Астрономия. Популярные лекции.

В. Г. Сурдин

Астрономия. Популярные лекции.

Предисловие

Днем, при солнечном свете, мы видим только Землю. Ночью мы видим весь мир.

Владимир Клавдиевич Арсеньев, путешественник, географ, писатель

В 1932 г. астрономия вошла в школьную программу как самостоятельный предмет — 1 час в неделю в 7 классе и 2 часа в неделю в 9 классе. С 1935 г. она преподавалась в 10 классе в объеме 72 часа. В 1936 г. произошло слияние астрономии с физикой. С 1937 г. астрономия снова стала самостоятельным предметом, но ее объем уменьшился до 36 часов. С 1993 г. астрономия начала исчезать из школьной программы. Ее преподавание сохранилось в качестве предмета по выбору и факультатива, т. е. осталось лишь в элитарных школах. Поэтому и без того смутное представление у молодежи об окружающем мире стало все сильнее вытесняться мифами и околонаучными сенсациями. Но в силу естественной любознательности школьники и студенты тянутся к знаниям о космосе, а руководители просвещения понимают необходимость этих знаний для будущих ученых и инженеров. Вот почему за последние несколько лет наиболее сильные университеты России ввели в программу физических факультетов базовые курсы астрономии, а МГУ им. М. В. Ломоносова даже организовал межфакультетский и дистанционный курсы основ астрономии. Наконец, с 1 сентября 2017 г. астрономия вернулась в школьную программу как обязательный предмет для 10 или 11 классов.

За те годы, что астрономия систематически преподавалась у нас лишь немногочисленным будущим специалистам небесной науки, многое изменилось. Интернет сделал знания общедоступными, и он же породил «клиповый» формат сообщений. Теперь от учебного курса для широкой аудитории требуется не систематическое изложение полного объема информации по предмету, а демонстрация его связи с другими науками и областями жизни, разъяснение «тонких мест», исправление аберраций, рожденных непрофессиональными сообщениями в Интернете. И главное, что требуется от лектора, — зажечь интерес к предмету и желание черпать дополнительные знания из окружающих потоков информации. Чтобы добиться этого, нужно испытать разные подходы; один из них — перед вами.

Эта книга подготовлена на основе лекций, прочитанных в 2013–2018 гг. в МГУ им. М. В. Ломоносова и в его бакинском филиале, на физическом факультете Новосибирского государственного университета, на online-курсах порталов «Лекториум» и «Открытое образование» и в некоторых публичных лекториях, клубах и средних школах России. Частично материалом для нее послужил курс «Общая астрономия», который я читаю на астрономическом отделении физического факультета МГУ. Каждый из упомянутых курсов сопровождался богато иллюстрированными презентациями. Продемонстрировать их все на страницах книги невозможно, но вы можете выйти на них через мою страницу в Интернете: http://lnfm1.sai.msu.ru/~surdin. Там же есть ссылки на книги, видеолекции и online-курсы.

Первое издание книги встретило благосклонное внимание читателей, и тираж был весьма быстро распродан. Вероятно, этому способствовало то, что астрономия вновь, после двух десятилетий забвения, стала обязательным школьным предметом. Поэтому я готовил книгу как раз для того, чтобы дать в руки учителю и любознательному ученику современные и неформальные знания о Вселенной. В новом издании исправлены ошибки и опечатки первого; их список поддерживается на интернет-странице http://lnfm1.sai.msu.ru/~surdin/Astro_pop-lect_proof.htm. Кроме того, добавлены две главы: о планетах-гигантах, их спутниках и кольцах, а также о планетах-карликах и малых телах Солнечной системы — астероидах и кометах. Надеюсь, эта книга сделает более интересным, увлекательным и полезным регулярный курс астрономии.

Многие иллюстрации для лекций и книги были взяты с открытых сайтов NASA, ESA, ESO и других научных организаций, за что я им глубоко благодарен. Среди моих коллег и друзей, своей работой способствовавших подготовке этих лекций, я отдельно хочу поблагодарить С. И. Блинникова и С. А. Ламзина, а также особо отметить профессора Санкт-Петербургского университета Константина Владиславовича Холшевникова, внимательно прочитавшего часть текста и сделавшего ряд важных замечаний. А тем фактом, что книгу приятно держать в руках, мы обязаны автору макета и многих рисунков Н. Л. Васильевой.

В. Г. Сурдин, октябрь 2018 г.

1. Видимое и истинное движение небесных тел

Сначала мы обсудим видимые движения небесных тел, в том числе приводящие к солнечным и лунным затмениям. Говоря о видимом движении светил, мы имеем в виду изменение их взаимного положения на небесной сфере, не включая сюда кажущееся вращение самой небесной сферы, обусловленное суточным вращением Земли.

Фазы и либрации Луны

Самое привычное и наглядное из видимых изменений на небе — это смена фаз Луны. Мы с детства знаем, что образ Луны ежемесячно проходит через несколько характерных фаз: новолуние, первую четверть, полнолуние и последнюю четверть. Однако указать причину этого привычного явления может далеко не каждый. На днях моей маленькой внучке подарили книгу, от чтения которой у меня волосы встали дыбом, поскольку ее автор представил смену лунных фаз как ежемесячное затмение лунного диска тенью Земли. Ежемесячное лунное затмение — такого наивного представления об астрономических событиях я еще не встречал и даже не ожидал его от современного человека. Поэтому, думаю, с причиной смены лунных фаз нужно познакомиться в первую очередь.

Рис. 1.1. Полнолуние (слева) и первая четверть.

При описании внешнего вида Луны или планеты мы называем фазой определенную стадию в периодическом изменении видимой формы освещенного Солнцем полушария этих тел. Солнце всегда освещает одно полушарие небесного тела, а фаза — это понятие, связанное с наблюдателем. Фаза измеряется тем, какую часть освещенного Солнцем полушария видит наблюдатель. Смена фаз Луны — явление наглядное. Каждый следующий день мы наблюдаем этот спутник Земли в новом виде. В течение 29,5 суток, практически одного месяца, происходит полная смена фаз — проходит так называемый синодический лунный месяц.

Рис. 1.2. Так происходит смена фаз Луны. В Северном полушарии — справа налево.

Мы находимся на Земле, Луна движется вокруг нас, совершая за месяц полный оборот. Солнце в этой шкале времени почти неподвижно (за месяц смещение Солнца относительно Земли происходит всего лишь на 1/12 часть окружности). У лунного шара всегда освещено полушарие, обращенное к Солнцу, а мы наблюдаем лунный шар с разных сторон по отношению к направлению на Солнце, поэтому иногда видим его полностью освещенную половинку, иногда — часть, а иногда (в новолуние) к нам обращена полностью затемненная сторона лунного шара. Это и есть причина смены фаз. То есть у Луны всегда освещена одна половина и всегда в тени другая, но наша точка зрения на эти половинки в течение месяца меняется.

Тем не менее, хотя в течение месяца мы видим и светлую, и темную стороны Луны, из этого не следует, что с Земли мы можем увидеть всю лунную поверхность: к Земле постоянно обращена одна — «видимая» — сторона Луны. Почему так происходит? А потому, что два движения Луны синхронны: один оборот по орбите вокруг Земли и один поворот вокруг своей оси Луна совершает за одно и то же время — за месяц.

Названия фаз Луны на русском языке не очень разнообразны, их в ходу четыре: новолуние, первая четверть, полнолуние и последняя четверть. Кстати, вы не задумывались, почему мы говорим «четверть», когда освещена половина лунного диска? А потому, что от новолуния прошла четвертая часть периода — лунного месяца.

Рис. 1.3. Фазы Луны. Показано ее движение по орбите вокруг Земли. Вид со стороны Северного полюса. Луна движется против часовой стрелки. Рядом с орбитой показан внешний вид Луны для земного наблюдателя в Северном полушарии в соответствующие моменты синодического месяца.

В некоторых других языках существуют более разнообразные варианты названий лунных фаз. Например, в английском между новолунием и первой четвертью выделяют фазу «растущего серпа» (waxing crescent), а между первой четвертью и полнолунием еще есть «растущая луна», или «растущий месяц» (waxing gibbous). Соответствующие фазы после полнолуния называются «убывающая луна» (waning gibbous) и «убывающий серп» (waning crescent). Думаю, у некоторых коренных народов, для которых Луна и ее ночной свет гораздо важнее, чем для нас, городских жителей, есть и другие названия лунных фаз, которые дробят месяц на более мелкие периоды. Например, у эскимосов есть два десятка слов для характеристики цвета и состояния снега, потому что для них он очень актуален. Так и с Луной, вероятно.

В английском языке есть выражение «on the dark side of the Moon», есть и такая песня. Но это выражение неверно, поскольку в нем подразумевается, что сторона Луны, о которой поет Pink Floyd, всегда темная, а обращенная к нам — всегда светлая. Правильно было бы говорить «on the far side of the Moon» — «на дальней стороне Луны». А ближнюю к Земле называют «near side», поскольку на Землю смотрит всегда одно и то же полушарие, а другое всегда от нас отвернуто, и до полетов космических аппаратов мы никогда не видели дальнюю сторону. Впрочем, знатоки английского языка говорят, что у слова dark есть и другие значения — «скрытый, невидимый». В таком случае выражение «on the dark side of the Moon» можно было бы оправдать. Но во избежание недоразумений астрономы предпочитают называть видимую и невидимую с Земли стороны Луны «near side» и «far side».

Рис. 1.4. Фаза Луны или планеты выражается числом F = d/D, где d — ширина освещенной части, а D — диаметр диска.

Численным значением фазы называют освещенную долю диаметра диска Луны (или планеты), перпендикулярного линии, соединяющей концы серпа, или, что то же самое, — отношение площади освещенной части видимого диска ко всей его площади. Следовательно, фаза определяется числом от 0 до 1 — отношением максимального размера освещенной части диска к полному диаметру диска. Но из-за того, что фаза 0,5 соответствует и первой, и последней четверти, без дополнительного указания трудно разобраться, о какой именно фазе идет речь, — тут у астрономов недоработка. Кто любит математику, докажет простую теорему о том, что отношение d/D равно отношению освещенной площади диска к его полной площади.

Граница между освещенной и неосвещенной частями диска называется терминатором, и у шарообразного небесного тела она имеет форму половины эллипса, «разрезанного» вдоль большой оси.

Рис. 1.5. Луна на минимальном и максимальном расстояниях от Земли.

Луна движется вокруг Земли по эллиптической орбите, причем заметить это довольно легко, просто измеряя видимый диаметр лунного диска. В течение месяца он меняется: когда Луна к нам ближе (ближайшая к Земле точка орбиты называется перигеем), лунный диск выглядит немного крупнее обычного, а когда она дальше всего, в апогее, — немного меньше. Впрочем, непрофессиональный глаз может этого и не заметить, поскольку максимальная разница составляет около 14 %. Разумеется, эта разница бросается в глаза, когда смотришь на помещенные рядом снимки Луны в апогее и перигее (рис. 1.5). Но при взглядах на небо с интервалом в две недели эта разница совершенно незаметна. Однако в последние годы журналисты регулярно напоминают нам о «суперлунии», утверждая, что Луна будет огромная. Не думаю, что сами они способны заметить эту разницу в 14 %.

Рис. 1.6. Либрации Луны по долготе и широте. Их можно заметить, обратив внимание на кратеры и моря вблизи лимба (края) лунного диска. Кроме этого, заметно меняется и угловой размер диска Луны.

Движение Луны по эллиптической орбите вызывает одно легко наблюдаемое явление, о котором мало кто знает. Я имею в виду либрации, т. е. видимые покачивания лунного шара (от лат. libratio раскачивание). В течение аномалистического месяца либрации по долготе достигают почти ±8°. Эти покачивания Луны «вправо-влево» называют либрацией по долготе, а покачивания «с ног на голову» — либрацией по широте. Отдельные моменты этого движения показаны на рис. 1.6. Смена лунных фаз не показана, поскольку это не прямые снимки с Земли, а компьютерная эмуляция на основе теории движения Луны и фотографий ее поверхности, переданных космическим зондом Clementine (NASA). В динамике это можно увидеть на странице Википедии https://ru.wikipedia.org/wiki/Либрация. Серия прямых фотографий либраций Луны есть на сайте http://www.pixheaven.net/photo_us? nom=0505-070.

Рис. 1.7. Причина либраций Луны по долготе — в ее неравномерном движении по эллиптической орбите. Точка А — апогей, Р — перигей. Каждый из четырех орбитальных секторов Луна проходит за одно и то же время.

Как объяснить это явление? Оказывается, его природа чисто геометрическая. Причина покачиваний по долготе — форма лунной орбиты: ведь она не круговая, а эллиптическая, и это заставляет Луну двигаться вокруг Земли с переменной угловой скоростью. Астрономы называют это вторым законом Кеплера, а физически это простое проявление закона сохранения орбитального момента импульса. В то же время вокруг своей оси Луна, конечно, вращается с постоянной скоростью. Сложение этих двух движений — равномерного и неравномерного — приводит к тому, что Луна иногда показывает нам чуть больше своего восточного полушария, а иногда — западного (рис. 1.7). В течение аномалистического месяца либрации по долготе достигают почти ±8°. Эти покачивания довольно легко обнаружить; о них, вероятно, знали еще до изобретения телескопа. Широтные покачивания Луны происходят в течение драконического месяца, достигая почти ±7°, из-за того, что ось ее вращения не перпендикулярна плоскости ее орбиты (рис. 1.8). У Земли ось вращения тоже наклонена, поэтому полгода наша планета показывает Солнцу в большей степени одно свое полушарие, вторые полгода — другое. А при наблюдении Луны мы на Земле выступаем «в роли Солнца»: Луна полмесяца показывает нам чуть больше свое северное полушарие, а вторые полмесяца — южное.

Рис. 1.8. Наклон лунного экватора к орбите (средний — 6°41′, меняется от 6°31′ до 6°51′).

Кроме упомянутых выше либраций, вызванных движением Луны по орбите и потому происходящих с периодом в месяц, наблюдается и небольшая суточная либрация, возникающая вследствие близости Луны к Земле. По сути, это эффект суточного параллакса, вызванный движением самогó наблюдателя вместе с поверхностью вращающейся Земли. Наблюдатели, находящиеся в противоположных точках земного экватора, в один и тот же момент видят несколько различные области лунной поверхности. А каждый конкретный наблюдатель в течение ночи перемещается на расстояние порядка радиуса Земли и поэтому тоже видит Луну с немного различных направлений. С Луны радиус Земли виден под углом 57′; его называют горизонтальным параллаксом Луны. Таким образом, суточная либрация Луны может достигать (для жителей экваториальных стран) почти ±1°. Благодаря либрациям всех типов наблюдателю за Земле доступно более половины (около 59 %) площади лунного шара.

Рис. 1.9. Горизонтальный параллакс.

Вообще движение Луны не так-то просто описать математически. В первую очередь оно зависит от притяжения к Солнцу и к нашей планете (см. главу 3, раздел «Траектория Луны»). Учесть притяжение к Солнцу довольно легко, поскольку его форма очень близка к шарообразной: полярный и экваториальный радиусы Солнца различаются лишь на 0,001 %. Но о нашей планете этого не скажешь. А поскольку Земля — не шар, а сплюснутый эллипсоид (и это только в первом приближении!), ее гравитационное поле не сферически симметричное, а значительно более сложное. Это вынуждает Луну двигаться по непростой орбите. Если бы ничего, кроме Земли, рядом с Луной не было, проблема была бы не такой сложной; но есть еще Солнце, и оно тоже влияет на движение нашего спутника. А еще на нее действует притяжение больших планет. Так что изучение движения Луны — одна из самых сложных задач небесной механики.

Когда говорят о теории движения Луны, подразумевают некую явную функцию времени — обычно в виде ряда (т. е. суммы) простых функций, — дающую положение и скорость Луны в прошлом и будущем. Уже в начале XX в. аналитическая теория движения Луны содержала 1400 членов. А сегодня, когда методы лазерной локации позволяют измерять расстояние до нашего спутника с ошибкой не более нескольких миллиметров, компьютерные программы движения Луны содержат десятки тысяч членов. Полагаю, что не более сотни из них понятны с точки зрения физики. В первом приближении Земля — шар, имеющий простое гравитационное поле с потенциалом GM/R . Во втором приближении Земля — сплюснутый суточным вращением эллипсоид, и тут мы получаем дополнительные гармоники гравитационного поля. Третье приближение: Земля — трехосный эллипсоид, у которого экватор — не окружность, а эллипс, отчего ситуация еще больше усложняется. К этому мы добавляем значительно более сильное влияние Солнца, а также вполне ощутимое влияние Юпитера, Венеры… Дальше идут члены, смысл которых мы в целом понимаем, но точное их значение выводим лишь путем согласования теории с наблюдениями. Современная теория движения Луны вполне удовлетворяет практические потребности космонавтики и расчета лунных и солнечных затмений, но неисправимая любознательность человека требует всё более высокой точности, поэтому теория до сих пор разрабатывается и уточняется.

Затмения

Мы, жители Земли, время от времени наблюдаем солнечные и лунные затмения. Нам невероятно повезло, что видимые размеры лунного диска в точности соответствуют размерам солнечного. Это удивительно, потому что Луна, вообще говоря, понемногу удаляется от Земли. Но почему-то именно в нашу эпоху она находится на таком расстоянии от нас, что ее наблюдаемый размер идеально соответствует видимому размеру Солнца. Луна примерно в 400 раз меньше Солнца по физическому размеру, но и в 400 раз ближе к Земле, чем Солнце. Поэтому угловые диаметры их дисков совпадают.

Рис. 1.10. Затмение, покрытие и прохождение. Темный диск ближе к наблюдателю.

В астрономии есть три разных термина, описывающих ситуацию, когда два объекта в проекции совмещаются на небе. Мы используем тот или иной из этих терминов в зависимости от того, каков относительный угловой размер этих объектов. Если их угловые размеры близки друг к другу, мы называем это затмением; если более крупный объект перекрывает собой более мелкий, то это покрытие; когда же мелкий объект проходит на фоне крупного — это прохождение, или транзит (рис. 1.10). Теперь давайте разберемся, чем эти явления могут быть полезны нам, чем они интересны.

Рис. 1.11. Слева: покрытие Луной Юпитера (видны спутники Юпитера Ио и Европа). Справа: покрытие Луной Венеры (здесь совмещены два снимка: светлая точка справа, у ночного лимба — Венера перед началом покрытия, точка слева, у дневной части лимба — Венера сразу после окончания покрытия).

Покрытия — очень удобный способ измерять размер маленьких небесных объектов. Диаметры звезд мы вообще не различаем даже в лучшие телескопы: они слишком малы, намного меньше одной угловой секунды. Но если Луна, двигаясь по небу, своим краем закрывает какую-нибудь звездочку, та меркнет, но ее потемнение происходит не моментально, а в соответствии с теорией дифракции: когда источник света закрывают краем плоского экрана, его яркость для удаленного наблюдателя испытывает несколько колебаний и лишь затем окончательно обнуляется. Наблюдая покрытие звезды темным краем лунного диска, можно подобрать теоретическую кривую, подходящую к измеренным колебаниям яркости звезды, и вывести из этого угловой размер объекта. В Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга (ГАИШ МГУ), где я работаю, мои коллеги этим занимаются и получают при измерении размеров звездных дисков разрешение до 0,003 угловой секунды. Это очень высокая точность, которой каким-либо другим способом не достичь. К сожалению, Луна ходит не по всему небу, поэтому измерить размеры всех звезд методом покрытий мы не можем. Луна движется вблизи плоскости эклиптики, примерно в пределах ±5° от нее, и именно в этой полосе угловые размеры звезд хорошо измерены.

Рис. 1.12. Кривая покрытия звезды 61 Тельца темным краем Луны. Получена 2 марта 1982 г. на 0,5-м телескопе в Тянь-Шанской высокогорной экспедиции (ГАИШ МГУ). Угловой диаметр звезды составляет 0,003″. Уровень сигнала после покрытия определяется рассеянным светом Луны.

В нынешнем веке мы можем не только наблюдать за поведением Земли и Луны, но и видеть затмения-покрытия любых объектов Солнечной системы. Например, в 2015 г. мимо Плутона пролетал первый космический аппарат — «New Horizons» (NASA). Он сфотографировал планету с ночной стороны, и мы впервые увидели атмосферу Плутона. В этом положении диск Плутона закрывает собой Солнце, но солнечные лучи высвечивают по краям планетного диска плутонианскую атмосферу, про свойства которой мы почти ничего не знали. Если повысить контраст, то в атмосфере даже видны слои. И это очень многое говорит нам о том, из чего состоит и как устроена газовая оболочка этой далекой карликовой планеты. Оказалось, что Плутон — маленькая, но очень интересная планета. Недавно в журнале Nature появились две статьи, в которых весьма убедительно показано, что под ледяной корой Плутона есть жидкий водный океан. Абсолютно неожиданная вещь! Мы предполагали, что подледный океан есть у спутников Юпитера и Сатурна, но Плутон — он так далеко от Солнца, там так холодно и рядом с ним нет гигантской планеты, которая могла бы его согреть. Там все должно было замерзнуть давно и навсегда. Но оказалось, есть признаки того, что под корой Плутона — океан. Он не совсем пригоден для жизни; вероятно, там много аммиака, но все же это океан — и это очень интересно.

Рис. 1.13. Атмосфера Плутона. Справа усилен контраст. Фото: «New Horizons».

А вот еще один замечательный пример — покрытие Солнца Сатурном (рис. 1.14). Обычно мы видим Сатурн так, как в верхней части картинки, когда он вблизи противостояния с Солнцем. Лучи Солнца освещают далекую планету «в лоб», и мы видим ее анфас. Мы давно знали о существовании этого красивого ободка — кольца Сатурна — и всегда думали, что между ним и планетой пустота — ничего нет. Когда первый искусственный спутник Сатурна «Кассини» (NASA) залетел за ночную сторону планеты, мы увидели, что между внутренним краем наблюдаемого с Земли кольца и планетой, напротив, довольно много вещества и что оно тянется до самой атмосферы. То, что это вещество незаметно в отраженном свете, но видно в рассеянном свете при контровом освещении, свидетельствует, что это очень мелкие частицы, размер которых сравним с длиной волны света. Такие частицы, как известно, плохо отражают свет, но эффективно рассеивают его вперед, по ходу падающего на них излучения, и немного в сторону. Поэтому в отраженном свете они почти не видны, а при контровом освещении отчетливо проявляются.

Рис. 1.14. Вверху: Сатурн в прямом освещении солнечными лучами, каким мы видим его от Земли с помощью космического телескопа «Хаббл» (NASA). Внизу: Сатурн в контровом освещении (т. е. Солнце располагается за диском планеты), сфотографированный зондом «Кассини» (NASA). На нижнем фото контраст и яркость усилены, чтобы лучше были видны внешние кольца G и E. В делении Кассини (темной «щели» между двумя яркими кольцами А и В, видимыми с Земли) и внутри яркого кольца B движутся мелкие и довольно темные частицы, которые плохо отражают свет, но хорошо рассеивают его вперед, поэтому они видны только в контровом освещении и остаются незаметными при наблюдении со стороны Солнца и Земли.

Пока непонятно, каким образом в кольце происходит сепарация частиц вещества по их размеру и почему мелкие частицы оказались ближе к планете. Простая физическая логика подсказывает, что должно быть наоборот: вблизи границы атмосферы планеты лучше сохраняются крупные частицы, поскольку у них отношение площади сечения к массе меньше, а значит, они слабее тормозятся в верхних слоях атмосферы. В природе же все оказалось не так.

Эту новую информацию о кольцах Сатурна мы получили именно благодаря тому, что использовали ситуацию затмения (покрытия) как прибор для исследования. Контровое освещение выявило много новых деталей в структуре колец.

Лунные затмения

Теперь мы вернемся к лунным и солнечным затмениям. Каждое небесное тело, освещенное Солнцем, отбрасывает сужающийся конус тени и расширяющийся конус полутени. Тень — это область пространства, попадая в которую наблюдатель не видит поверхность Солнца; в области полутени он видит часть поверхности Солнца. В соответствии с этим лунные затмения делят на теневые и полутеневые. В первом случае хотя бы часть лунного диска проходит через область земной тени, во втором случае — через область полутени. В обоих случаях затмение может быть полным или частным, в зависимости от того, полный диск Луны скрывается в земной тени (полутени) или только его часть. То же и с Солнцем: если наблюдатель попадает в тень Луны, он видит полное солнечное затмение, если в полутень — частное. Полное затмение Солнца не заметить нельзя: днем на несколько минут наступает почти ночная темнота. Но неглубокое частное затмение Солнца, если заранее о нем не знать, вполне можно не заметить. То же и с лунными затмениями: теневое затмение Луны выглядит эффектно, а полутеневое — невзрачно и почти незаметно.

Рис. 1.15. Схема солнечного и лунного затмений. Принципиальная разница между ними состоит в том, что лунная тень покрывает малую часть земной поверхности, а земная тень полностью скрывает Луну от солнечного света.

Длительность лунного затмения зависит от того, насколько глубоко в земную тень проникает Луна. Самые длительные затмения — центральные, когда Луна проходит через центр земной тени. При этом полное теневое затмение продолжается около 2 часов.

Рис. 1.16. Лунные затмения.

Итак, теневое затмение Луны происходит, когда она попадает в тень, отброшенную Землей. Луна попадала бы туда каждый месяц в момент полнолуния, если бы плоскости лунной и земной орбит совпадали, но они не совпадают. Плоскость орбиты Луны более чем на 5° наклонена к эклиптике (среднее значение этого угла 5,15°, и он колеблется от 4,99° до 5,30°). Центр земной тени лежит на эклиптике, а угловой радиус этой тени для наблюдателя на Земле составляет около 0,7°. Угловой радиус лунного диска — около 0,25°. Следовательно, если Луна удаляется от эклиптики более чем на 1°, она не попадает в тень Земли. Именно поэтому Луна чаще проходит мимо земной тени, нежели попадает в нее.

Рис. 1.17. Взаимное расположение плоскости лунной орбиты и плоскости орбиты Земли. Точки А и В — узлы лунной орбиты.

Затмения как Луны, так и Солнца происходят лишь в те моменты, когда Луна проходит вблизи узлов своей орбиты, т. е. пересечений ее орбитальной плоскости с плоскостью эклиптики (в которой всегда находится Солнце). Вблизи узлов Луна проходит дважды в месяц, но для затмения нужно, чтобы в эти же моменты и Солнце тоже оказалось вблизи одного из узлов: если того же узла, где Луна, то наблюдается солнечное затмение, а если противоположного, то лунное. Происходит это не так уж часто: максимальное количество лунных затмений всех типов за год — 4 (например, это произойдет в 2020 и 2038 годах), минимальное — два в год. Солнечные затмения происходят приблизительно с такой же частотой, однако шанс увидеть полное лунное затмение намного выше, чем полное солнечное. Дело в том, что при наличии ясного неба лунное затмение видят все жители ночного полушария Земли, а солнечное — только те жители дневного полушария, кому посчастливилось попасть в узкую полосу, по которой пробегает маленькая (250–270 км) лунная тень.

Рис. 1.18. Лунное затмение.

В процессе полного теневого затмения Луны наш спутник сначала попадает в область полутени и чуть-чуть меркнет, а затем погружается в конус земной тени. Казалось бы, солнечный свет в тень не проникает, других источников света там нет, значит, Луна, пересекая земную тень (а это длится несколько часов), должна стать абсолютно невидимой. Но этого не происходит: она все же немножко видна в темно-багровых тонах. Дело в том, что ее освещают солнечные лучи, рассеявшиеся и преломившиеся в земной атмосфере. Голубая часть их спектра сильно рассеивается в воздухе и поэтому почти не попадает на Луну, а красные лучи рассеиваются в воздухе значительно слабее и, преломившись из-за атмосферной рефракции, направляются в область геометрической земной тени и освещают лунную поверхность.