712), świadek zaćmienia z dnia 12 maja 1706 roku w Paryżu. W tym roku dokonano też pierwszej znanej teleskopowej obserwacji tego zjawiska.

Rozwój mechaniki nieba oparty o prace Keplera i Newtona spowodował gwałtowny wzrost precyzji przewidywania zaćmień. W 1680 roku angielski astronom, założyciel obserwatorium w Greenwich, John Flamsteed (1646-1719), podał metody rachunkowe pozwalające wyznaczać daty i miejsca kolejnych zaćmień Słońca. Zaćmienie z dnia 3 maja 1715 było pierwszym wcześniej obliczonym i przepowiedzianym z dokładnością do 4 minut, oraz pasem całkowitego zaćmienia wyznaczonym z dokładnością do 30 km. Dokonał tego angielski astronom Edmund Halley. Uczony obserwował je z Londynu, w którym faza całkowita trwała ponad 3,5 minuty. W XIX wieku koronę słoneczną, uprzednio braną przez niektórych astronomów za dowód na posiadanie atmosfery przez Księżyc, prawidłowo uznano za element budowy Słońca.

W 1851 roku wykonano pierwszy dagerotyp całkowitego zaćmienia Słońca. W dniu 18 sierpnia 1868 roku spektroskopowe obserwacje zaćmienia Słońca przeprowadzone przez francuskiego astronoma Julesa Janssena (1824-1907) i, niezależnie od niego, angielskiego uczonego Normana Lockyera (1836-1920), wykazały istnienie prążka w widmie słonecznym, który nie pasuje do żadnego ze znanych pierwiastków. W ten sposób doszło do odkrycia helu, drugiego co do zawartości we Wszechświecie pierwiastka, który na Ziemi występuje tylko w znikomej ilości.

W 1887 roku ukazuje się epokowe dzieło „Kanon zaćmień” autorstwa austriackiego astronoma Theodora von Oppolzera (1841-1886), w którym przedstawił obliczone przez siebie parametry i efemerydy ośmiu tysięcy zaćmień Słońca i ponad pięciu tysięcy zaćmień Księżyca za okres od 1207 roku p.n.e. do roku 2163. Zaćmienie z 29 maja 1919 roku zyskało sławę dzięki obserwacjom Arthura Eddingtona (1882-1944). Uczony, podczas ekspedycji na Wyspę Książęcą na Oceanie Atlantyckim, zaobserwował ugięcie promieni świetlnych odległej gwiazdy przy krawędzi słonecznego dysku, co w spektakularny sposób potwierdziło ogólną teorię względności, opublikowanej trzy lata wcześniej przez Alberta Einsteina (1879-1955). W 1930 roku francuski astronom i optyk Bernard Lyot Ferdinand (1897-1952) konstruuje pierwszy koronograf, dzięki któremu koronę słoneczną można badać przez cały rok z dowolnego miejsca na Ziemi. Od tej pory maleje naukowe znaczenie ekspedycji zaćmieniowych.

W 1962 roku rozpoczyna pracę największy teleskop słoneczny zlokalizowany na górze Kitt Peak w Stanach Zjednoczonych. Początek ery podboju kosmosu i kolejne misje sond kosmicznych przeznaczonych do obserwacji Słońca (min. Pioneer, Helios, stacja orbitalna Skylab, Solar Maximum Mission, SOHO, SDO, STEREO) wprowadziły heliofizykę na zupełnie nowe pola aktywności.

Niezwykła kosmiczna koincydencja
Nie omówiliśmy dotychczas bliżej warunków geometrycznych, które prowadzą do powstania zaćmienia Słońca. Najpierw jednak trzeba zwrócić uwagę na fakt niezwykłego zbiegu okoliczności, dzięki któremu Księżyc jest tyle samo od Słońca mniejszy, ile razy jest bliżej Ziemi (ma średnicę około 400 razy mniejszą niż Słońce, jest też tyle razy bliżej nas). Sprawia to, że jego kątowe rozmiary na ziemskim niebie są bardzo zbliżone do słonecznych. Zaćmienie Słońca zachodzi tylko i wyłącznie podczas nowiu, a więc w chwili kiedy Księżyc znajduje się dokładnie pomiędzy naszą planetą i gwiazdą centralną Układu Słonecznego. Na niebie staje się wtedy niewidoczny, ale po 1-2 dniach można go znów dostrzec tuż po zachodzie Słońca w postaci wąskiego sierpa.

Gdyby orbita naszego satelity leżała w płaszczyźnie ekliptyki (orbity ziemskiej), zaćmienia Słońca i Księżyca zdarzałyby się regularnie co miesiąc, a dokładniej odpowiednio co każdy nów i każdą pełnię. W związku jednak z nachyleniem orbity Srebrnego Globu do płaszczyzny ekliptyki pod kątem około 5 stopni, do zaćmień najczęściej nie dochodzi, gdyż albo stożek cienia satelity ominie naszą planetę, albo analogicznie stożek cienia Ziemi przejdzie obok Księżyca.

Do opisu warunków zachodzenia zaćmień ważne jest też pojęcie węzłów orbity, czyli punktów jej przecięcia z płaszczyzną odniesienia. W naszym przypadku chodzi o punkty przecięcia orbity księżycowej z ekliptyką. Przejście Księżyca przez jeden z węzłów, przy odpowiedniej fazie satelity, prowadzi do ustawienia się trzech ciał dokładnie w jednej linii. W wypadku zaćmienia Słońca wierzchołek stożka księżycowego cienia pada wtedy na Ziemię, a jeśli w wybranym miejscu trwa dzień, można obserwować nasuwanie się dysku Srebrnego Globu na tarczę słoneczną. W związku z ruchem Księżyca i obrotem Ziemi wokół osi, powstaje na jej powierzchni pas zaćmienia całkowitego o długości nawet do około 14000 km. W sprzyjających warunkach, gdy Księżyc jest w perygeum, może mieć on szerokość nawet 273 km.

Czas trwania fazy całkowitej zaćmienia uzależniony jest od odległości pomiędzy Ziemią i Księżycem, aktualnego położenia Ziemi na orbicie wokół Słońca, a także odległości danego miejsca od środka pasa zaćmienia całkowitego. Aby zaćmienie było długie, Księżyc w pełni powinien znajdować się w pobliżu perygeum wokółziemskiej orbity (punkcie najbliższym naszej planety), a Ziemia w pobliżu aphelium (punkcie orbity najdalszym od gwiazdy centralnej). Dzięki temu rozmiary kątowe satelity będą większe od słonecznych. Analogicznie najkrótsze zaćmienia całkowite (lub wręcz tylko obrączkowe) zachodzą, gdy Księżyc w pełni znajduje się w pobliżu apogeum, a Ziemia w peryhelium. Teoretycznie obliczono, że najdłuższe możliwe zaćmienie Słońca może trwać nawet 7 minut i 32 sekundy, choć kilku szczęśliwcom z Francji, Wielkiej Brytanii i Stanów Zjednoczonych, którzy w 30 czerwca 1973 roku wsiedli na pokład naddźwiękowego samolotu pasażerskiego Concorde 001, udało się lecieć wraz ze stożkiem cienia i obserwować fazę całkowitą przez aż 74 minuty!

Zaćmienie Słońca rozpoczyna się I kontaktem, czyli zetknięciem się tarczy Księżyca z tarczą Słońca. Od tej pory zaczyna się zaćmienie częściowe, podczas którego satelita „pochłania” stopniowo coraz większy fragment gwiezdnego dysku. Gdy tarcza Księżyca przesłoni całkowicie Słońce, stykając się z jego przeciwległą krawędzią, II kontakt rozpoczyna fazę całkowitą. III kontakt następuje, gdy tarcza Księżyca zaczyna schodzić ze słonecznej, co rozpoczyna znowu fazę zaćmienia częściowego, tym razem stopniowo odsłaniającego coraz większy fragment Słońca. W momencie IV kontaktu tarcza Srebrnego Globu całkowicie odkrywa Słońce, czym kończy całe zjawisko. W zależności od warunków czas trwania całego zaćmienia Słońca, włączając wszystkie fazy od I do IV kontaktu, trwa około 3 godzin.

Całkowite, obrączkowe, częściowe, hybrydowe…
Rodzaj zaćmienia wynika wprost z jego geometrii. W praktyce kluczowe jest położenie wierzchołka stożka cienia i strefy półcienia rzucanych przez Księżyc. Gdy wierzchołek ów trafia w Ziemię i wypada pod jej powierzchnią (w praktyce nawet do kilkunastu tysięcy kilometrów za nią) oznacza to, że w danym miejscu na powierzchni planety można obserwować zaćmienie całkowite. Im głębiej wypada wierzchołek cienia, tym szerszy jest pas całkowitości, a co za tym idzie czas trwania zaćmienia całkowitego.

Zaćmienie częściowe obserwuje się w dwóch przypadkach. Pierwszym są obszary położone po obu stronach pasa zaćmienia całkowitego, obrączkowego lub hybrydowego. Drugi przypadek dotyczy zaćmienia częściowego, kiedy stożek cienia w ogóle nie trafia w naszą planetę. Na Ziemi obserwujemy wtedy tylko zaćmienie częściowe. Zaćmienie to ma tylko dwa kontakty. Pierwszy, gdy Księżyc pojawia się na tarczy Słońca, drugi gdy z niej schodzi. W przypadku zaćmienia obrączkowego zachodzi ciekawy przypadek, kiedy wierzchołek księżycowego cienia wypada ponad powierzchnią Ziemi. Wtedy tarcza Księżyca nie jest w stanie zasłonić w całości Słońca, co obserwujemy jako jasną obrączkę z mniej lub bardziej centralnie położonym czarnym dyskiem Księżyca.

W przypadku zaćmień obrączkowych zmienia się opis sekwencji kolejnych kontaktów. W związku z tym, że tarcza Księżyca ma mniejsze rozmiary od słonecznej, II kontakt następuje
w momencie, gdy w całości znajdzie się ona wewnątrz tarczy Słońca. Zaćmienia hybrydowe, zwane też obrączkowo-całkowitymi, występują najrzadziej ze wszystkich. W ich geometrii istotną rolę odgrywa kulistość Ziemi. To ona sprawia, że w centralnych rejonach pasa zaćmienia całkowitego rozmiary Księżyca pozwalają jeszcze na pełne zakrycie Słońca (wypukłość globu ziemskiego sprawia, że satelita jest bliżej nas), natomiast na skraju pasa są już zbyt małe i obserwuje się zaćmienie obrączkowe (satelita jest dalej). Charakterystyczną cechą tych zaćmień jest krótki czas trwania fazy całkowitej, co spowodowane jest faktem, że wierzchołek księżycowego cienia praktycznie tylko muska powierzchnię Ziemi.

Zaćmieniowa biżuteria
Obserwator zaćmień powinien być przygotowany i czujny, aby zarejestrować kilka charakterystycznych detali, które nadają im dodatkowego kolorytu. Wspomnieliśmy już wcześniej o słonecznej koronie, która najlepiej prezentuje się szczególnie w latach niskiej aktywności gwiazdy. Tworzy ona zazwyczaj nieregularny, postrzępiony i często bardzo rozległy wachlarz wokół słonecznego dysku, który doskonale prezentuje się zwłaszcza na specjalnie preparowanych fotografiach. W latach aktywnego Słońca korona jest przeważnie o wiele mniej spektakularna, będąc raczej regularną otoczką o znacznie mniejszej rozpiętości.

Tuż przed II kontaktem następuje gwałtowny spadek jasności nie tylko zakrywanego Słońca, ale także nieba i całego otoczenia w miejscu obserwacji. Zanim jednak tarcza słoneczna skryje się za Księżycem, na krótką chwilę pojawia się tzw. diamentowy pierścień, czyli ostatni błysk promieni słonecznych. Ten wyjątkowej urody kosmiczny klejnot jest wyczekiwany przez wielu obserwatorów, chcących uwiecznić go na fotografii. Zdarzało się nawet, że panowie z wyjątkowo bogatymi pokładami astronomicznego romantyzmu, oświadczali się podczas tej chwili swojej zupełnie zaskoczonej wybrance (trzeba byłoby mieć serce z kamienia, żeby takich oświadczyn nie przyjąć), wręczając jej ziemski odpowiednik klejnotu. Diamentowy pierścień pojawia się dwukrotnie – podczas początku i końca fazy całkowitej zaćmienia (tuż po III kontakcie).

Gdy nachodząca tarcza Księżyca „ociera się” o brzeg tarczy słonecznej, wtedy podczas fazy całkowitej światło od gwiazdy przedostaje się ku naszym oczom spomiędzy nierówności na powierzchni Srebrnego Globu. Obserwujemy wtedy mieniący się pierścień z jaśniejszymi punktami, przypominającymi korale lub naszyjnik z pereł. Zjawisko to jako jeden z pierwszych wyjaśnił angielski astronom Francis Baily (1774-1844) podczas zaćmienia z dnia 15 maja 1836 roku. Od jego nazwiska dziś określamy je mianem pereł Baily’ego. Co ciekawe, ponad sto lat wcześniej Edmund Halley zaobserwował i opisał to samo zjawisko (podczas zaćmienia z 3 maja 1715 roku) poprawnie sugerując, że musi to być spowodowane przeświecaniem spomiędzy księżycowych kraterów i gór.

Diamentowy pierścień

. Perły Baily’ego (fot. Bruce Fraser)

Protuberancje

Kolekcję słonecznych precjozów uzupełniają pióropusze materii uwięzione w liniach słonecznego pola magnetycznego. Mowa o protuberancjach, które stają się również widoczne podczas fazy całkowitej zaćmienia, w normalnych warunkach ginąc w oślepiającym blasku fotsfery. Do ich obserwacji wymagana jest lornetka lub teleskop, pod warunkiem że odpowiednio zabezpieczymy wzrok. Tylko największe protuberancje mogą być dostrzegalne bez przyrządu optycznego. Mają one rozmiary często wielokrotnie przewyższające wielkość naszej planety. Jeśli uwolniona z protuberancji materia zostanie, jak z procy, wystrzelona w kierunku Ziemi, po kilku dniach można spodziewać się intensywnych zórz polarnych i zakłóceń ziemskiego pola magnetycznego.