VÝUKOVÁ AKTIVITA. Měření lokálních změn atmosféry během zatmění Slunce (úplné zatmění Slunce 2012) Autoři:

Transkript

1 VÝUKOVÁ AKTIVITA Měření lkálních změn atmsféry během zatmění Slunce (úplné zatmění Slunce 2012) Autři: Miguel Ángel Pí Jiménez, astrnm, Institute f Astrphysics f Canary Islands. Dr. Miquel Serra-Ricart, astrnm, Institute f Astrphysics f Canary Islands. Juan Carls Casad, astrftgraf, tierrayestrellas.cm, Barcelna. Dr. Lrraine Hanln, astrnmka, University Cllege Dublin. Dr. Lucian Nicastr, astrnm, Istitut Nazinale di Astrfisica, IASF Blgna. Dr. Davide Ricci, astrnmka, Istitut Nazinale di Astrfisica, IASF Blgna. Splupracvníci: Dr. Eliana Palazzi, astrnmka, Istitut Nazinale di Astrfisica, IASF Blgna. Emer O Byle. University Cllege Dublin, Irland. 1. Cíle aktivity V tét aktivitě budeme sledvat změny v atmsféře, zejména pak změny teplty způsbené snížením slunečníh záření během úplnéh zatmění, kdy je Sluneční disk zcela zastíněn Měsícem. Pr tent účel bude využita meterlgická stanice v Austrálii. Cíle jsu: Pchpení základní fenmenlgie zatmění. Aplikace matematiky (algebra) a elementární fyziky (termdynamika) k určení teplty a úrvně záření z údajů získaných meterlgicku stanicí. Pchpení a aplikace základních statistických metd (výpčet chyby měření). Týmvá práce s ceněním individuálních příspěvků. 2. Přístrje V tét aktivitě bude pužita meterlgická stanice, která je vybavena senzry pr měření teplty a úrvně slunečních záření. Studenti budu mít k dispzici aktuální data neb archiv hdnt, umístěný v databázi. Přístup k datům bude zajištěn pmcí webvéh rzhraní.

2 3. Úkaz 3.1 C je t zatmění? Termín zatmění se pužívá ve spjení se dvěma velmi rzdílnými jevy: 1. Zatmění Slunce nastane, když Měsíc vstupí mezi Zemi a Slunce, takže jej částečně (částečné zatmění) neb zcela (úplné zatmění) zakryje. Takvá situace může nastat jen, pkud je Měsíc v nvu a sučasně jsu Slunce a Měsíc v zákrytu pr pzrvatele na Zemi. 2. Zatmění Měsíce nastane, když je měsíční disk zastíněn planetu Zemí. Nastává při úplňku, pkud se Slunce, Země a Měsíc citnu v jedné přímce 3.2 Pdmínky, za kterých k zatmění dchází Víme, že běžné dráhy Země a Měsíce nejsu kplanární, takže většinu času je Měsíc pd rvinu ekliptiky (rviny, kde se nachází Slunce a planety). Aby mhl djít k zatmění, Měsíc se musí dstat d tét rviny (neb velmi blízk) a musí být v nvu (zatmění Slunce) neb v úplňku (zatmění Měsíce). Obrázek 1: Rvina ekliptiky a běžná dráha (rbita) Měsíce. "Kritická zóna" značuje plchu, kde může zajít k zatmění. (starryearth.cm) K těmt pdmínkách dchází dvakrát až třikrát rčně (každých dne), v takzvané sezóně zatmění. Rk zatmění říkáme intervalu mezi dvjím zarvnáním Slunce, Země a Měsíce d jedné přímky; tent interval je dluhý dní a djde během něh ke dvěma zatměním. Lunární uzly nemají pevnu rientaci, ale rtují zhruba 20 za rk, takže k běhu djde za 18.6 rku. T znamená, že datum, kdy dchází k zatmění, se každý rk mění. Např. v rce 2001 byla zatmění v lednu a

3 únru, červnu a červenci a v prsinci, v rce 2003 v květnu a prsinci a v rce 2006 v břenu a září. Phyb rbitální uzlů znamená, že zatmění nastanu během průchdu Měsíce ekliptiku. Obrázek 2: Znázrnění stínu a plstínu během zatmění 3.3 Pčet zatmění za rk Nejmenší pčet zatmění je čtyři za rk - dvě zatmění Slunce a dvě zatmění Měsíce. Maximální mžný pčet zatmění je sedm, ale t se stává jen zřídka. V úvahu připadají následující kmbinace: 5 slunečních a 2 měsíčních 5 měsíčních a 2 sluneční 4 sluneční a 3 měsíční 4 měsíční a 3 sluneční 3.4 Typy zatmění Slunce Existuje něklik rzdílných typu zatmění Slunce, které se liší velikstí stínu Měsíce a vzdálenstí Měsíce d Země. Zatmění jsu znázrněna na brázku 3. Udělejme si ještě malý přehled typů stínu: Umbra značuje nejtemnější část stínu. Z jakéhkli místa umbry není zdrj vidět a t ani částečně. Umbra bklpuje jak statní druhy stínů, tak předmět samtný.

4 Penumbra značuje plstín blast, ze které je zdrj světla částečně vidět a částečně jej překrývá předmět, jež stín vrhá. Antumbra vymezuje blast, z níž je vidět prstencvé zatmění zdrje světla uvažvaným předmětem. Antumbra se může vyskytnut v případě, že zdrj světla je větší než daný předmět Nyní tedy můžeme rzdělit zatmění na 1) Částečné zatmění: Pvrchu Země dsáhne puze měsíční plstín (viz Obrázek 3, pzice C). K těmt zatměním dchází ve vyských zeměpisných šířkách (sever i jih). 2) Prstencvé zatmění: Měsíc je příliš dalek d Země na t, aby jeh stín kmpletně zakryl Slunce, ale stále blkuje většinu slunečníh disku, takže je vidět prstenec světla (Obrázek 3, pzice B). 3) Úplné zatmění: V tmt případě je Měsíc dstatečně blízk Zemi, takže jeh plstín dknale zastíní celý sluneční disk (Obrázek 3, pzice A). Je třeba zdůraznit, že zatmění Slunce jsu vidět na Zemi jen prt, že šťastnu shdu klnstí jsu v některých bdbích během rku úhlvé veliksti Měsíce a Slunce ttžné. Před stvkami milinů let byl Měsíc příliš blízk k Zemi na t, aby přesně pkryl Slunce, jak můžeme pzrvat dnes. Slapvé síly zvětšují běžnu dráhu Měsíce klem Země cca 3,8 cm rčně, takže asi za 1.4 miliardy let se vzdálenst Země - Měsíc zvýšil km. Pak už nikdy Měsíc plně nezastíní Slunce, takže za 1.4 miliardy let bude úplně pslední úplné zatmění Slunce!

5 Obrázek 3: Diagram ukazující závislst typu zatmění na relativní pzici Měsíce vzhledem k Zemi. 3.5 Jak zatmění prbíhá Částečné zatmění: Během částečnéh zatmění dchází ke dvěma bdům dtyku. První bd je kamžik, kdy se dtknu disky Slunce a Měsíce. Jak měsíc pstupuje p své běžné dráze, překrývá stále větší část slunečníh disku až d maxima, p kterém stín puští pvrch Země a sluneční disk je pět plně viditelný. Magnituda zatmění je část průměru slunečníh disku zakrytá Měsícem (Obrázek 4), vyjádřená v prcentech nebe desetinným číslem (60% neb 0.60). Termín setmění vyjadřuje část plchy slunečníh disku zakrytu Měsícem (Obrázek 4). UPOZORNĚNÍ: Během částečnéh zatmění je Slunce velmi jasné, takže platí stejná pravidla jak pr nrmální pzrvání Slunce. Obrázek 4: Magnituda a setmění během zatmění Slunce. (J.C. Casad). Prstencvé zatmění: Pzrvatel prstencvéh zatmění bude svědkem čtyř dteků slunečníh disku s měsíčním. První kntakt je kamžik, kdy se disky dtknu. Během následujících asi 30 minut měsíční disk zcela překryje disk sluneční; t je druhý kntakt. Pak následuje střední neb také prstencvá fáze, kulminující třetím kntaktem. Tat fáze trvá typicky 12 minut a 30 vteřin. Čtvrtý kntakt značuje knec zatmění. Úplné zatmění: Úplné zatmění má čtyři dteky. První kntakt a předchzí fáze jsu pdbné jak u prstencvéh zatmění. Ale nyní, před druhým kntaktem, uvidí pzrvatel dramatické změny světla. Parametry atmsféry (teplta, relativní vlhkst) se také mění.

6 Pkud je pzrvatel na vysk plženém stanvišti s dbrým výhledem, uvidí jak měsíční stín dsahuje velku rychlstí západní hriznt. V kamžiku druhéh kntaktu udiví pzrvatel diamantvý prsten, jas, ke kterému djde v kamžiku, kdy je Slunce téměř zcela skryt. Ještě než zmizí pslední část Slunce, uvidíme díky nervném terénu měsíčníh disku, světelné fragmenty světla, nazývané Bailyh králky (br. 5). Pak se náhle ukáže vnější atmsféra Slunce (sluneční króna) (Obrázek 6). V prvních něklika vteřinách jsu viditelné plyny kl Slunce, které rychle zmizí p příchdu měsíčníh disku (Obrázek 7). Obrázek 5: Kmpzice brázků ukazuje druhý a třetí kntakt, Bailyh králky a vnitřní krónu při zatmění Slunce 22. července 2009, v blízksti města Chngqing, Čína. (J.C. Casad / starryearth.cm) Sluneční króna (vnější atmsféra Slunce intenzivní perlvě bílé barvy), se frmuje pd vlivem magnetickéh ple Slunce. Obvykle není vidět, prtže t je asi 100,000 krát méně intenzivní než sluneční světl. Ve středu je měsíční disk, jak černá díra v nebi. Tvar a jas króny závisí na tm, v jaké části svéh 11 letéh cyklu se Slunce nachází. Ve slunečním maximu je króna radiálně symetrická (br. 6 vprav), zatímc během minima je króna asymetrická (br. 6 vlev).

7 Obrázek 6: Vlev. Obrázek úplnéh zatmění Slunce 1. srpna 2008 d Nvsibirsku, Rusk. Kmbinace 67 digitálních snímků ukazuje dluhé úseky v króně. Vprav:. Obrázek z úplnéh slunečníh zatmění 23.listpadu 2003 z paluby letadla letícíh nad Antarktidu (JC Married / starryearth.cm) Obrázek 7: Chrmsféra a prtuberance viditelné během zatmění 19. března Ftgrafie přízena blízk města Al Jaghbub v Libyjské pušti. Jedná se kmbinaci ftgrafií přízených na začátku a knci jevu. (J.C. Casad/ starryearth.cm) 3.6 Viditelnst a dba trvání Úplné zatmění Slunce není tak nebvyklé jev, jak by se mhl zdát. Nicméně, prtže stín Měsíce je úzký, jsu zatmění viditelná puze v pměrně úzkém pásmu na zemském pvrchu - průměrný interval, za který

8 mhu být pzrvána na jednm místě je asi 375 let. Prt se čast přádají daleké expedice, která tent jev s průměrnu dbu trvání 3 až 7 a půl minuty pzrují Úplné zatmění Slunce v rce 2012 P více než rce bez úplnéh zatmění Slunce (pslední zatmění byl 11. července 2010) se měsíční stín pět vrátí na pvrch Země 13. listpadu Cesta stínu začíná v Austrálii, k maximu djde ve 22:11 středevrpskéh času uprstřed Pacifickéh ceánu. Slunce tu dbu bude 68 stupňů nad hrizntem a celý jev bude trvat 4 minuty a 2 vteřiny. Obrázek 8: Pstup stínu Měsíce p pvrchu Země (předpvěď NASA). Zelená značka reprezentuje míst, ze kteéh je mžné pzrvat p nejdelší dbu. GLORIA bude přenášet zatmění ze třech pzrvacích stanvišť (viz Obrázek 9) v severzápadní Austrálii (kl města Cairns, stát Queensland), kde bude mít zatmění asi dvuminutvé trvání: G3. Na pbřeží, v klí Oak Beach. G2. Vnitrzemí. Dálnice Rt-81. G1. Vnitrzemí, měst Mareeba, krdinační skupina.

9 Obrázek 9: Pzrvací místa expedice. Červená čára značuje pásma stínu. Kdrinátrem expedice a příméh přensu bude Dr. Miquel Serra-Ricart (astrnm z Institute f Astrphysics f the Canary Islands a ředitel Teide Observatry). 4. Aktivity 4.1 Výpčet tepltní dezvy atmsféry z měření během úplnéh zatmění Slunce. Zajímavý efekt, ke kterému dchází v průběhu zatmění (více patrný při úplném zatmění), je pkles teplty prstředí v důsledku pklesu slunečníh záření. Zajímavé je, že tent jev nenastane kamžitě, když je Slunce zcela zakryt (maximální zatmění neb druhý kntakt), ale efekt se prjeví asi za 2 až 20 minut. Tt zpždění závisí na mnha faktrech, jak je například denní dba, kdy k zatmění djde, přítmnst vdních plch (jezera neb ceány) neb blízkst zalesněných blastí, ale je snadn měřitelné. Interval, nazývaný tepelná setrvačnst atmsféry je dán časem mezi minimem intenzity světla (shdný s maximem zatmění, druhý kntakt) a minimem teplty atmsféry.

10 Následující cvičení může být pužit k dhadu tepelné dezvy atmsféry. Obrázek 10: Pkles slunečníh záření (mdrá) a teplty (žlutá) jak funkce času během prstencvéh zatmění v říjnu Metda 1: Přímé měření. Tlak, sluneční záření a teplta. Přímý přens zatmění Slunce, který bude přenášen 13. listpadu 2012 z Austálie, bude mžné sledvat na stránkách prjektu GLORIA ( Sučasně budu v paralelním webvém kanálu přenášena meterlgická data ze stanviště G1 (Mareeba). Studenti tak budu mít k dispzici aktuální hdnty teplty, slunečníh záření a tlaku vzduchu. Interval měření by měl být peridický a může být určen studentem neb učitelem. Dpručujeme, aby interval mezi dvěma měřením nebyl delší než dvě minut a v dbě maxima zatmění (druhý kntakt) byl 5 vteřin. Na brázku 10 je příklad průběhu úrvně slunečníh záření a teplty během prstencvéh zatmění v rce 2005; měřící interval se měnil v průběhu zatmění, z pčátečních 5 minut až na 20 vteřin v maximu zatmění. Měřící sekvence byla v brácenném přadí pr kntrlu pakvána v druhé plvině zatmění. Tmut typu měření říkáme "dynamické vzrkvání".

11 Přízená měření je ptřeba v prgramu, který umžňuje práci s numerickými daty (tj. Excel, OpenOffice, LibreOffice, Origin...), takže bude viditelný trend naměřených hdnt v čase. Z těcht grafů bude mžné určit minima teplty a slunečníh záření a určit tepelnu setrvačnst atmsféry. Přesný výpčet minim je mžné prvést aprximací dat (parametrizace křivky). O zvlené metdě rzhde učitel, prtže aprximace není sučástí tht materiálu. P zatmění bude k dispzici vide s kmpletním záznamem dat z meterlgické stanice. 4.3 Metda 2: Databáze. Během příméh přensu zatmění bude meterlgická stanice peridicky (každých 5 vteřin) ukládat hdnty měření teplty a slunečníh záření. Tyt hdnty budu kdykliv přístupné z webvé stránky prjektu GLORIA ( Pr zpracvání dat bude k dispzici webvé rzhraní. Hdnty budu vykreslvány d grafů včetně chyby měření, časvý interval bude mžné změnit. P výběru dat a vytvření grafické reprenentace je mžné vypčítat tepelnu setrvačnst stejným způsbem jak v Metdě 1. LITERATURA 1. SERRA-RICART, M. et al. Eclipses. Tras la smbra de la Luna. Shelis, Barevná kniha věnvaná expedicím za zatměním Slunce. 2. GIL CHICA, F.J. Tería de eclipses, cultacines y tránsits. Alicante University, Murcia, Kniha, která detailně rzebírá matematické aspekt těcht jevů, vyžaduje pkrčilé znalsti matematiky. The wider literature n the subject is in English: 3. ESPENAK, F. Fifty Year Cann f Slar Eclipses : NASA Reference Publicatin Sky Publishing Crpratin, Cambridge (USA), Obsahuje data a mapy všech zatmění Slunce d rku 1986 d rku 2035 s detaily a becné inframace zatmění v letech MEEUS, J. Elements f slar eclipses Willmann-Bell, Inc, Richmnd (USA). 5. GUILLERMIER, P. y KOUTCHMY, S. Ttal Eclipses. Springer, Věda, pzrvání, mýty a legenry klem zatmění, zejména úplnéh zatmění Slunce. 6. REYNOLDS, M.D. y SWEETSIR, R.A. Observe eclipses. Observe Astrnmical League Publicatins, Washingtn (USA), JAY ANDERSON. Envirnment Canada. Weather, Vlume 54, Issue 7,pages , July Pznámka: NASA Technical Publicatin publikuje 18 měsíců před každým prstencvým neb úplným zatměním mapy, grafy, předpvědi a lkální infrmace. Pr více infrmací kntaktujte Freda Espenaka, NASA / GSFC, Cde 693, Greenbelt, MD (USA) neb em: espenak@gsfc.nasa.gv