7 Pozorování

M. Koperník: ,,Kdo chce sledovat pomocí číselných výpočtů charakter pohybů a oběhů, říkám nezíská nic``.

Astrofyzikální jevy, příčinné vztahy mezi nimi a odhalování jejich podstaty, jsou nerozlučně spojeny s pozorováními. Jejich postavení je porovnatelné s úlohou experimentů ve výuce fyziky a chemie. Již nejjednodušší pozorování pouhým okem dovolují žákům ukázat jevy a kosmická tělesa, jejichž znalost je nezbytná pro porozumění a hlubší osvojení základů astrofyziky.

Výuka nesmí být v žádném případě jenom teoretická či dokonce pouze verbální, zbavená pozorovacího kontaktu žáka s oblohou plnou kosmických objektů a jevů. I ta nejjednodušší pozorování, prováděná pouhým okem, mají nezanedbatelnou didaktickou cennost, přispívají ke vzniku pevné emocionální vazby, která ulehčuje osvojovací proces abstraktní obtížné astrofyziky.

Pozorování jsou zvláštní specifickou formou výuky základům předmětu. V samotném procesu pozorování jsou formovány dovednosti i návyky, nezbytnost pečlivé přípravy k pozorování, systematičnost, přesnost při jejich vlastním provádění.

I prostá pozorování mohou vyprovokovat řadu otázek a následně hledání odpovědí na ně, jak pomocí dalších pozorování, tak hlubší aplikací fyzikální vědy. Uveďme několik příkladů.

hvězdy září $ \rightarrow$ ztrácí energii $ \rightarrow$ mění se, proč?
hvězdy mají různé barvy $ \rightarrow$ povrchové teploty hvězd jsou rozdílné $ \rightarrow$ jiná pozorování to potvrzují, proč?

V neposlední řadě astronomická pozorování u žáků musí vyvrátit nesprávné představy, které případně již mají vybudovány. Například ,,že Slunce vychází vždy na východě,`` ,,Měsíc svítí pouze v noci,`` ,,Polárka je nejjasnější hvězdou`` atd.

Návody k pozorování různých kosmických těles jsou průběžně uváděny například
v http://www.ian.cz/. Pro náš výklad jsme vybrali pouze několik námětů.

Pozorování Měsíce

Vznik selenografie, disciplíny studující reliéf a podstatu měsíčního povrchu, spojujeme obyčejně s prvními pozorováními Galilea pomocí dalekohledu. Koncem roku 1609 poprvé Galileo pozoroval hory na Měsíci. V Hvězdném poslu uvedl celkem pět obrázků povrchu Měsíce.

Roku 1619 Scheiner publikoval měsíční mapu o průměru 10cm, na které jsou některé detaily poměrně přesně uvedeny.

Cíl pozorování: Seznámit žáky se zvláštnostmi pozorovaného pohybu Měsíce po obloze, se základními útvary na jeho povrchu podle mapy, naučit se při pozorování dalekohledem zakreslovat hlavní detaily povrchu a provést jejich ztotožnění s objekty na mapě Měsíce.

Zatmění Měsíce

Vzniká tehdy, jestliže se Měsíc dostane do zemského stínu. Při zatmění je Měsíc vždy v úplňku. Ale zatmění nenastává při každém úplňku, navíc musí být splněna podmínka, aby Měsíc byl v blízkosti uzlu své dráhy. Zatmění lze pozorovat z celé zemské polokoule přivrácené k Měsíci. Ročně mohou být pozorována nanejvýš tři zatmění Měsíce.

Měsíc ani při úplném zatmění nezmizí z oblohy. Nachází se v zemském stínu, jeho zbarvení je hnědé až cihlově červené. Je způsobeno lomem slunečního světla v zemské atmosféře, která rozptyluje nejméně právě červené světlo.

Zatmění Slunce

Zatmění Slunce je zvláště důležitým jevem pro astronomii. K jeho pozorování jsou pořádány expedice na velmi vzdálená místa na Zemi. Slunce je zakrýváno Měsícem mimo atmosféru Země, proto sluneční paprsky nejsou po většinu své dráhy rozptylovány. Za příznivých podmínek dokonce můžeme pozorovat při zatmění i hvězdy. Této skutečnosti využil v roce 1919 Eddington, který na základě astrometrických měření poloh hvězd z okolí Slunce při jeho zatmění prokázal odklon světelných paprsků v gravitačním poli Slunce a potvrdil tak správnost jevu předpovězeného Einsteinovou obecnou teorií relativity.

Vlastní pozorování zatmění Slunce jsou velmi přitažlivá, neboť při něm můžeme sledovat řadu atraktivních jevů, například načervenalé záření chromosféry, stříbřitou barvu koróny, případně protuberance či vliv zatmění na přírodu na Zemi. To vše vyvolává hluboké estetické zážitky a emotivní prožitky, které se mohou stát didaktickým prostředkem a motivačním stimulem k vytváření dlouhodobějšího kladného vztahu studentů k výuce astronomie a potažmo i fyziky. Je vhodné proto tohoto motivačně cenného jevu využít k prohloubení vědomostí studentů o něm.

Ze základní školy je studentům známo, že zatmění Slunce vznikají při dopadu stínu vrženého Měsícem na Zemi. Pro pozorovatele na zemském povrchu je sluneční kotouč zakryt měsíčním buď z části, nebo úplně. Tuto základní představu dále prohloubíme a rozvineme.

V jaké části roku je největší pravděpodobnost, že proběhne úplné zatmění Slunce?

V létě, kdy se Země nachází v největší vzdálenosti od Slunce, které tak má nejmenší úhlový průměr a může být úplně zakryto Měsícem. Pro ilustraci několik čísel. Z povrchu Země při střední vzdálenosti 149600000km pozorujeme Slunce pod úhlovým průměrem 31,99', Měsíc při střední vzdálenosti 384000km má úhlový průměr 31,12'. Přestože je Měsíc na obloze úhlově menším objektem, dochází k úplným zatměním Slunce. Zdůvodnění spočívá v tom, že vzdálenost Země od Slunce se mění, rovněž tak je proměnná vzdálenost Měsíce od Země, neboť Země i Měsíc se pohybují po eliptických drahách. Úhlový průměr Slunce je největší počátkem ledna, kdy dosahuje hodnoty 32,53' a nejmenší koncem června s hodnotou 31,45'. U Měsíce kolísá hodnota úhlového průměru od 33,22' v perigeu do 30,13' v apogeu jeho dráhy, vždy při pozorování Měsíce v zenitu. Shrnuto s větší pravděpodobností v létě nastane situace, kdy kotouč Měsíce zakryje kotouč Slunce a dojde tak k úplnému zatmění.

Za jakých podmínek může nastat prstencové zatmění Slunce, při kterém je možné přímo pozorovat sluneční korónu?

Prstencové zatmění Slunce bude probíhat v situaci, kdy se Měsíc nachází v blízkosti apogea, jeho pozorovaný úhlový průměr je nejmenší a současně se Země nachází v blízkosti perihélia své dráhy, tedy úhlový průměr Slunce je největší. Stínový kužel Měsíce nedosáhne až k Zemi.

Porovnejte četnost výskytu zatmění Slunce i Měsíce jak pro povrch celé Země, tak pro určité pozorovací místo na povrchu. Proč zatmění Měsíce neprobíhají každý měsíc?

Jestliže by rovina dráhy Měsíce byla shodná s rovinou ekliptiky, pak by se při každém novu Měsíc nacházel přesně mezi Zemí a Sluncem a pozorovali bychom sluneční zatmění. Sklon dráhové roviny Měsíce vzhledem k rovině ekliptiky je přibližně $ 5^\circ$ a protíná ji ve dvou dráhových uzlech. Jejich spojnice - uzlová přímka, nezachovává stále stejný směr vzhledem ke hvězdám, nýbrž vykonává jeden oběh za 18,6 roku. Pro nástup slunečního zatmění je nezbytná podmínka, aby se Slunce a Měsíc nacházely v jednom pozorovacím směru, což nastává za situace, kdy je Slunce v blízkosti uzlu. Podrobnější výpočet ukazuje, že Země vejde do kužele měsíčního polostínu, jestliže se Slunce nachází v úhlové vzdálenosti menší než $ 16,5^\circ$ od uzlu. Úplné zatmění se realizuje za podmínky úhlové vzdálenosti menší než $ 10^\circ$. V průběhu kalendářního roku probíhá od dvou do pěti zatmění Slunce, na různých místech na Zemi.

Podívejme se na následující obrázek.

\resizebox{0.6\textwidth}{!}{\includegraphics{zatmeni_2.eps}}

Zatmění Slunce může nastat, jestliže se Měsíc nachází na dráhovém úseku AB, zatmění Měsíce při poloze na dráhovém úseku CD. Protože AB $ >$ CD, tudíž zatmění Slunce se uskutečňuje častěji. Je zřejmé, že zatmění Měsíce můžeme pozorovat z celé noční polokoule, poloviny povrchu Země, zatímco zatmění Slunce pouze v úzkém pásu na povrchu Země, zpravidla asi (100-200)km širokém, kterým prochází měsíční stín. Shrnuto, zatmění Měsíce pro daný bod povrchu Země probíhají častěji.

Proč zatmění Slunce v rovníkových oblastech trvá déle než v oblastech středních zeměpisných šířek?

Při zatmění Slunce se stín Měsíce pohybuje po povrchu Země od západu k východu rychlostí přibližně $ v_\mathrm{M} = 1\,\mathrm{km}\!\cdot\!\mathrm{s}^{{-1}}$. Stejným směrem rotuje Země kolem své osy, na rovníku rychlostí přibližně $ v_\mathrm{Z} = 0,5\,\mathrm{km}\!\cdot\!\mathrm{s}^{{-1}}$, na pólu je rychlost nulová. Pozorovatel nacházející se v oblasti rovníku může být proto déle ve stínu Měsíce. Druhým méně závažným důvodem je skutečnost, že na rovníku je pozorovatel blíže k Měsíci než v jiných oblastech Země. Číselné vyjádření doby zatmění pro plnou fázi dává při maximálním průměru měsíčního stínu $ D = 270\,\mathrm{km}$, za předpokladu výše uvedených rychlostí, časový interval $ t\displaystyle =\frac{D}{v_\mathrm{M}-v_\mathrm{Z}} = \frac{270}{1-0,5}= 540\,\mathrm{s}$. Skutečná hodnota je při přesných hodnotách rychlostí pohybů 7min31s. Podmínky pro takovou časovou délku úplného zatmění jsou splňovány pouze zcela výjimečně. Nejdéle v minulém století trvalo zatmění 30. června 1973 s délkou trvání totality 7min10s.

Ve vyšších zeměpisných šířkách je rychlost pohybu místa pozorovatele na povrchu Země menší, jmenovatel uvedeného zlomku větší a tudíž doba trvání úplného zatmění kratší.

Jak by vypadalo zatmění Slunce a Země pozorovatelné z Měsíce?

Úhlový průměr Slunce pozorovatelný z Měsíce je stejný jako ze Země, ale úhlový průměr Země je čtyřikrát větší než Měsíce, zatmění Země prakticky nenastane neboť po povrchu Země se bude přesouvat pouze malý stín Měsíce. Zatmění Slunce naopak bude dobře pozorovatelné.

Co je to saros?

Saros je jeden z nejznámějších cyklů zatmění, znamená staroegyptsky opakování. Jeho délka je 6585,32 dnů, tedy 18 roků 11 dnů 7 hodin a 42 minut. Odpovídá 223 synodickým měsícům. Připomínáme, že synodický měsíc je definován jako perioda změn měsíčních fází a trvá 29,53 dne. Přesněji opakování vzájemné polohy Slunce, Měsíce a uzlů měsíční dráhy nastává za 19 drakonických roků, jejichž délka je 6585,78 dnů. Drakonickým rokem rozumíme periodu návratu Slunce ke stejnému uzlu měsíční dráhy, jeho délka je 364,62 dne. Proto se místo na povrchu Země při zatmění u sarosu posouvá na západ přibližně o $ 120^\circ$. V průběhu vlastního sarosu proběhne průměrně 70-71 zatmění, z kterých je 42-43 slunečních a 28 měsíčních. Druhým známým cyklem zatmění je ineks, zahrnující období 358 synodických měsíců, tedy 10571,95 dnů. Třetím rovněž známým je cyklus metonický, rovnající se 235 synodickým měsícům, tudíž trvající 6939,6 dne.

Simulace průběhu zatmění na PC

Na adrese ftp://astro.sci.muni.cz/astrosoft je uložen volně šířitelný program pro operační systém DOS EZ Cosmos, pomocí něhož můžeme provést simulaci průběhu zatmění. Po spuštění programu na obrazovce STATUS doplníme nezbytné údaje:

Pro operační systém Linux je možné doporučit program Xephem, který je běžnou součástí jednotlivých distribucí.

Pozorování zatmění Slunce

Úplná sluneční zatmění jsou řídce se vyskytujícími astronomickými úkazy, obvykle trvajícími zpravidla pouze 2-3 minuty. Na území naší republiky úplné zatmění bude možné pozorovat až v roce 2135. Zpravidla u nás pozorujeme sluneční zatmění částečná. Zájemci z řad žáků mohou sami provádět individuální pozorování za pomoci dalekohledu s nevelkým zvětšením, nezbytné je vybavení ochranným filtrem. Pozor, nikdy přímo bez ochrany nepozorujte Slunce! Při pozorování je Slunce ve stadiu srpečku nejprve žlutobílé. Jakmile měsíční disk zakryje fotosféru, zůstane zářit jen tenká oranžově červená chromosféra. Vlivem nerovností měsíčního povrchu je její tloušťka nehomogenní. Na okraji měsíčního kotouče lze těsně před úplným zatměním a po jeho skončení pozorovat tzv. Bailyho perly, překrásné světelné efekty, vznikající průchodem slunečních paprsků na okraji Měsíce. Protuberance lze pozorovat delší dobu, pokud měsíční disk zcela nezastíní tu část dolní koróny, kde se nacházejí. Jsou barevné a mají vzhled hořícího keře. Následně můžeme pozorovat korónu. Po takovém jednoduchém pozorování doporučujeme provést nákres vzhledu koróny či některého výše uvedeného jevu, lze se pokusit i o barevné provedení obrázků. Tvar koróny je závislý na sluneční aktivitě. V letech, kdy je Slunce v maximu své aktivity je očekáván sférický vzhled koróny. Při vhodných podmínkách lze sledovat také planety a jasné hvězdy.

Neméně zajímavé je pozorování změn v chování živočichů na Zemi vyvolaných poklesem teploty a jasnosti oblohy, zejména v poslední třetině úplného zatmění.