Ottův slovník naučný/Zatmění

Ottův slovník naučný
Zátka	Zatmění	Zatočil

Údaje o textu
Titulek:	Zatmění
Autor:	Václav Rosický
Zdroj:	Ottův slovník naučný. Dvacátýsedmý díl. Praha : J. Otto, 1908. S. 470–473. Dostupné online.
Licence:	PD old 70
Související články ve Wikipedii: Zatmění Slunce, Zatmění Měsíce

Zatmění (lat. eklipsis z řec. ἔκλειψις) jsou úkazy, při nichž buď svítící těleso nebeské stává se neviditelným tím, že mezi ně a pozorovatele vstoupí jiné těleso aneb osvětlené těleso vrhá stín na jiné a toto stává se neviditelným. V tom smysle i každé zakrytí hvězdy (viz Okkultace) jest z-ím, ale o z. mluví se hlavně při z. měsíce, slunce a družic Jupitera. Z. měsíce (eklipsis neb defectus lunae) nastane, vstoupí-li měsíc za úplňku do stínu země. Poměr ten znázorňuje vyobr. č. 4791. S značí slunce, Z zemi, M, M₁, M₂, M₃ měsíc na dráze kolem země. Země osvětlena je sluncem a vrhá hlavní stín kuželovitý ZA asi 216 poloměrů zemských dlouhý, po stranách jeho je polostín. Do kužele hlavního stínu nevniká světlo sluneční, do prostoru polostínu vniká částečně. Měsíc nachází se ve vzdálenosti asi 60 poloměrů zemských od země. Na své dráze kolem země směrem východním přijde měsíc za úplňku do polohy M₁ a vstupuje do kužele hlavního stínu krajem východním. Vstoupí-li úplně do stínu toho, nastane z. úplné (totální) a pak-li při tom v poloze M₂ středy stínu a měsíce se kryjí, bude to z. střední (centrální). Je-li však dráha měsíce od dráhy země poněkud vzdálena, měsíc nevstoupí úplně do hlavního stínu, nýbrž jen částečně, nastane z. částečné (partiální). Polostín země je tak slabý, že měsíc jím patrně se nezatemňuje, proto vstup měsíce do polostínu země není tak znatelný. V poloze M₃ měsíc vystupuje ze stínu země, stín mizí na straně západní, nastává konec z. Důležitý při z. měsíce je zdánlivý průměr stínu zemského ve vzdálenosti měsíce. Zdánlivý poloměr R stínu zemského ve vzdálenosti měsíce dán jest rovnicí R = p + π − ρ, kde p značí horizontální parallaxu měsíce, π slunce, ρ zdánlivý poloměr slunce. Hodnota pro R mění se s hodnotami pro p a ρ; nejmenší hodnota pro R je 37¾’, největší 45¾’. Avšak průřez hlavního stínu země ve vzdálenosti měsíce jeví je větším, než by podle výpočtu býti měl. Toto zvětšení působí, že každé úplné z. měsíce počíná se asi o 1 min. 40 vt. dříve a o tolik později se končí, a dále, že může nastati částečné z. i tenkrát, když geometrický stín země ani se měsíce nedotýká. Toto zvětšení stínu vlivem ovzduší zemského určil již Tob. Mayer na ¹/₆₀, J. Hartmann (Die Vergrösserung d. Erdschattens bei Mondf., Lip., 1891) přesněji na ¹/₄₉. Průměr stínu zemského je tedy vždy větší než zdánlivý průměr měsíce asi 2^·7 krát. Kruhovité z. měsíce nemůže proto nikdy nastati.

Meze z. Kdyby měsíc pohyboval se v rovině dráhy zemské, nastalo by z. měsíce při každém úplňku. Avšak poněvadž dráha měsíce s drahou zemskou tvoří úhel asi 5¼°, může nastati z. jen tehdy, je-li za úplňku střed měsíce blízko uzlu. Aby nastalo úplné z. měsíce, musí pak vzdálenost středů měsíce a stínu býti menší, než rozdíl obou poloměrů: R stínu a r měsíce, čili šířka měsíce musí býti menší než p + π − ρ − r; pro částečné z. stačí, jeli ona vzdálenost menší než součet obou poloměrů, čili je-li šířka měsíce menší než p + π + r − ρ. Z toho možno vypočísti vzdálenost středu měsíce od uzlu, má-li nastati z., tak zvaná mez z. Poněvadž veličiny tuto udané se mění, máme mez dvojí, nutnou a možnou. Pro úplné z. je nutná mez pro vzdálenost stínu (slunce) od nejbližšího uzlu 4° 9^·5’ možná 5° 34’; pro částečně z. nutná mez 9° 30^·5’, možná 12° 3^·7’.

Vyobr. č. 4792. znázorňuje polohy měsíce a stínu zemského u obou uzlů. Dr. st. značí dráhu stínu, Dr. měs. dráhu měsíce. V poloze první a poslední (od pravé ruky k levé) vidíme měsíc mimo stín zemský. V poloze 2. a 6. částečné z., v poloze 3., 4. a 5. počátek, střed a konec úplného z.

Průměrná doba z. (při úplném z. měsíce) trvá 3 hod. 46 min., z toho připadá na dobu úplného z. 1 hod. 43 min. Z. měsíce jest úkaz objektivní, jeví se všude stejně co do průběhu i velikosti a viditelno jest na celé noční části země současně, proto užívalo se ho jako signalů k určení rozdílů délek zeměpisných. Že z. měsíce (i slunce) opakují se po uplynuti 18 roků 10 (neb 11) dnů, bylo již starým Chaldejcům známo (viz Saros). Věděli však též, že se to týká jen okolnosti, že z. vůbec nastane, nikoli však velikosti z. a viditelnosti na určitém místě. Velikost z. měsíce udává se podle staršího způsobu v palcích (palec dvanáctý díl průměru měsíce) nebo nověji v desetinách průměru měsíce. Abychom vypátrali podrobnější okolnosti z. měsíce, k tomu slouží nám buď výpočet neb výkres. Výpočet jest ovšem přesnější a užívá se ho k účelům astron. výhradně. Výkres podává výsledky jen přibližné a slouží více názoru. Obé lze nalézti v odborných knihách. Úplné z. měsíce trvá nejvýše 4²/₃ hod., z této doby připadá však na úplné z. asi polovice času. Poněvadž při z. měsíce slunce a měsíc jsou v opposici, je pozorovateli z. slunce pod obzorem. Jen nastane-li z. blízko obzoru, může se působením lomu paprsků státi, že obě tělesa je viděti nad obzorem. Úkaz takového úplného z. měsíce na obzoru je vzácný. Při úplném z. zmizí měsíc zřídka úplně našim zrakům. Nejstarší takové pozorováni učinil Kepler 9. pros. 1601. Jindy bývá viděti slabě jen některé části měsíce. Obyčejně bývá měsíc při plném z. různě červený jako měděný nebo žhavý. Zbarvení nebývá stejné po celém kotouči, některá místa bývají temnější. Barva mění se také postupem z. Kepler poukázal k tomu, že zbarvení to pochází od lomu paprsků slunečních. Procházejíce ovzduším země paprsky ty uchylují se a přicházejí do hlavního stínu. V ovzduší zemském však pohlcováním pozbývají části světla a tím vysvětluje se, že zbarvení měsíce závisí na stavu ovzduší na pokrajích stínu; je-li tam vzduch čistý, je zbarvení jasně-červené, je-li ve vzduchu více par, je zbarvení temnější.

Z. slunce. Kdežto z. měsíce jsou skutečná zastínění měsíce, která viděti je na všech místech úplně stejně, kde vůbec jsou viditelna, jsou z. slunce vlastně zastínění země aneb zakryti slunce měsícem, která nastati mohou pro některého pozorovatele, kdežto jiný na jiném místě země vidí celý kotouč sluneční. Z. slunce (vlastně země) nastati mohou jen za nového měsíce, nastane-li zároveň konjunkce měsíce se sluncem blízko některého uzlu dráhy měsíční. Na vyobr. č. 4791. je poměr ten znázorněn, měsíc M vstoupil na své dráze kolem země mezi tuto a slunce, tak že jeho stín padá na zemi a tuto zastiňuje. Kde se to děje, není viděti slunce pro tmavý měsíc buď úplně neb částečně. Kdyby dráha měsíce byla v jedné rovině s drahou země, každý nový měsíc přecházel by centrálně před sluncem a podle zdánlivé velikosti měsíce nastalo by buď úplné nebo kruhovité z. slunce. Poněvadž je dráha měsíce nakloněna asi o 5° ke dráze zemské a poloměr měsíce i slunce činí jen asi ¼°, nový měsíc přechází nad sluncem nebo pod ním a zakrytí slunce nastane jen tehdy, když měsíc a slunce setkají se v uzlech svých drah nebo blízko nich. Vzdálenosti od uzlů činí pro úplné z. slunce: nutná mez 7° 46’, možná mez 13° 19’; pro částečné z. nutná mez 13° 33’, možná mez 19° 44’. Pro určité místo jsou z. měsíce častější než z. slunce. Pro celou zemi však jsou z. slunce častější než z. měsíce. Za periodu Saros nastane asi 29 z. měsíce a 41 z. slunce, z nichž arci na určitém místě průměrně jen 9 je viditelno a mezi nimi asi za 200 let je jedno úplné. Úplná a kruhovitá z. slunce jsou pro určité místo úkazy velmi řídké. Po každém z. měsíce blízko uzlu následuje pravidelně po 12 synodických měsících opět z. měsíce. Výpočet z. aneb konstrukce děje se pro určité místo tak jako při z. měsíce, jen že přihlížeti jest u každého místa k parallaxe slunce a měsíce a na místo stínového kruhu (vyobr. č. 4792.) nastoupí kotouč sluneční. Poněvadž poloměr slunce neliší se valně od poloměru měsíce (průměr slunce kolísá mezi 31’ 31’’ a 32’ 35’’, průměr měsíce mezi 29’ 26’’ a 33’ 33’’), netrvá z. slunce pro určité místo tak dlouho, jako z. měsíce. Průměrná délka centrálního z. slunce trvá přes 2 hodiny, doba z. totálního neb kruhovitého jen několik minut. Úplně z. slunce trvá na nějakém místě jen asi 8 min.

Mimo částečná a úplná z. mohou nastati též z. kruhovitá (prstencovitá), při nichž viděti je kolem tmavého měsíce lesklý prsten (kroužek) většího kotouče slunečního. Velikost z. udává se tu jako u z. měsíce palci neb desetinami průměru. Úplným stane se z. pro místo, na něž padá hlavní stín, tak že slunce jest úplně zakryto měsícem, částečným neb kruhovitým pro mista, na něž padá polostín. Při z. kruhovitém je polostín nad pozorovatelem, při částečném stranou. Je-li místo pozorovací ve hlavním stínu, tmavý měsíc zdá se větším než slunce a zakrývá je zcela, je-li místo v prodloužené ose hlavního stínu, zdá se měsíc menším než slunce, proto viděti je kolem měsíce pruh slunce. Kruhovité z. trvá na nějakém místě nejvýše 12 min. Připadne-li místo pozorovací do přímky spojující oba středy měsíce a slunce, je z. centrální. Poněvadž stín měsíce pohybuje se po zemi od západu na východ, nejeví se týž úkaz z. všude současně.

Z. slunce jeví v různých krajinách země různý vzhled. Pásmo, v němž hlavní stín měsíce na zemi dopadá, je na rovníku nejvýše 200 km široké; v krajinách polárních může však dosáhnouti šíře asi 1500 km. Délka pásma toho měří často několik tisíc mil. V pásmě tomto je z. všude úplné, na východ, západ, jih a sever od něho jsou krajiny, v nichž viděti je z. jen částečné. Celá doba z. slunce na zemi vůbec činiti může asi 7 hod. Nesahá-li hlavní stín měsíce až na zemi, nastává na místech, kde by prodloužená osa stínu toho zemi dosáhla, z. kruhovité. Nezasáhne-li hlavní stín zemi vůbec, nýbrž jen polostín, je z. vůbec jen částečné.

Průběh úplného z. slunce na zemi názorným činí vyobr. č. 4793. Černý pruh na zemi značí dráhu hlavního stínu měsíce sahající z Habeše v Africe až do východní Australie (z. 18. srpna 1868). Kam tento stín na zemi dopadne, tam nastává postupně úplné z. slunce. Po obou stranách této dráhy je polostín měsíce; v těchto místech nastává částečné z. Za hranicí polostínu pak není z.

Úkazy při úplném z. slunce jsou tak nápadné a velikolepé, že není se čemu diviti, pakli nevzdělané vrstvy lidu pojímají strach a hrůza a jeví-li i zvířata zřejmý nepokoj; vždyť i na hvězdáře, kteří úkaz ten několikrát pozorovali, působí úkazy ty vždy dojmem hlubokým. Jakmile tmavý měsíc zakryl slunce až do středu, ubývá světla slunečního nápadně — a blíží-li se okamžik úplného zakrytí, ubývá světla tak rychle, že to činí dojem hrozný na pozorovatele. Vše okolí jeví se příšerně v šeru, zeleň stromů a polí stává se šedou, nebe zdá se šedým jako olověným, obzor vrouben je žlutí zelenavou, obličeje lidí stávají se zesinalými jak u mrtvol. Teploměr klesá neustále a dosahuje nejnižšího bodu nějakou chvilku po úplném z. S povýšeného stanoviska lze viděti hlavní stín měsíce, jak táhne jako temné mračno po zemi. V poslední chvíli před úplným z-m jeví se srpeček sluneční jen jako světlá niť, která následkem nerovného okraje měsíčního rozpadá se ve světlé body a konečně zmizí. V té chvíli úkaz náhle se změní: na olověném nebi vidíme kotouč úplně tmavý, jenž obklopen je bělojasnou září, z níž často vycházejí svazky paprsků značně dlouhé; je to tak zv. corona (v. t.). Na okraji měsíce samého pozorovati lze často i pouhým okem červené plameny nebo mraky t. zv. protuberance (v. t.). Za několik minut změní se však podívaná, jakmile první paprsek sluneční pronikne. Slunce vrhá ostré stíny, jejichž okraje se chvějí, tak že se zdá, jakoby vlnitá světla po zemi pobíhala. Zasmušilý vzhled přírody mizí a tím mizí i úzkost, která přepadla lidi i zvířata. S povýšeného místa sledovati můžeme vzdalující se stín měsíce po nějakou dobu. Mnohem méně nápadné jsou úkazy při z. částečném. Tma při úplném z. není ostatně tak veliká, aby nebylo lze čísti hrubší písmo a psáti.

Podrobnosti viz v Grussově Z říše hvězd, v Rud. Wolfa Handbuch der Astronomie (Curich, 1890—92, 2 sv.), v Oppolzerově klassickém Canon der Finsternisse (Víd., 1887, obsahuje všechna z. od r. 1207 př. Kr. do 2163 po Kr., asi 8000 z. slunce a 5200 z. měsíce), Th. Epstein, Geonomie (t.,1888), S. Newcomb, On the recurrence of solar eclipses, with tables of eclipses from B. C. 700 to A. D. 2300 (Washington, 1879) a j.

Z. družic Jupiterových děje se podle týchž zákonů jako z. měsíce. Lze jich užíti jako z. měsíce k určení rozdílů délek, Römer užil úkazu toho k určení rychlosti světla. V době novější ku přesnému pozorování vstupu do stínu a výstupu z něho užívá se fotometrie. VRý.