Затемнување на Сонцето

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај
Целосно затемнување на Сонцето
Целосно затемнување на Сонцето се случува кога Месечината целосно го покрива сончевиот диск, како што се гледа во ова затемнување на Сонцето во 1999. Протуберанција може да се види по должината на прстенот (во црвеното) како и екстензивни коронални филаменти.
Annular solar eclipseДелумно затемнување на Сонцето
Прстенесто затемнување на Сонцето (лево) се случува кога Месечината е премногу далеку целосно да го покрие сончевиот диск (20 мај, 2012). За време на делумно затемнување на Сонцето (десно), Месечината блокира само дел од сончевиот диск (23 октомври, 2014).

Затемнување на Сонцето — тип на затемнување којшто се случува кога Месечината поминува помеѓу Сонцето и Земјата, а Месечината целосно или делумно го блокира („окулира“) Сонцето. Ова може да се случи само на млада месечина, кога Сонцето и Месечината се во конјункција кога се гледаат од Земјата во усогласување познато како сизигија. Во целосно затемнување, дискот на Сонцето е целосно прикриен од Месечината. Во парцијално и прстенесто затемнување, само дел од Сонцето е прикриено.

Ако Месечината била во совршена кружна орбита, малку поблиску до Земјата, и во исто време и орбитална рамнина, целосно затемнување на Сонцето би имало секој месец. Но, орбитата на Месечината е наклонета (навалена) на повеќе од 5 степени кон орбитата на Земјата околу Сонцето (види еклиптика), па нејзината сенка на млада месечина обично ја промашува Земјата. Орбитата на Земјата е наречена еклиптична рамнина бидејќи орбитата на Месечината мора да ја помине оваа рамнина со цел да дојде до затемнување (како сончево така и месечинско). Покрај тоа, вистинската орбита на Месечината е елипсовидна, често носејќи ја доволно далеку од Земјата што аголната големина не е доволно голема да го болкира Сонцето целосно. Орбиталните рамнини се поминуваат едни со други во линија на јазли што резултира со најмалку две, а најмногу пет, затемнувања на Сонцето кои се појавуваат секоја година; не повеќе од две кои можат да бидат целосни затемнувања.[1][2] Меѓутоа, целосно затемнување на Сонцето е ретко на било која локација бидејќи целосно излегува само на тесен пат на површината на Земјата која е проследена од сенката на Месечината или умбра.

Затемнувањето е природна појава. Сепак, во некои антички и модерни култури, затемнувањето на Сонцето се припишува на натприродна причина или се смета за лош предзнак. Целосно затемнување на Сонцето може да биде застрашувачки за луѓето кои не се свесни за неговото астрономско објаснување, бидејќи Сонцето се чини дека исчезнува во текот на денот и небото почнува да се затемнува во рок од неколку минути.

Бидејќи гледајќи директно во Сонцето може да доведе до трајно оштетување на очите или слепило, специјална заштита за очи или индиректни техники за гледање се користат кога се гледа затемнување на Сонцето. Технички е безбедно само да се види целосната фаза од целосното затемнување на Сонцето со голо око и без заштита; сепак, ова е опасна практика, бидејќи повеќето луѓе не се обучени да ги препознаат фазите на затемнување, која може да трае повеќе од два часа додека целосната фаза може само да трае до 7.5 минути за било која локација. Луѓе познати како бркачи на затемнувањето или умбрафили патуваат на оддалечени локации за да го набљудуваат или да бидат сведоци на предвиденото централно затемнување на Сонцето.[3][4]

За датумот на следното затемнување погледнете го делот Скорешни и претстојни затемнувања на Сонцето.

Видови[уреди | уреди извор]

Делумни и прстенести фази на затемнување на Сонцето на 20 мај, 2012
Копмарација на минималните и максималните очигледни големини на Сонцето и Месечината (и планетите). Прстенесто затемнување може да се појави кога Сонцето има поголема привидна големина од Месечината, додека целосно затемнување може да се појави кога Месечината има поголема привидна големина.
Делумно затемнување на Сонцето за време на прстенесто затемнување на Сонцето на 20 мај, 2012

Постојат четири видови на затемнување на Сонцето:

  • Целосно затемнување се јавува кога темната силуета на Месечината целосно ја замрачува интензивната светлина на Сонцето, дозволувајќи побледата корона да биде видлива. За време на било кое затемнување, целосното најдобро се јавува само во тесна траекторија на површината на Земјата.[5]
  • Прстенесто затемнување се јавува кога Сонцето и Месечината се во иста линија, но привидната големина на Месечината е помала од онаа на Сонцето. Оттука Сонцето се појавува како многу светол прстен, или анулус, опкружувајќи го темниот диск на Месечината.[6]
  • Хибродно затемнување (исто така наречено прстенесто/целосно затемнување) се менува помеѓу целосно и прстенесто затемнување. На одредени точки на површината на Земјата се појавува како целосно затемнување, додека во други точки се појавува како прстенесто. Хибридни затемнувања се релативно ретки.[6]
  • Делумно затемнување се јавува кога Сонцето и Месечината не се во иста линија и Месечината само делумно го замрачува Сонцето. Оваа појава обично може да се види од голем дел од Земјата надвор од траекторијата од прстенесто или целосно затемнување. Но, некои затемнувања можат да се видат само како делумни, затоа што умбрата поминува над поларните региони на Земјата и никогаш не се вкрстува со површината на Земјата.[6] Делумните затемнувања се речиси незабележливи, бидејќи треба над 90% покриеност да се забележи било какво затемнување воопшто. Дури и на 99%, нема да биде потемно од самрак.[7]

Растојанието на Сонцето од Земјата изнесува 400 пати растојанието на Месечината од Земјата , а сончевиот пречник е 400 пати поголем од дијаметарот на Месечината. Бидејќи овие соодноси се приближно исти, Сонцето и Месечината гледани од Земјата изгледаат како да се приближно иста големина: околу 0.5 степени во аголна мерка.[6]

Одделена категорија на затемнување на Сонцето е таа која Сонцето е окулирано од друго тело наместо земјената месечина, кое може да биде набљудувано од точки во вселената надвор од површината на Земјата. Два примера се кога екипажот на Аполо 12 ја набљудувале Земјата како го затемнува Сонцето во 1969 и кога Касини сондата го набљудувал Сатурн затемнувајќи го Сонцето во 2006.

Орбитата на Месечината околу Земјата е елипса, каква што е орбитата на Земјата околу Сонцето. Затоа привидната големина на Сонцето и Месечината варираат.[8] Магнитудата на затемнување е соодносот на привидната големина на Месечината со привидната големина на Сонцето за време на затемнување. Затемнување кое се појавува кога Месечината е блиску до нејзинаото најблиско растојание со Земјата (т.е., блиску до нејзиниот перигеј) може да биде целосно затемнување бидејќи Месечината ќе се појави како доволно голема да го покрие целосно сончевиот светлосен диск, или фотосфера; целосно затемнување има магнитуда поголема од 1. Спротивно, затемнување кое се појавува кога Месечината е блиску до нејзиното најдалечно растојание од Земјата (т.е., блиску до нејзиниот апогеј) може само да биде прстенесто затемнување бидејќи Месечината ќе се појави како делумно помала од Сонцето; магнитудата на прстенесто затемнување е помала од 1. Има малку повеќе прстенести затемнувања на Сонцето од целосни, во просек, Месечината се наоѓа многу далеку од Земјата за да го покрие Сонцето целосно. Хибридно затемнување се јавува кога магнитудата на затемнувањето се менува за време на настанот од помала до поголема од еден, па затемнувањето се чини дека е целосно на некои локации на Земјата и прстенесто на други локации.[9]

Бидејќи орбитата на Земјата околу Сонцето е исто елипсовидна, оддалеченоста на Земјата од Сонцето слично варира во текот на годината. Ова влијае на привидната големина на Сонцето на ист начин, но не толку колку што прави различното растојанието од Месечината до Земјата.[6] Кога Земјата го приоѓа нејзиниото најдалечно растојание од Сонцето во јули, целосно затемнување е поверојатно, додека условите се во корист на прстенесто затемнување кога Земјата го приоѓа нејзиното најблиско растојание до Сонцето во јануари.[10]

Терминологија за централно затемнување[уреди | уреди извор]

Секоја икона го покажува погледот од центарот на својата црна точка, претставувајќи ја Месечината (не во размер)

Централно затемнување е често користен како генерички поим за целосно, прстенесто, или хибридно затемнување.[11] Сепак, ова, не е сосема точно: дефиницијата за централно затемнување е затемнување кое во текот на централната линија на умбрата ја допира површината на Земјата. Возможно е, но исклучително ретко, дека дел од умбрата се вкрстува со Земјата (со што се создава прстенесто или целосно затемнување), но не и централната линија. Ова е наречено не-централно целосно или прстенесто затемнување.[11] Последното не-централно затемнување на Сонцето било на 29 април, 2014. Ова било прстенесто затемнување. Следното не-централно целосно затемнување на Сонцето ќе биде на 9 април, 2043.[12]

Фазите набљудувани за време на целосно затемнување се викаат:[13]

  • Прв контакт—кога работ на Месечината е во точна тангента со работ на Сонцето.
  • Втор контакт—почнувајќи со Baily's Beads (предизвикано од блескавата светлина преку долини (valleys) на површината на Месечината) и diamond ring effect. Речиси целиот диск е покриен.
  • Тоталитет—Месечината го замрачува целиот диск на Сонцето и само сончевата корона е видлива.
  • Трет контакт—кога првата светлина станува видлива и сенката на Месечината се оддалечува од набљудувачот. Повторно дијамантскиот прстен може да биде набљудуван.
  • Четврт контакт—кога задниот раб на Месечината ќе престане да се поклопува со сончевиот диск и затемнувањето завршува.

Предвидувања[уреди | уреди извор]

Геометрија[уреди | уреди извор]

Геометрија на целосно затемнување на Сонцето (не во размер)

Дијаграмите десно го покажуваат усогласувањето на Сонцето, Месечината и Земјата за време на затемнување на Сонцето. Темно сивиот регион помеѓу Месечината и Земјата е умбрата, каде Сонцето е целосно замрачено од Месечината. Малата област каде умбрата ја допира површината на Земјата е место каде целосно затемнување може да се забележи. Поголемата сива област е пенумбрата, во која делумно затемнување може да се забележи. Набљудувач во антумбрата, областа на сенката надвор од умбрата, ќе види прстенесто затемнување.[14]

Орбитата на Месечината околу Земјата е наклонета под агол нешто повеќе од 5 степени кон рамнината на орбитата на Земјата околу Сонцето (еклиптиката). Поради ова, за време на млада Месечина, Месечината обично ќе помине на север или на југ од Сонцето. Затемнување на Сонцето може да се јави само кога младата Месечина се појавува во близина на една од точките (познати како јазли) каде орбитата на Месечината се вкрстува со еклиптиката.[15]

Како што е наведено погоре, орбитата на Месечината е исто елипсовидна. Оддалеченоста на Месечината од Земјата може да варира за околу 6% од просечната големина. Затоа, привидната големина на Месечината варира со нејзината оддалеченост од Земјата и тоа е ефектот кој води до разлика помеѓу целосно и прстенесто затемнување. Оддалеченоста на Земјата од Сонцето исто варира во текот на годината, но ова е помал ефект. Во просек, Месечината се чини дека е малку помала од Сонцето гледана од Земјата, па така поголемиот дел (околу 60%) од централни затемнувања се прстенести. Само кога Месечината е поблиску до Земјата од просечно (блиску до својот перигеј) може да се појави целосно затемнување.[16][17]

  Месечина Сонце
Во перигеј
(најблизу)
Во апогеј
(најдалеку)
Во перихел
(најблизу)
Во афел
(најдалеку)
Среден полупречник 1737,10 km 696.000 km
Растојание 363.104 km 405.696 km 147.098.070 km 152.097.700 km
Аголен
пречник[18]
33' 30"
(0.5583°)
29' 26"
(0.4905°)
32' 42"
(0.5450°)
31' 36"
(0.5267°)
Привидна големина
во споредба
-Phase of the moon NO.16.jpg -Phase of the moon NO.16.jpg The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg
Подреденост по
привидна големина
1-ва 4-та 2-ра 3-та

Месечината орбитира околу Земјата за околу 27.3 дена, релативно на фиксните системи. Ова е познато како ѕвезден месец. Сепак, во текот на еден ѕвезден месев, Земјата има свртено дел околу Сонцето, правејќи го просечното време помеѓу една млада Месечина и следната да биде поголемо од ѕвездениот месец: приближно околу 29,5 дена. Ова е познато како synodic месец и одговара на она што се нарекува лунарен месец.[15]

Месечината поминува од југ кон север на еклиптиката кон нејзиниот растечки јазол и обратно кон нејзиниот опаѓачки јазол.[15] Сепак, јазлите на орбитата на Месечината постепено се движат во повратно движење, поради дејството на гравитацијата на Сонцето врз движењето на Месечината и тие прават комлетно коло секои 18.6 години. Оваа регресија значи дека времето помеѓу секој премин на Мсесчината преку растечкиот јазол е малку пократок од ѕвездениот месец. Овој период е наречен наутички или or draconic месец.[19]

Конечно, перигејот на Месечината се движи нанапред кон својата орбита и прави комплетно коло во 8.85 години. Времето помеѓу еден перигеј и следниот е малку подолг од ѕвездениот месец и е познат како known as the anomalistic месец.[20]

Орбитата на Месечината се вкрстува со еклиптиката во двата јазли кои се за 180 степени одвоени еден од друг. Затоа, младата Месечина се јавува блиску до јазлите во два периода од годината на околу шест месеци (173.3 дена), ова е познато како сезона на затемнување и секогаш ќе има барем едно затемнување на Сонцето за време на овие периоди. Понекогаш младата Месечина се јавува доволно блиску до еден јазол за време на два последователни месеци за да го затемни Сонцето во два наврата во две делумни затемнувања. Ова значи дека, во која било година, секогаш ќе има барем две затемнувања на Сонцето, а вкупно може да има пет.[21]

Затемнувања може само да се појават кога Сонцето е околу 15 до 18 степени одалечено од јазол, (10 до 12 степени за централно затемнување). Ова е познато како граница на затемнување. Во времето кое е потребно Месечината да се врати до еден јазол (draconic месец), очигледната позиција на Сонцето се поместила за околу 29 степени, во однос на јазлите.[1] Со оглед дека границата на затемнувањето создава големи можности до 36 степени (24 степени за централно затемнување), возможно е за делумни затемнувања (или ретко делумно и централно затемнување) да се појават во последователни месеци.[22][23]

Патека[уреди | уреди извор]

За време на централно затемнување, умбрата на Месечината (или антумбра, во случај на прстенесто затемнување) се движи рапидно од запад кон исток преку Земјата. Земјата исто така ротира од запад кон исток, со околу 28 км/мин на Екваторот, но како што Месечината се движи во иста насока како земјиниот вртеж со околу 61 км/мин, умбрата скоро секогаш се се движи во груба западна-источна насока преку мапата на Земјата со брзина на орбиталната брзина на Месечината минус ротационата брзина на Земјата.[24]

Ширината на патеката на централно затемнување варира во зависност од релативниот очигледен дијаметар на Сонцето и Месечината. Во повеќето поволни ситуации, кога целосно затемнување се појавува многу блиску до перигејот, патеката може да биде до 267 км широка и времетраењето на тоталитетот може да биде над 7 минути.[25] Надвор од централната патека, делумно затемнување се гледа на многу поголема површина од Земјата. Типично, умбрата е 100–160 км широка, додека пенумбралниот дијаметар е во износ поголем од 6400 км.[26]

Времетраење[уреди | уреди извор]

Следниве фактори го одредуваат времетраењето на целосно затемнување на Сонцето (по редослед се намалува значењето):[27][28]

  1. Месечината е речиси точно во перигејот (правејќи го аголниот дијаметар што можно поголем).
  2. Земјата е многу блиску до афел (најдалеку од Сонцето во својата елиптична орбита, правејќи го аголниот дијаметар што можно помал).
  3. Средната точка на затемнувањето е многу блиску до земјиниот екватор, каде орбиталната брзина е најголема.
  4. Векторот на патот на затемнувањето во средната точка од затемнувањето се усогласува со векторот на земјината ротација (т.е. не дијагонално туку источно).
  5. Средната точка на затемнувањето е блиску до субсоларната точка (делот од Земјата кој е најблиску до Сонцето).

Најдолгото затемнување кое е пресметано досега ќе биде на 16 јули, 2186.

Појавување и циклуси[уреди | уреди извор]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Циклуси на затемнување.
Патеки на целосно затемнување на Сонцето: 1001–2000, покажувајќи дека целосно затемнување на Сонцето се појавува насекаде на Земјата. Оваа слика била споена од 50 одделени слики на НАСА.[29]

Целосно затемнување на Сонцето е ретка појава. И покрај тоа што се појавува некаде на Земјата на секој 18 месеци во просек,[30] проценето е дека тие се повторуваат на било кое место на секои 360 до 410 години, во просек.[31] Целосното затемнување трае максимум неколку минути на било која локација, бидејќи умбрата на Месечината се движи кон исток со над 1700 км/ч.[32] Тоталитет во моментов не може да трае повеќе од 7 мин 32 с. Оваа вредност се менува со текот на милениумите и во моментов се намалува. До 8-миот милениум, најдолгото возможно теоретско целосно затемнување ќе биде помало од 7 мин 2 с.[27] Последниот пат затемнување кое траело повеќе од 7 минути било на 30 јуни, 1973 (7 мин 3 сек). Набљудувачите на надзвучниот авион „Конкорд“ беа во можност да го продолжат тоталитетот на затемнувањето за околу 74 минути летајќи по патот на умбрата на Месечината.[33] Следното целосно затемнување надминувајќи седум минути нема да се случи се до 25 јуни, 2150. Најдолгото целосно затемнување за време од 11,000 години од 3000 години п.н.е. до 8000 години н.е. ќе се случи на 16 јули, 2186, кога тоталитетот ќе трае 7 мин 29 с.[27][34] За споредба, најдолгото тотално затемнување на 20-от век со 7 мин 8 с се случи на 20 јуни, 1955, а нема тотални затемнувања над 7 мин во 21-от век.[35]

Ако датумот и времето на било кое затемнување на Сонцето се знае, возможно е да се предвидат други затемнувања преку циклуси на затемнување. Сарос е веројатно најпознат и еден од најточните. Сарос трае 6,585.3 дена (нешто повеќе од 18 години), што значи дека, после овој период, ќе се случи идентично затемнување. Најзначајната разлика ќе биде западно поместување од 120° во географска должина (поради 0.3 дена) и малце во географска ширина (север-југ за непарни циклуси, обратно за парните). Сарос секогаш почнува со делумно затемнување блиску до еден од поларните региони на Земјата, потоа се поместува над светот преку серија од прстенести или целосни затемнувања и завршува со делумно затемнување на спротивниот поларен регион. Сарос трае 1226 до 1550 години и 69 до 87 затемнувања, со околу 40 до 60 кои се централни.[36]

Фреквенција на годишно ниво[уреди | уреди извор]

Помеѓу две и пет затемнувања на Сонцето се јавуваат секоја година, со барем едно во сезона на затемнување. Бидејќи Грегоријанскиот календар бил воспоставен во 1582, години кои имале по пет затемнувања на Сонцето се 1693, 1758, 1805, 1823, 1870 и 1935. Следното појавување ќе биде во 2206.[37] Во просек, има околи 240 затемнувања на Сонцето секој век.[38]

5те затемнувања на Сонцето од 1935
5 јануари 3 февруари 30 јуни 30 јули 25 декември
Делумно
(југ)
Делумно
(север)
Делумно
(север)
Делумно
(југ)
Прстенесто
(југ)
SE1935Jan05P.png
Сарос 111
SE1935Feb03P.png
Сарос 149
SE1935Jun30P.png
Сарос 116
SE1935Jul30P.png
Сарос 154
SE1935Dec25A.png
Сарос 121

Конечен тоталитет[уреди | уреди извор]

Целосно затемнување на Сонцето се гледа од Земјата поради случајните комбинации на околностите. Дури на Земјата, затемнувања од овој тип се познати на луѓето како привремена (на геолошка временска скала) појава. Стотици милиони години во минатото, Месечината била многу блиску до Земјата за прецизно да го оклузира Сонцето како што прави денес за време на затемнувања; и повеќе од една милијарда години во иднината, ќе биде премногу далеку да го стори тоа.[39]

Поради tidal acceleration, орбитата на Месечината околу Земјата станува за 2.2 цм подалечена секоја година. Се проценува дека, за помалку од 1,4 милијарди години, растојанието од Земјата до Месечината ќе биде зголемена за 30,400 км. Во текот на овој период, очигледниот аголен дијаметар на Месечината ќе се намали, што значи дека повеќе не ќе може целосно да го покрие сончевиот диск гледан од Земјата. Ова ќе биде вака дури и кога Месечината ќе биде на перигејот, а Земјата на афелот. Покрај тоа, Сонцето расте во дијаметар за околу 5% на секои милијарда години.[40] Според тоа, последното целосно затемнување на Сонцето на Земјата ќе биде за шест милиони години од сега.[39]

Историски затемнувања[уреди | уреди извор]

Астрономи проучуваат затемнување насликано од Антоан Карон во 1571

Историски затемнувања се многу вреден феномен за историчарите, со тоа што им овозможува неколку историски настани да имаат точна дата, од кои други датуми и антички календари можат да се определат. Затемнување на Сонцето на 15 јуни 763 п.н.е., спомнато во асирски текст е важно за хронологијата на стариот исток.[41] Има други тврдења кои датираат за постари затемнувања. Кралот Џунг Канг наводно убил двајца астрономи, Хси и Хо, кои не успеал да предвидат затемнување пред 4,000 години.[42] Можеби најстарото сеуште недокажано тврдење е на архелогот Брус Мас, кој наводно поврзува затемнување кое се случило на 10 мај, 2807 п.н.е. со возможен метеорен удар во Индиски Океан врз основа на неколку антички митови за поплава кои спомнале за целосно затемнување на Сонцето.[43]

Затемнувањата биле толкувани како знаци, или предзнаци.[44] Античкиот грчки историчар Херодот напишал дека Талес од Милет предвидил затемнување кое се појавило за време на битка помеѓу Медијците и Лидијците. Двете страни ги спуштиле оружијата и прогласиле мир како резултат од затемнувањето.[45] Точното затемнување останува неизвесно, иако прашањето било испитувано од страна на стотици антички и модерни власти. Еден можен датум е на 28 мај, 585 п.н.е., веројатно во близина на реката Кизил во Мала Азија.[46] Затемнување евидентирано од Херодот пред Ксеркс I, заминал на неговата експедиција против Грција,[47] која е традиционално датирана на 480 година п.н.е., се совпаѓала со прстенестото затемнување на Сонцето на Џон Расел Хинд во Сард на 17 февруари, 478 п.н.е.[48] Алтернативно, делумно затемнување се гледало од Персија на 2 октомври, 480 п.н.е.[49] Херодот исто така известува за затемнување на Сонцето во Спарта за време на Втората персиска инвазија на Грција.[50] Датумот на затемнувањето (1 август, 477 п.н.е.) не се совпаѓа точно со конвенционалните датуми на инвазијата според историчарите.[51]

Кинеските записи за затемнувањата започнуваат околу 720 п.н.е.[52] Во 4-от век п.н.е., астрономот Ши Шен го опишал предвидувањето на затемнувањата со користење на релативните позиции на Месечината и Сонцето.[53] Теоријата за „влијание на зрачењето“ (т.е., светлината на Месечината била рефлектирана од Сонцето) постоела во кинеската мисла од околу шестиот век п.н.е. (во Жи Ранот од Жи Ни Зи),[54] но била спротивставена во 1-от век н.е. од страна на филозофот Ванг Чонг, кој изјаснил во неговите дела дека оваа теорија не била ништо ново.[53] Античките Грци, како што се Парменид и Аристотел, исто така ја подржувале теоријата за Месечината кога сјаела поради рефлектираната светлина.[54]

Биле направени обиди да се утврди точниот датум на Велики Петок, претпоставувајќи дека темнината опишана во Исусовото распнување било затемнување на Сонцето. Ова истражување не дало убедливи резултати,[55][56] а Велики Петок е евидентиран на Пасха, која се одржува на за време на полна Месечина. Понатаму, темнината траела од шест до девет часа, или три часа, што е многу, многу подолго од осум-минутниот лимит за било кое тотално затемнување на Сонцето. Во западната хемисфера, постојат неколку сигурни записи за затемнувања пред 800 година н.е., сè до доаѓањето на арапските и монашките опсервации во раниот среден век.[52] Првото евидентирано набљудување на короната било направено во Цариград во 968 година н.е.[49][52]

Првото познато телескопско набљудување на тотално затемнување на Сонцето било направено во Франција во 1706.[52] Девет години подоцна, англискиот астроном Едмонд Халеј го набљудувал затемнувањето на сонцето на 3 мај 1715.[49][52] До средината на 19-от век, научното разбирање за Сонцето се подобрувало преку набљудувања на короната на Сонцето за време на затемнувања на Сонцето. Короната била идентификувана како дел од сончевата атмосфера во 1842, а првата слика (или дагеротипија) од тотално затемнување била направена од затемнувањето на Сонцето на 28 јули 1851.[49] Спектроскопски набљудувања биле направени од затемнувањето на Сонцето на 18 август 1868, што помогнало да се утврди хемискиот состав на Сонцето.[49]

Набљудување[уреди | уреди извор]

Гледајќи директно во фотосферата од Сонцето (светлиот диск од Сонцето), па дури и за само неколку, може да предизвика трајно оштетување на мрежницата на окото, поради интензивната видлива и невидлива радиација која фотосферата ја емитува. Ова оштетување може да резултира со оштетување на видот, па се до слепило. Мрежницата нема чувствителност на болка и ефектите од оштетување на мрежницата може да не се појават со часови, па не постои предупредување дека повредата се јавува.[57][58]

Во нормални услови, Сонцето е толку светло што е тешко да се гледа директно во него. Но, за време на затемнување, каде дел од Сонцето е покриен, полесно е и повеќе примамливо да се гледа. Гледајќи во Сонцето за време на затемнување е опасно колку што е и да се гледа кога не е во затемнување, освен за време на краток период од тоталитетот, кога сончевиот диск е комплетно покриен (тоталитет се јавува само за време на целосно затемнување и многу кратко; не се јавува за време на делумно затемнување или прстенесто затемнување). Набљудувајќи го сончевиот диск преку било каков вид на оптичко помагало (двоглед, телескоп, па дури и оптичка камера со окулар) е исклучително опасно и може да предизвика непоправлива штета на окото во дел од секунда .[59][60]

Делумни и прстенести затемнувања[уреди | уреди извор]

Очила за затемнување
Метод без објектив за набљудување на делумно затемнување на Сонцето. Вметнување (горе лево): делумно затемнето Сонце сликано со бел сончев филтер. Главна слика: проекции од делумно затемнето Сонце (доле десно)

Набљудувајќи го Сонцето за време на делумни или прстенести затемнувања (и за време на целосно затемнување, надвор од краткиот период на тоталитетот) бара специјална заштита за очите, или индиректни методи на гледање, ако се сака да се избегне оштета на окото. Сончевиот диск може да се набљлудува користејќи соодветна филтрација за да се блокира штетниот дел од сончевото зрачење. Очила за сонце не го прават набљудувањето на Сонцето безбедно. Само соодветно дизајнирани и сертифицирани сончеви филтри треба да се користат за директно набљудување на сончевиот диск.[61] Особено, само-направени филтри користејќи секојдневни предмети како што е флопи диск изваден од опаковката, Компактниот диск, слајд филм со црна боја, зачадено стакло, итн. треба да се избегнат.[62][63]

Најбезбедниот начин да се гледа сончевиот диск е преку индиректна проекција.[64] Ова може да се направи преку проектирање на слика од дискот на бела хартија или картичка користејќи двоглед (со една од леќите да биде покриена), телескоп, или друго парче од картон со мала дупка во него (околу 1 мм дијаметар), често нарекуван точкест отвор. Проектираната слика од Сонцето може тогаш безбедно да се гледа; оваа техника може да се користи да се набљудуваат цончевите дамки, исто како и затемнувањата. Сепак, мора да се внимава, да се осигура дека никој не гледа преку проекторот (телескоп, точкест отвор, итн.) директно.[65] Набљудувајќи го сончевиот диск во видео на екран (со помош на видео-камера или дигитален фотоапарат) е безбедно, но камерата може да биде оштетена од директното изложување на Сонцето. Оптичките леќи одат заедно со некои видео и дигитални камери не се безбедни. Безбедно монтирање заварувачки стакло #14 пред леќите ја штити опремата и прави набљудувањето да е возможно.[63] Професионална изработка е неопходна поради сериозни последици кои може да има заради празнини или одделувачки држачи. За време на делумно затемнување, короната не може да се види и нема целосно затемнување , сепак, во зависност од тоа колку сончевиот диск е покриен, мало затемнување може да се забележи. Ако три-четвртини или повеќе од Сонцето е покриено, може да се забележи ефект каде дневната светлина е позатемнета, како на небото да е облачно, но предметите се уште може да фрлаат остри сенки.[66]

Тоталитет[уреди | уреди извор]

Кога се намалува видливиот дел на фотосферата и станува многу мал , Baily's beads се појавува. These are caused by the sunlight still being able to reach the Earth through lunar valleys. Totality then begins with the diamond ring effect, the last bright flash of sunlight.[67]

Безбедно е да се набљудува тоталната фаза на затемнување на Сонцето директно само кога сончевата фотосфера е целосно покриена од Месечината, а не пред или после тоталитет.[64] За време на овој период, Сонцето е премногу затементо да се гледа преку филтри. Сончевата бледа корона ќе биде видлива како и хромосферата, протуберанциите, а можно и сончевиот блесок. На крајот на тоталитетот, истиот ефект ќе се појави во обратен редослед и на спротивната страна на Месечината.[67]

Фотографирање[уреди | уреди извор]

Фотографирање на затемнување е можно со прилично секоја камерна опрема. Со цел дискот на Сонцето/Месечината да биде лесно видлив, прилично големо зголемување на долгофокусирачки леќи е потребно (најмалку 200 мм за 35 мм-ска камера), а за дискот да пополни поголем дел од рамката, подолги леќи се потребни (над 500 мм). Како и со набљудувајќи го Сонцето директно, така и со гледајќи го преку леќите од камерата може да предизвика оштетување на мрежницата , па се препорачува да се внимава.[68]

Други набљудувања[уреди | уреди извор]

Прогресијата од затемнување на Сонцето на 1 август, 2008 во Новосибирск, Русија. Сите временски зони на UTC (локално време било UTC+7). Временското растојание помеѓу снимките е три минути .

Целосно затемнување на Сонцето нуди ретка можност да се набљудува короната (надворешниот слој на сончевата атмосфера). Нормално ова не е видливо бидејќи фотосферата е многу посветла од короната. Според точката постигната во сончевиот циклус, короната може да се појави како мала и симетрична, или голема и нејасна. Тешко е да се предвиди ова однапред.[69]

Феномени поврзани со затемнувањата вклучуваат shadow bands (исто така познати како летачки сенки), кои се слични на сенките на дното на базенот. Тие само се појавуваат пред и по тоталитет, кога тесна соларна полумесечина делува како анизотропски извор на светлина.[70]

Набљудувања од 1919[уреди | уреди извор]

Поврзано: Тестови од општата релативност#Девијации на светлината од Сонцето
Оригинална фотографија од Едингтон од затемнувањето во 1919, која обезбедила докази за Ајнштајновата општа теорија за релативноста.

Набљудувањето на целосно затемнување на Сонцето на 29 мај, 1919 помогна да се потврди Ајнштајновата општа теорија за релативноста. Со споредување на очигледното растојание помеѓу ѕвезди во соѕвездието Бик, со и без Сонцето помеѓу нив, Артур Едингтон изјавил дека теоретските предвидувања за гравитационите објективи биле потврдени.[71] Набљудувањето на Сонцето помеѓу ѕвездите било само возможно за време на тоталитет, бидејќи ѕвездите се видливи. Иако набљудувањата на Едингтон беа блиску до експерименталниот лимит на прецизноста од тоа време, истражувања во втората половина на 20-от век ги докажале неговите резултати.[72][73]

Гравитациони аномалии[уреди | уреди извор]

Има долга историја за опсервации на гравитациски поврзани феномени за време на затемнување на Сонцето, особено околу тоталитет. Во 1954, и пак во 1959, Морис Але пријавил набљудувања со чудно и необјасниво движење за време на затемнување на Сонцето.[74] Овој феномен сега е наречен Алеов ефект. Слично на тоа, во 1970, Сахл и Ален ја набљудувале ненадејната промена во движењето на висачка торзија; овој феномен е наречен Сахлов ефект.[75]

Една неодамнешна објавена опсервација од Ванг ет ал. за време на затемнувањето на Сонцето во 1997, предложила можен гравитационо заштитнички ефект,[76] со што се започнало дебата. Подоцна во 2002, Јанг и Ванг објавиле детална анализа, која сугерирала дека феноменот сè уште останува необјаснет.[77]

Затемнувања и премини[уреди | уреди извор]

Во принцип, истовремената појава на затемнување на Сонцето и премин на планета е возможно. Но овие настани се многу ретки поради нивните кратки траења. Следната предвидена истовремена појава на затемнување на Сонцето и премин на Меркур ќе биде на 5 јули, 6757, а затемнувањто на Сонцето и премин на Венера е очекувано на 5 април, 15232.[78]

Почеста, но сепак ретка, е појавата конјукција на планета (особено, но не само, Меркур или Венера) за време на целосно затемнување на Сонцето, каде планетата ќе биде видлива многу блиску до затемнетото Сонце, додека без затемнувањето планетата не може да се види од сончевиот блесок. Во еден период, некои научници поставиле хипотеза дека може да има планета која е (често нарекувана Вулкан) поблиску до Сонцето од Меркур; единствениот начин да се потврди нејзиното постоење е преку набљудување за време на премин или целосно затемнување на Сонцето. Никогаш не е најдена таква планета, а општата теорија за релативноста оттогаш ги објаснила опсервациите кои ги доведуваат астрономите да укажуваат дека Вулкан може да постои.[79]

Земјосјај[уреди | уреди извор]

За време на затемнување на Сонцето, сенката на Месечината покрива мал дел од Земјата. Земјата продолжува да прима најмалку 92 посто од сончевата светлина што ја прима без затемнување – повеќе ако пенумбрата од сенаката на Месечината делумно ја промажува Земјата. Гледано ос Месечината, Земајата за време на целосно затемнување на Сонцето во најголем дел е брилијантно осветлена, со мал темен дел покажувајќи ја сенката на Месечината. Брилијантно осветлената Земја рефлектира многу светлина кон Месечината. Ако короната од затемнетото Сонце ја немало, Месечината, осветлена од земјината светлина, би била лесно видлива од Земјата. Ова би било суштинско исто како што е земјината светлина која може фреквентно да биде видена кога фазата на месечината е тесно полумесечеста. Во реалност, короната, која е помалку брилијантна од сончевата фотосфера, е многу посветла од осветлената Месечина од страна на земјината светлина. Па затоа, во контраст, Месечината за време на целосно затемнување на Сонцето се појавува како црна, со короната околу нејзе.

Вештачки сателити[уреди | уреди извор]

Од вселена, сенката на Месечината за време на затемнување на Сонцето се појавува како темна точка која се движи по Земјата.
Сенката на Месечината врз Турција и Кипар, гледана од МВС за време на целосното затемнување на Сонцето во 2006.

Вештачки сателити исто така може да поминат пред Сонцето и да бидат видени од Земјата, но ниту еден не е доволно голем да предизвика затемнување. На надморкса височина како што е Меѓународна вселенска станица, на пример, на предмет ќе му треба да биде околу 3,35 км во дијаметар за да предизвика барем мало затемнување. Овие премини се тешки да се гледаат, затоа што зоната на видливоста е многу мала. Сателитот поминува преку површината на Сонцето типично за неколку секунди. А за премин на планета, нема воопшто да се затемни.[80]

Опсервации на затемнувања од вселенско летало или од вештачки сателити кои орбитираат околу земјината атмосфера немаат влијание на временските услови. Екипажот на Гемини 12 набљудувал целосно затемнување на Сонцето од вселена во 1966.[81] Делумната фаза од целосното затемнување во 1999 била видлива од Мир.[82]

За време на тест проектот Аполо-Сојуз кој се спровел во јули 1975, вселенското летало Аполо било позиционирано да направи вештачко затемнување на Сонцето давајќи можност на екипажот на Сојуз да направи фотографија од сончевата корона.

Влијание[уреди | уреди извор]

Затемнувањето на Сонцето на 20 март 2015 било прва појава на затемнување која имала потенцијално значително влијание врз електроенергетскиот систем, со електроенергетскиот сектор преземајќи мерка за ублажување на било кое влијание. Во Континенталната Европа и Велика Британија синхроните области беа проценети дека имаат околу 90 гигавати соларна енергија и било проценето дека производството привремено ќе се намали до 34 GW во споредба со ден со чисто небо.[83][84] Температурата може да се намалиe за 3 °C, а ветерна енергија потенцијално да се намали како што ветровите се намалуваат за 0.7 m/s.[85]

Неодамнешни и идни сончеви затемнувања[уреди | уреди извор]

Пат на затемнување за целосни и хибридни затемнувања од 2001 до 2020.

Затемнувања се појавуваат само за време на сезоната на затемнување, кога Сонцето е блиску до растечкиот или опаѓачкиот јазол на Месечината. Секое затемнување е одвоено од едно, пет или шест месечеви месеци, а средината на секоја сезона е одвоена за 173,3 дена, што претставува период кога Сонцето патува од еден јазол до друг. Периодот е нешто помал од половина година затоа што јазлите на Месечината полека опаѓаат. Бидејќи 223 месечеви месеци е приближно еднакво со 239 аномалистички месец и 242 драконски месеци, затемнувањата со слична геометрија се повторуваат на секои 223 месечеви месеци (околу 6.585,3 дена). Овој период (18 години и 11,3 дена) се нарекува сарос. Со оглед на тоа што 223 месечеви месеци не се идентични на 239 аномалистички и 242 драконски месеци, циклусите на сарос не се повторуваат бескрајно. Секој циклус почнува со месечева сенка која ја поминува Земјата блиску до северниот и јужниот пол, а последователните настани напредуваат кон други полови се додека сенката на Месечината не ја промаши Земјата со што завршува.[22] Циклусите на Сарос се изброени; моментално, има 117 до 156 активни циклуси.

Сончеви затемнувања
1997–2000 2000–2003 2004–2007 2008–2011 2011–2014 2015–2018 2018–2021 2022–2025 2026-2029

Поврзано[уреди | уреди извор]

Портал „Сончев систем

Белешки[уреди | уреди извор]

  1. 1,0 1,1 Littmann, Mark; Espenak, Fred; Willcox, Ken (2008). Totality: Eclipses of the Sun. Oxford University Press. стр. 18–19. ISBN 0-19-953209-5. 
  2. Five solar eclipses occurred in 1935.NASA (September 6, 2009). „Five Millennium Catalog of Solar Eclipses“. NASA Eclipse Web Site. Fred Espenak, Project and Website Manager. http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEcat5/SE1901-2000.html. конс. 26 јануари 2010 г. 
  3. Koukkos, Christina. „Eclipse Chasing, in Pursuit of Total Awe“, New York Times, 14 мај 2009 (конс. 15 јануари 2012 г).
  4. Pasachoff, Jay M.. „Why I Never Miss a Solar Eclipse“, New York Times, 10 јули 2010 (конс. 15 јануари 2012 г).
  5. Harrington, pp. 7–8
  6. 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 Harrington, pp. 9–11
  7. „Transit of Venus, Sun-Earth Day 2012“. http://sunearthday.nasa.gov/2012/facts.php. конс. 7 февруари 2016 г. 
  8. „Solar Eclipses“. University of Tennessee. http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/time/eclipses.html. конс. 15 јануари 2012 г. 
  9. Espenak, Fred (26 септември 2009). „Solar Eclipses for Beginners“. http://www.mreclipse.com/Special/SEprimer.html. конс. 15 јануари 2012 г. 
  10. Steel, p. 351
  11. 11,0 11,1 Espenak, Fred (6 јануари 2009). „Central Solar Eclipses: 1991–2050“. Greenbelt, MD: NASA Goddard Space Flight Center. http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEpath/SEpath.html. конс. 15 јануари 2012 г. 
  12. Verbelen, Felix (ноември 2003). „Solar Eclipses on Earth, 1001 BC to AD 2500“. http://users.online.be/felixverbelen/catzeute.htm. конс. 15 јануари 2012 г. 
  13. Harrington, pp. 13–14; Steel, pp. 266–279
  14. Mobberley, pp. 30–38
  15. 15,0 15,1 15,2 Harrington, pp. 4–5
  16. Hipschman, Ron. „Why Eclipses Happen“. Exploratorium. http://www.exploratorium.edu/eclipse/why.html. конс. 14 јануари 2012 г. 
  17. Brewer, Bryan (14 јануари 1998). „What Causes an Eclipse?“. Earth View. http://www.earthview.com/tutorial/causes.htm. конс. 14 јануари 2012 г. 
  18. NASA - Eclipse 99 - Frequently Asked Questions — There is a mistake in the How long will we continue to be able to see total eclipses of the Sun? answer, "...the Sun's angular diameter varies from 32.7 minutes of arc when the Earth is at its farthest point in its orbit (aphelion), and 31.6 arc minutes when it is at its closest (perihelion)." It should appear smaller when farther, so the values should be swapped.
  19. Steel, pp. 319–321
  20. Steel, pp. 317–319
  21. Harrington, pp. 5–7
  22. 22,0 22,1 Espenak, Fred (28 август 2009). „Periodicity of Solar Eclipses“. Greenbelt, MD: NASA Goddard Space Flight Center. http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEsaros/SEperiodicity.html. конс. 15 јануари 2012 г. 
  23. Espenak, Fred; Meeus, Jean (26 јануари 2007). „Five Millennium Catalog of Solar Eclipses: -1999 to +3000“. Greenbelt, MD: NASA Goddard Space Flight Center. http://eclipse.gsfc.nasa.gov/5MCSE/5MCSEcatalog.txt. конс. 15 јануари 2012 г. 
  24. Mobberley, pp. 33–37
  25. „How do eclipses such as the one on Wednesday 14 November 2012 occur?“. Sydney Observatory. http://www.sydneyobservatory.com.au/2012/how-do-eclipses-such-as-the-one-on-wednesday-14-november-2012-occur/. конс. 20 март 2015 г. 
  26. Steel, pp. 52–53
  27. 27,0 27,1 27,2 Meeus, J. (декември 2003 г). The maximum possible duration of a total solar eclipse. „Journal of the British Astronomical Association“ том  113 (6): 343–348. Bibcode2003JBAA..113..343M. http://adsabs.harvard.edu/full/2003JBAA..113..343M. конс. 22 декември 2013 г. 
  28. M. Littman, et al.
  29. Espenak, Fred (24 март 2008). „World Atlas of Solar Eclipse Paths“. NASA Goddard Space Flight Center. http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEatlas/SEatlas.html. конс. 15 јануари 2012 г. 
  30. Steel, p. 4
  31. For 360 years, see Harrington, p. 9; for 410 years, see Steel, p. 31
  32. Mobberley, pp. 33–36; Steel, p. 258
  33. „Eclipse Flight of Concorde 001“. nature.com. http://www.nature.com/nature/journal/v246/n5428/abs/246072a0.html. 
  34. Stephenson, F. Richard (1997). Historical Eclipses and Earth's Rotation. Cambridge University Press. стр. 54. doi:10.1017/CBO9780511525186. ISBN 0-521-46194-4. http://ebooks.cambridge.org/ebook.jsf?bid=CBO9780511525186. 
  35. Mobberley, p. 10
  36. Espenak, Fred (28 август 2009). „Eclipses and the Saros“. NASA Goddard Space Flight Center. http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEsaros/SEsaros.html. конс. 15 јануари 2012 г. 
  37. Pogo, Alexander (1935 г). Calendar years with five solar eclipses. „Popular Astronomy“ том  43: 412. Bibcode1935PA.....43..412P. 
  38. „What are solar eclipses and how often do they occur?“. http://www.timeanddate.com/eclipse/solar-eclipse-frequency.html. конс. 23 ноември 2014 г. 
  39. 39,0 39,1 Walker, John (10 јули 2004). „Moon near Perigee, Earth near Aphelion“. Fourmilab. http://www.fourmilab.ch/images/peri_apo/. конс. 7 март 2010 г. 
  40. Ribas, Ignasi (February 2010). „The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres“. Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, IAU Symposium. 264. 3–18. doi:10.1017/S1743921309992298. Bibcode2010IAUS..264....3R. 
  41. van Gent, Robert Harry. „Astronomical Chronology“. University of Utrecht. http://www.staff.science.uu.nl/~gent0113/babylon/babybibl_chronology.htm. конс. 15 јануари 2012 г. 
  42. Harrington, p. 2
  43. Blakeslee, Sandra. „Ancient Crash, Epic Wave“, New York Times, 14 ноември 2006 (конс. 14 ноември 2006 г).
  44. Steel, p. 1
  45. Steel, pp. 84–85
  46. Le Conte, David (6 декември 1998). „Eclipse Quotations“. MrEclipse.com. http://www.mreclipse.com/Special/quotes1.html. конс. 8 јануари 2011 г. 
  47. Herodotus. Book VII. стр. 37. http://www.bostonleadershipbuilders.com/herodotus/book07.htm. 
  48. Chambers, G. F. (1889). A Handbook of Descriptive and Practical Astronomy. Oxford: Clarendon Press. стр. 323. 
  49. 49,0 49,1 49,2 49,3 49,4 Espenak, Fred. „Solar Eclipses of Historical Interest“. NASA Goddard Space Flight Center. http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEhistory/SEhistory.html. конс. 28 декември 2011 г. 
  50. Herodotus. Book IX. стр. 10. http://www.bostonleadershipbuilders.com/herodotus/book09.htm. 
  51. Schaefer, Bradley E. (мај 1994 г). Solar Eclipses That Changed the World. „Sky and Telescope“ том  87 (5): 36–39. Bibcode1994S&T....87...36S. 
  52. 52,0 52,1 52,2 52,3 52,4 Stephenson, F. Richard (1982 г). Historical Eclipses. „Scientific American“ том  247 (4): 154–163. Bibcode1982SciAm.247..154S. 
  53. 53,0 53,1 Needham, Joseph (1986). Science and Civilization in China: Volume 3. Taipei: Caves Books. стр. 411–413. OCLC 48999277. 
  54. 54,0 54,1 Needham, p. 227.
  55. Humphreys, C. J.; Waddington, W. G. (1983 г). Dating the Crucifixion. „Nature“ том  306 (5945): 743–746. doi:10.1038/306743a0. Bibcode1983Natur.306..743H. 
  56. Kidger, Mark (1999). The Star of Bethlehem: An Astronomer's View. Princeton, NJ: Princeton University Press. стр. 68–72. ISBN 0-691-05823-7. 
  57. Espenak, Fred (11 јули 2005). „Eye Safety During Solar Eclipses“. NASA Goddard Space Flight Center. http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEhelp/safety.html. конс. 15 јануари 2012 г. 
  58. Dobson, Roger (21 август 1999 г). UK hospitals assess eye damage after solar eclipse. „British Medical Journal“ том  319: 469. doi:10.1136/bmj.319.7208.469. http://www.bmj.com/content/319/7208/469.1. 
  59. MacRobert, Alan M.. „How to Watch a Partial Solar Eclipse Safely“. Sky & Telescope. http://www.skyandtelescope.com/observing/objects/eclipses/3306081.html. конс. 4 август 2007 г. 
  60. Chou, B. Ralph (11 јули 2005). „Eye safety during solar eclipses“. NASA Goddard Space Flight Center. http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEhelp/safety2.html. конс. 15 јануари 2012 г. 
  61. Littmann, Mark; Willcox, Ken; Espenak, Fred (1999). „Observing Solar Eclipses Safely“. MrEclipse.com. http://www.mreclipse.com/Totality/TotalityCh11.html. конс. 15 јануари 2012 г. 
  62. Chou, B. Ralph (20 јануари 2008). „Eclipse Filters“. MrEclipse.com. http://www.mreclipse.com/Special/filters.html. конс. 4 јануари 2012 г. 
  63. 63,0 63,1 „Eclipse Viewing Safety“. Perkins Observatory. http://www.perkins-observatory.org/eclipsesafety.html. конс. 15 јануари 2012 г. 
  64. 64,0 64,1 Harrington, p. 25
  65. Harrington, p. 26
  66. Harrington, p. 40
  67. 67,0 67,1 Littmann, Mark; Willcox, Ken; Espenak, Fred (1999). „The Experience of Totality“. MrEclipse.com. http://www.mreclipse.com/Totality/TotalityCh01.html. конс. 15 јануари 2012 г. 
  68. Kramer, Bill. „Photographing a Total Solar Eclipse“. Eclipse-chasers.com. архивирано од оригиналот на 29 јануари 2009. https://web.archive.org/web/20090129100143/http://eclipse-chasers.com/eclphot.htm. конс. 7 март 2010 г. 
  69. „The science of eclipses“. ESA. 28 септември 2004. http://www.esa.int/esaSC/SEMYK9R1VED_index_0.html. конс. 4 август 2007 г. 
  70. Dravins, Dainis. „Flying Shadows“. Lund Observatory. http://www.astro.lu.se/~dainis/HTML/FLYSHAD.html. конс. 15 јануари 2012 г. 
  71. Dyson, F.W.; Eddington, A.S.; Davidson, C.R. (1920 г). A Determination of the Deflection of Light by the Sun's Gravitational Field, from Observations Made at the Solar eclipse of May 29, 1919. „Philosophical Transactions of the Royal Society A“ том  220 (571-581): 291–333. doi:10.1098/rsta.1920.0009. Bibcode1920RSPTA.220..291D. 
  72. „Relativity and the 1919 eclipse“. ESA. 13 септември 2004. http://www.esa.int/esaSC/SEM7I9R1VED_index_0.html. конс. 11 јануари 2011 г. 
  73. Steel, pp. 114–120
  74. Allais, Maurice (1959 г). Should the Laws of Gravitation be Reconsidered?. „Aero/Space Engineering“ том  9: 46–55. 
  75. Saxl, Erwin J.; Allen, Mildred (1971 г). 1970 solar eclipse as 'seen' by a torsion pendulum. „Physical Review D“ том  3 (4): 823–825. doi:10.1103/PhysRevD.3.823. Bibcode1971PhRvD...3..823S. 
  76. Wang, Qian-shen; Yang, Xin-she; Wu, Chuan-zhen; Guo, Hong-gang; Liu, Hong-chen; Hua, Chang-chai (2000 г). Precise measurement of gravity variations during a total solar eclipse. „Physical Review D“ том  62 (4): 041101(R). doi:10.1103/PhysRevD.62.041101. Bibcode2000PhRvD..62d1101W. 
  77. Yang, X. S.; Wang, Q. S. (2002 г). Gravity anomaly during the Mohe total solar eclipse and new constraint on gravitational shielding parameter. „Astrophysics and Space Science“ том  282 (1): 245–253. doi:10.1023/A:1021119023985. Bibcode2002Ap&SS.282..245Y. 
  78. Meeus, J.; Vitagliano, A. (2004 г). Simultaneous transits (PDF). „J. Br. Astron. Assoc.“ том  114 (3): 132–135. http://www.marco-peuschel.de/simtrans.pdf. 
  79. Grego, Peter (2008). Venus and Mercury, and How to Observe Them. Springer. стр. 3. ISBN 978-0387742854. 
  80. „ISS-Venustransit“ (на german). astronomie.info. http://eclipse.astronomie.info/transit/venus/isstransit/isstransit.html. 
  81. „JSC Digital Image Collection“. NASA Johnson Space Center. 11 јануари 2006. http://images.jsc.nasa.gov/luceneweb/caption_direct.jsp?photoId=S66-63415. конс. 15 јануари 2012 г. 
  82. NASA (30 август 1999). „Looking Back on an Eclipsed Earth“. Astronomy Picture of the Day. http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap990830.html. конс. 15 јануари 2012 г. 
  83. "Solar Eclipse 2015 - Impact Analysis" pp3+6+7+13 . European Network of Transmission System Operators for Electricity, 19 February 2015. Accessed: 4 March 2015.
  84. Curve of potential power loss
  85. S. L. Gray , R. G. Harrison. "Diagnosing eclipse-induced wind changes" Proceedings of the Royal Society. DOI: 10.1098/rspa.2012.0007 Published 25 May 2012. Archive

Наводи[уреди | уреди извор]

  • Harrington, Philip S. (1997). Eclipse! The What, Where, When, Why and How Guide to Watching Solar and Lunar Eclipses. New York: John Wiley and Sons. ISBN 0-471-12795-7. 
  • Mobberley, Martin (2007). Total Solar Eclipses and How to Observe Them. Astronomers' Observing Guides. New York: Springer. ISBN 978-0-387-69827-4. 
  • Steel, Duncan (1999). Eclipse: The celestial phenomenon which has changed the course of history. London: Headline. ISBN 0-7472-7385-5. 

Надворешни врски[уреди | уреди извор]

Образовни материјали поврзани со Wikiversity has a solar eclipse lab that students can do on any sunny day. на Викиуниверзитетот


Ова е добра статија. Стиснете тука за повеќе информации.
Статијата Затемнување на Сонцето е добра статија. Таа исполнува одредени критериуми за квалитет и е дел од инкубаторот на Википедија.