eclipsa de lună

Montaj foto cu imagini ale eclipsei umbre totale din 28 august 2007 (imagini expuse mai mult în dreapta)

Schema cursului eclipsei umbre totale din 28 august 2007 la intervale orare

Umbra și penumbra pământului
(nu la scară)

În timpul unei eclipse lunare ( Austro eclipsa ) , trece prin luna de umbrele , cu cea a soarelui -lit Pământului pune în spațiu. Acest eveniment astronomic poate avea loc numai dacă soarele, pământul și luna sunt suficient de precise pe o singură linie. Văzute de pe pământ, soarele și luna sunt opuse unul altuia. Este o lună plină , iar de pe Pământ eclipsa de Lună poate fi văzută oriunde luna este deasupra orizontului sau unde este noapte.

Acest eveniment poate fi perceput clar atunci când luna trece nu numai prin penumbra în formă de inel a pământului, ci și complet sau parțial prin umbra circulară interioară . În mod colocvial, o eclipsă de lună este de obicei o eclipsă de umbră . Eclipsele penumbrale sunt greu de observat și sunt numărate doar în astronomie . În ambele cazuri, se face distincția între eclipsele totale și parțiale , în funcție de faptul dacă luna este complet sau doar parțial scufundată în umbra respectivă.

Planul orbitei lunare este înclinat spre ecliptică (planul orbitei pământului în jurul soarelui). Există doar două momente pe orbită când luna se află în același plan cu soarele și pământul. Cu câteva ore înainte sau după o lună plină, acest lucru are loc numai la fiecare șase, uneori chiar și la a cincea lună plină. O medie de 154 de eclipse de umbra apare pe secol. Eclipsele penumbrale apar de aproximativ 88 de ori pe secol.

Noțiuni de bază

Formarea eclipselor de Lună

Constelații pentru eclipsele lunare și solare (orbita pământului ca un cerc mare, orbita lunară ca cercuri mici):
O eclipsă de lună poate apărea la pozițiile lunii 1 și 4 , o eclipsă solară la 2 și 3 .
(nu la scară, înclinația orbitei lunare mărită)

Când luna este plină , luna este în opoziție cu soarele. De obicei nu se află în planul orbitei terestre în jurul soarelui ( ecliptică ), deoarece planul orbitei lunii este înclinat cu un bun 5 ° în raport cu ecliptica. O eclipsă de Lună apare numai atunci când Luna este suficient de aproape de una dintre cele două intersecții imaginare ale planului ecliptic și orbita lunară , numită nodul lunar , când Luna este plină .

De la o eclipsă de lună la următoarea lună plină, în jurul unei luni sinodice trece ca durata medie a unei lunări . În unele cazuri, poate apărea din nou o eclipsă de lună, dar în majoritatea cazurilor nu pentru că distanța până la nodul lunar este prea mare. Luna nu mai trece apoi prin nod la luna plină și așa-numita linie de nod - conexiunea imaginară dintre cele două noduri lunare - nu mai este, așadar, îndreptată spre soare. Astfel, nu există eclipsă în timpul acestei orbite a lunii. Cu toate acestea, la a șasea lună plină la rând, luna este din nou foarte aproape de unul dintre noduri, de data aceasta de celălalt, și astfel este posibilă o eclipsă. Are loc atunci când distanța până la nod este din nou atât de mică încât scade sub o anumită distanță de nod, cunoscută sub numele de limită de eclipsă .

După cele șase lunări , care durează puțin mai puțin de o jumătate de an, cu aproximativ 177 de zile, pământul nu și-a finalizat încă jumătate din orbita sa (sau 180 °). După acest timp, și nodul opus nu este exact opus poziției de pornire, deoarece linia nodului s-a întors ușor în direcția opusă și indică deja înapoi spre soare după aproximativ 173 de zile (jumătate de an de eclipsă ).

Cicl semestral de nouă eclipse de Lună (−4 până la +4)

În raport cu pasajul nodal, luna plină este deci întârziată cu aproximativ patru zile după șase cicluri de fază lunară , iar distanța nodală s-a modificat cu o cantitate de aproximativ 4 ° (măsurată pe ecliptică). Când distanța măsurată până la nod a devenit mai mare de 4,7 ° , luna nu mai este complet în interiorul umbrei, dar poate apărea o eclipsă parțială a umbrei. La o distanță de nod de aproximativ 10,6 ° luna nu mai trece prin umbra și sunt posibile doar eclipsele penumbrale, dincolo de aproximativ 16,7 ° este și în afara penumbrei.

Cu o eclipsă discretă prin penumbră, un astfel de ciclu de eclipse aproape semestriale unul după celălalt se termină și un ciclu semestrial - cu perioada de eclipsă de aproximativ 177 de zile, ciclul de bază al tuturor ciclurilor de eclipsă - este încheiat. Uneori, însă, spre sfârșitul unui ciclu semestral - așa cum se arată în figură - luna plină mai devreme de o lunare se află în limita eclipsei (occidentale). Cu această eclipsă, a început deja un nou ciclu semestral. Următoarea sa eclipsă are loc la cinci lunări după ultima eclipsă a ciclului anterior.

În timpul primelor eclipse ale unui ciclu, luna plină se apropie treptat de nod, atinge cea mai mică distanță (ca cel mai vizibil eveniment) și se îndepărtează din nou până când limita estică a eclipsei este depășită și ciclul se încheie. Un ciclu semestrial conține 8-10 eclipse de Lună și durează aproximativ patru ani, prin care se poate suprapune cu alte cicluri semestriale. Mai mult de jumătate dintre evenimente sunt vizibile, iar eclipsele penumbrale discret apar la începutul și la sfârșitul unui ciclu.

vizibilitate

Spre deosebire de o eclipsă de soare , o eclipsă de Lună poate fi văzută de oriunde pe partea de noapte a pământului și - în afară de poziția sa față de orizont - oferă aceeași vedere peste tot. Văzută local, în raport cu o locație fixă, o eclipsă de Lună poate fi, prin urmare, observată mult mai frecvent decât o eclipsă de Soare. Privite la nivel global, în raport cu globul în ansamblu, eclipsele solare apar mai frecvent decât eclipsele lunare vizibile din umbra pământului.

Chiar și pentru o eclipsă totală de Lună, ora exactă de intrare și ieșire în sau în afara umbrei nu poate fi prezisă exact cu o perspectivă pământească. Nu numai că marginea umbrei este încețoșată și nu este ușor de distins de penumbra adiacentă, o bandă de margine fină rămasă în penumbra nu ar fi vizibilă cu ochiul liber de pe pământ.

Dificultăți în prognoză

Predicția de date Eclipse este una dintre sarcinile astronomice mai dificile, deoarece numeroase influențe trebuie să fie luate în considerare atunci când determinarea orbita corpurilor cerești Pământul și Luna, care fluctuează în mod periodic sau de schimbare pe perioade lungi de timp și au ca efect tulburări orbitale . Datorită interacțiunii corpului, o soluție exactă pentru aceasta este problema multi-corp nu este posibilă, ci doar o aproximare prin metode numerice de modelare. Măsura în care se aplică aceste aproximări poate fi confirmată sau îmbunătățită pe baza datelor de observare.

Exprimate umbra de pământ nu se potrivește exact cu modelul geometric, deoarece soarele are , de asemenea , o anumită luminozitate variabilă în afara acesteia fotosferă, care apare ca un „disc solar“ ( a se vedea corona solară și protuberanță ). Refracției luminii solare în atmosfera pământului este , de asemenea , neglijată în calcul.

Tipuri de eclipse de Lună

Tipuri de eclipse lunare și frecvența relativă ipotetică a acestora dacă orbita lunară și orbita terestră au fost circulare, cu rază penumbrală = 4,65 raze lunare și rază umbra = 2,65 raze lunare

În funcție de adâncimea de scufundare în umbra pământului în faza celei mai mari întunecări a lunii, se disting eclipsele ombre și penumbrale, și eclipsele totale de cele parțiale.

Eclipsa umbrei totale

Eclipsa umbrei totale
(27 septembrie 2015)

Dacă luna intră complet („total”) în umbra pământului în timpul eclipsei , este o eclipsă totală de umbra , cunoscută și sub numele de eclipsă totală de lună . Lumina soarelui care cade prin straturile de aer din atmosfera terestră este refractată spre interior, prin care componentele albastre cu unde scurte sunt în special slăbite prin împrăștiere. Prin urmare, luna poate fi încă atinsă de componentele roșii cu unde lungi din umbra pământului și rămâne ușor vizibilă. Vederea lunii, care este întunecată maro-roșiatică în timpul unei eclipse umbre , se numește colocvial și lună de cupru sau lună de sânge . Durata maximă posibilă a unei eclipse lunare totale este de aproximativ 106 minute.

Întuneric central (umbra)

Dacă luna atinge nu numai umbra, ci și linia centrală a umbrei, se vorbește despre o eclipsă centrală . Aceasta este întotdeauna o eclipsă totală de umbra, deoarece diametrul lunii este întotdeauna semnificativ mai mic decât raza umbrei.

Eclipsă parțială de umbră

Eclipsa umbrei parțiale
(16 august 2008)

Dacă luna intră doar parțial („parțial”) în umbra pământului în timpul eclipsei , este o eclipsă parțială de umbra . Prin urmare, părți ale lunii rămân în afara umbrei pe toată durata eclipsei; fie se află în penumbra, fie nu sunt deloc eclipsate în penumbra îngustă (lună lângă pământ).

Marginea umbrei aruncate de pământ este prezentată pe suprafața lunii. La fel ca la începutul și sfârșitul unei eclipse umbre totale, marginea umbrei devine vizibilă ca o linie curbată. Chiar și grecii antici au interpretat acest lucru ca umbra aruncată de pământ și au concluzionat din umbra lor circulară că pământul era o sferă .

Eclipsa penumbrală totală

Cursul schematic al unei eclipse penumbrale totale
(14 martie 2006)

Dacă luna intră complet în penumbra pământului în timpul eclipsei fără a atinge umbra, aceasta este o eclipsă penumbrală totală . Partea lunii care se confruntă cu umbra este vizibil mai întunecată decât partea orientată spre depărtare. Eclipsele penumbrale totale sunt rare, întrucât inelul penumbrei, chiar și în cel mai bun caz scenariu, este cu doar 11% mai larg decât diametrul lunii, iar luna trebuie să treacă prin penumbra aproape perfect. Ultima eclipsă penumbrală totală a avut loc pe 14 martie 2006, următoarea va avea loc pe 29 august 2053.

Dacă penumbra este mai îngustă decât diametrul lunii, nu se poate produce o eclipsă penumbrală totală, sunt posibile doar eclipse parțiale de penumbră sau parțiale de umbră. În cazuri foarte rare (cum ar fi 25 aprilie 2013) se poate întâmpla ca chiar și în faza eclipsei maxime luna să fie parțial în umbră, în penumbra și în afara umbrei în același timp.

Eclipsa penumbrală parțială

Eclipsa penumbrală parțială
(10 ianuarie 2020)

Dacă luna intră doar parțial în penumbra pământului în timpul eclipsei, este o eclipsă parțială a penumbrei . Luna este aproape întunecată în mod vizibil. Doar de la o magnitudine penumbrală de 0,7 este vizibilă cu ochiul liber o eclipsă a părții orientate către umbra. Eclipsele penumbrale parțiale ale lunii sunt relativ frecvente. Deoarece diametrul său este aproximativ la fel de mare ca inelul penumbrei pământului, apare la fel de des ca eclipsele parțiale de umbra.

frecvență

În medie de câteva secole, eclipsele penumbrale sunt aproximativ la jumătate la fel de frecvente ca eclipsele umbrei (37% și 63%; aproximativ 88 și 154 evenimente pe secol). Eclipsele Umbra apar oarecum mai rar ca total decât eclipsele parțiale (29 la sută și 34 la sută din toate eclipsele de Lună; aproximativ 70 sau 84 de evenimente pe secol).

În secolul 21, totuși, este de așteptat semnificativ mai multe eclipse umbre totale (85) decât parțiale (57), deoarece luna trece prin umbrele sale mai largi mai frecvent în acest secol decât în ​​medie în timpul lunii pline lângă pământ.

Parametrii

Magnitudinea tipurilor de eclipsă
(distanța trasată în roșu în raport cu diametrul lunii).

Magnitudine (sau dimensiune)

Mărimea sau dimensiunea unei eclipse de lună este o măsură a adâncimii pătrunderii lunii în umbra pământului. Distanța dintre marginea lunii mai aproape de centrul umbrei și marginea umbrei mai aproape de lună este măsurată pe o linie dreaptă trasată prin mijlocul umbrei și mijlocul lunii. Raportul dintre valoarea măsurată și diametrul lunii reprezintă magnitudinea eclipsei.

Pentru eclipsele de umbră , se măsoară penetrarea în umbră ( lat. Umbra ). În medie, diametrul umbrei este de aproximativ 2,63 ori diametrul lunii; la acest raport, magnitudinea umbrală poate varia între 0 și 1,815. Valorile între 0 și 1 indică un parțial, valorile de la 1 o formă de eclipsă totală.

Pentru eclipsele de penumbră , se măsoară penetrarea în penumbră (lat. Penumbra ). Raportul dintre lățimea penumbrei și diametrul lunii este în medie de aproximativ 1,03 . În cazul unei eclipse penumbrale parțiale , magnitudinea penumbrală este cuprinsă între 0 și 1. Valorile de la 1 indică o eclipsă penumbrală totală ; poate apărea numai atunci când penumbra este cel puțin la fel de largă ca luna.

Scara Danjon

Eclipsele umbrei totale pot fi, de asemenea, caracterizate prin strălucirea și culoarea umbrei, ca urmare a luminii refractate de atmosfera terestră. Există diferențe în funcție de gradul de poluare a atmosferei (în special a stratosferei ), de exemplu pot apărea eclipse întunecate sau foarte întunecate după erupții vulcanice explozive cu emisii puternice de cenușă . André Danjon a propus următoarea scară simplă pentru a caracteriza luminozitatea observată (ca parametru L ), scara Danjon numită după el :

L = 0: întuneric foarte întunecat; Luna aproape invizibilă, mai ales în mijlocul totalității

L = 1: întuneric întunecat; nuanță cenușie sau maronie; Detaliile suprafeței lunare sunt dificil de văzut

L = 2: întuneric roșu intens sau roșu ruginiu, cu un centru foarte întunecat, dar o margine relativ ușoară a umbrei

L = 3: întuneric roșu-cărămidă, de obicei cu o margine ușoară sau gălbuie a umbrei

L = 4: eclipsă foarte ușoară de culoare roșu-arămiu sau portocalie, cu o margine umbră foarte albăstruie.

calcul

Distanța lunii de centrul umbrei pământului

Un parametru esențial pentru descrierea unei eclipse de lună este distanța lunii de la centrul umbrei pământului, specificată de obicei ca distanță unghiulară ( unghiul de vizualizare ). Vârful unghiului de vizualizare este centrul pământului. Axa de referință este linia dreaptă care duce de la soare prin centrul pământului la centrul umbrei pământului. Este axa polară a sistemului de coordonate sferice utilizat ca sistem de referință pentru a reprezenta unghiul de vizualizare .

Variabilele de ieșire ale calculului sunt coordonatele unghiulare ecuatoriale ( efemeride ) ale soarelui și lunii, ascensiunea dreaptă și declinarea lor . ${\ displaystyle \ alpha}$${\ displaystyle \ delta \! \,}$

Latura pozitivă a axei polare indică spre lună (departe de soare, spre soarele opus ). Astfel, coordonatele unghiulare ecuatoriale și axa polară rezultă din efemerida soarelui după cum urmează: ${\ displaystyle a}$${\ displaystyle d}$

${\ displaystyle a = \ alpha _ {s} +180 ^ {\ circ} \ quad {\ text {și}} \ quad d = - \ delta _ {s} \,.}$

În timpul transformării dintre coordonatele unghiulare, coordonatele carteziene respective sunt convertite una în alta într-o etapă intermediară. Deoarece numai unghiul de vizualizare sumar poate fi determinat, rezultatul poate fi deja format din coordonatele x și y ale lunii în sistemul de referință (axa z = axa polară), iar unghiul de vizualizare poate fi calculat imediat. Direcțiile axelor x și y sunt arbitrare în acest caz. În cele ce urmează, axa y a rămas în plan ecuatorial. Indică spre est, iar axa X completează un sistem corect :

${\ displaystyle {\ begin {align} x & = \ sin \ delta _ {m} \ cos d- \ cos \ delta _ {m} \ sin d \ cos \ left (\ alpha _ {m} -a \ right ) \ ,, \\ y & = \ cos \ delta _ {m} \ sin \ left (\ alpha _ {m} -a \ right) \ ,. \ end {align}}}$

Aceste coordonate carteziene sunt normalizate la distanța dintre pământ și lună. ${\ displaystyle 1}$

Unghiul de vizualizare dorit pentru distanța lunii de centrul umbrei pământului este: ${\ displaystyle \ sigma}$

${\ displaystyle \ sigma \ approx \ sin \ sigma = {\ sqrt {x ^ {2} + y ^ {2}}} \,.}$

Calculul lui x și y

Pentru calcul, coordonatele ecuatoriale ale vectorului unitar pentru poziția lunii și matricea de rotație pentru rotația coordonatelor de la ecuatorial la sistemul de referință sunt necesare și se înmulțesc între ele:

Vector unitate lunară :

${\ displaystyle {\ begin {align} {\ begin {pmatrix} X \\ Y \\ Z \\\ end {pmatrix}} & = {\ begin {pmatrix} \ cos \ delta _ {m} \ cdot \ cos \ alpha _ {m} \\\ cos \ delta _ {m} \ cdot \ sin \ alpha _ {m} \\\ sin \ delta _ {m} \\\ end {pmatrix}} \ end {align}} \,.}$

Matricea de rotație :

${\ displaystyle {\ begin {align} D & = {\ begin {pmatrix} \ sin \ delta _ {s} \ cdot \ cos \ alpha _ {s} & \ sin \ delta _ {s} \ cdot \ sin \ alpha _ {s} & - \ cos \ delta _ {s} \\\ sin \ alpha _ {s} & - \ cos \ alpha _ {s} & 0 \\\ dots & \ dots & \ dots \ end { pmatrix}} \ end {align}} \,.}$

Multiplicare:

${\ displaystyle {\ begin {align} {\ begin {pmatrix} x \\ y \\ z \\\ end {pmatrix}} & = D \ cdot {\ begin {pmatrix} X \\ Y \\ Z \\ \ end {pmatrix}} \ end {align}} \,.}$

Unghiul de vizualizare al razelor de umbră f _i și ale contactelor L _i

Razele umbrei pământului și unghiurile de vizualizare pentru contacte

Razele și umbra și penumbra pot fi, de asemenea, specificate ca unghiuri de vizualizare. Acestea sunt considerate constante, deoarece distanțele dintre soare, pământ și lună se schimbă cu greu în timpul unei eclipse. Împreună cu raza lunii (dată și ca unghi de vizibilitate), pot fi calculate distanțele ( în schița opusă) lunii de centrul umbrei pământului, care caracterizează contactele lunii cu marginile umbrei: ${\ displaystyle f_ {2}}$${\ displaystyle f_ {1}}$${\ displaystyle r_ {m}}$${\ displaystyle \ sigma _ {i}}$${\ displaystyle L_ {i}}$

${\ displaystyle L_ {1} = f_ {1} + r_ {m}}$     Intrarea și ieșirea lunii din penumbră

${\ displaystyle L_ {2} = f_ {2} + r_ {m}}$     Intrarea și ieșirea lunii în umbra

${\ displaystyle L_ {3} = f_ {2} -r_ {m}}$     Începutul și sfârșitul întunericului total

Dintr-o serie calculată la intervale scurte de timp de poziții ale lunii în umbra Pământului, unghiurile de vizualizare predeterminate pot fi asociate cu timpii de contact interpolați. ${\ displaystyle L_ {i}}$

Calculul și${\ displaystyle f_ {2}}$${\ displaystyle f_ {1}}$

Geometria umbrei

Deoarece paralele și distanțele specificate ale soarelui și lunii de la pământ sunt unghiuri de vedere. Raza soarelui este, de asemenea, dată ca unghi de vizualizare . ${\ displaystyle \ pi _ {s}}$${\ displaystyle \ pi _ {m}}$${\ displaystyle r_ {s}}$

Din triunghiul urmează EM'V ₂

${\ displaystyle f_ {2} = \ pi _ {m} -v_ {2}}$ ,

iar din triunghiul urmează ES'V ₂

${\ displaystyle v_ {2} = r_ {s} - \ pi _ {s}}$ .

Atunci:

${\ displaystyle f_ {2} = \ pi _ {s} + \ pi _ {m} -r_ {s}}$ .

${\ displaystyle f_ {1}}$se determină cu ajutorul unei schițe analogice (liniile de margine ale penumbrei care ating soarele și pământul se intersectează între soare și pământ în punctul V ₁ ) și cu calcule analogice.

Datorită efectului atmosferei terestre, razele reale ale miezului și ale penumbrei sunt mărite în comparație cu un calcul pur geometric, care trebuie luat în considerare la calcularea timpilor de contact prin efectuarea corecțiilor corespunzătoare în elementele astronomice .

Elemente astronomice

Dimensiunile , , , , , , și sunt elemente astronomice sunt ocazionale „elemente Bessel ale unei eclipse lunare“ numit. Cu toate acestea, există doar o relație matematică, formală și nu o relație obiectivă cu elementele Bessel formulate în primul rând în tratamentul eclipselor solare într-o etapă intermediară . Acest lucru se aplică doar pentru două dintre cele opt elemente astronomice în ambele cazuri: expresiile pentru elementele x și y au doar aceeași formă de bază ca rezultatul unei transformări de coordonate , iar sistemul de coordonate asociat nu este identic cu celălalt. ${\ displaystyle x \! \,}$${\ displaystyle y \! \,}$${\ displaystyle \ sigma \! \,}$${\ displaystyle L_ {1} \! \,}$${\ displaystyle L_ {2} \! \,}$${\ displaystyle L_ {3} \! \,}$${\ displaystyle f_ {1} \! \,}$${\ displaystyle f_ {2} \! \,}$

Efecte optice în timpul unei eclipse de lună

Culoare roșiatică

Luna, care se află complet în umbra pământului în timpul unei eclipse totale, este încă ușor de recunoscut ca o lună de sânge roșiatică. Motivul pentru aceasta este că lumina soarelui care ajunge pe lună a parcurs câteva sute de kilometri prin atmosfera terestră . Datorită împrăștierii Rayleigh pe moleculele atmosferei terestre, părțile albastre cu unde scurte ale razelor solare albe sunt împrăștiate mult mai puternic în alte direcții decât părțile roșii cu unde lungi. Ca urmare, lumina care trece prin atmosfera terestră constă aproape în întregime din componente roșiatice. Atmosfera deviază lumina soarelui cu maxim 2,2 ° spre interior (vezi și refracția terestră ). Prin urmare, pătrunde parțial în umbra pământului și astfel lovește și suprafața lunii.

Următoarele imagini prezintă aceeași imagine a unei eclipse de Lună pe măsură ce iese din umbra în cele trei culori primare roșu, verde și albastru. În zona din stânga lovită de lumina directă a soarelui albă, toate cele trei culori primare au o intensitate ridicată. În dreapta, spre centrul umbrei, intensitatea scade pentru toate cele trei culori. Jumătatea dreaptă a lunii este greu atinsă de lumina albastră, iar lumina verde este extrem de slabă în sfertul drept al lunii. În umbra există aproape exclusiv componentele luminii roșii care sunt responsabile pentru denumirea unei luni de sânge.

• Eclipsă de lună în cele trei culori primare roșu, verde și albastru
• 

  Imagine color (temperatura culorii 4100 Kelvin)

• 

  Componenta luminii roșii

• 

  Componenta luminii verzi

• 

  Componentă de lumină albastră

strălucire

Într-o eclipsă centrală, ia o strălucire vizuală aparentă a lunii de la aproximativ -12 ^m , 5 până la aproximativ +2 ^m cu un factor de 600.000 din. În centrul umbrei, scăderea intensității (scăderea luminozității pe care un observator ar observa-o pe suprafața lunară) este chiar de 1 până la 2 milioane, de aproximativ o sută de ori mai mult decât într-o eclipsă totală de soare .

Curba teoretică a luminii _{vizavi de} o eclipsă de Lună în funcție de magnitudine (pentru compararea datelor de măsurare de la Mallama )

Eclipsele de Lună din ultimii ani au fost în mare parte strălucitoare, în jurul valorii de L = 3, ceea ce sugerează o stratosferă relativ curată. După erupția vulcanului Pinatubo în 1991, au fost observate câteva eclipse foarte întunecate. Într-o astfel de eclipsă, luminozitatea lunii poate scădea la aproximativ +5 ^m , ceea ce corespunde unui factor de 10 milioane. Intensitatea din centru scade, de asemenea, cu aproximativ același factor; limita inferioară este determinată de lumina coroanei solare , care este doar parțial ascunsă de pământ. Astfel, culoarea și strălucirea lunii eclipsate permit să se tragă concluzii despre puritatea atmosferei terestre. Astăzi, însă, această metodă este învechită, deoarece măsurătorile de la sateliți sau avioane oferă informații mult mai precise despre poluarea aerului decât le permite umbrirea pură.

Lărgirea umbrei pământului

margine umbra neclară, difuză în timpul eclipsei din iulie 2018 , 21:19 UTC după sfârșitul totalității

Un alt efect interesant este mărirea umbrei pământului. Oricine a telescopat deja o eclipsă de Lună va observa că timpul de contact se abate adesea de la valorile calculate. De fapt, din cauza atmosferei, conul de umbră al Pământului apare cu aproximativ 2% mai mare, efect deja subliniat de Philippe de La Hire la începutul secolului al XVIII-lea. Marginea umbrei nu pare ascuțită, ci spălată difuz.

Înregistrare fotografică

O fotografie a lunii în umbra este datorită luminanței scăzute o sarcină relativ solicitantă. În funcție de condițiile de recepție, valoarea expunerii este mult sub 1 EV.

Cu cât unghiul de înălțime al lunii este mai mare atunci când este făcută fotografia, cu atât sunt mai puține perturbări atmosferice care duc la estomparea contururilor din imagini. La fel, atenuarea luminii datorată dispariției în atmosfera terestră scade și odată cu creșterea distanței față de orizont.

Reglarea distanței

În practică, obiectivul poate fi „infinit” de obicei pornit din cauza distanței uriașe stabilite . Deoarece luna este foarte departe, obiectivul trebuie setat la cel puțin distanța hiperfocală pentru înregistrări care nu ar trebui percepute ca o imagine neclară de către oameni . În acest caz, toate obiectele între jumătate din distanța hiperfocală și infinită sunt afișate suficient de clare. În cazul imaginilor care urmează să fie evaluate din punct de vedere tehnic sau din care urmează să fie utilizate fragmente, este posibil ca distanța să fie setată mai precis în funcție de cerințe.

Timp de expunere

Dacă camera este mișcată cu suprafața pământului, locația imaginii lunii se schimbă în timp, astfel încât să existe o estompare de mișcare în imagine. Acest lucru poate fi compensat prin rotirea camerei în jurul axei terestre cu un dispozitiv adecvat . Alternativ, senzorii de imagine mobile pot fi folosiți și în acest scop (a se vedea, de exemplu, „Astro Tracer” al Pentax K-1 ).

În caz contrar, timpul maxim de expunere trebuie să fie limitat într-o asemenea măsură încât blurul de mișcare nu poate fi văzut. Cu un unghi de imagine dat în grade, următoarea regulă de degetul mare poate fi utilizată pentru a estima timpul maxim de expunere în secunde:${\ displaystyle t _ {\ mathrm {max}}}$ ${\ displaystyle \ alpha}$

${\ displaystyle t _ {\ mathrm {max}} = {\ frac {\ alpha} {6}}}$

Cu o cameră fixă, omnidirecțională (unghi de vedere = 360 °), înregistrările cu un timp de expunere de un minut sunt posibile dacă nu se utilizează secțiuni de imagine mărite. Fotografiile lunare (pătrate) de formatare cu un unghi de vedere diagonal de 0,7 ° pot fi realizate numai cu un timp de expunere de o zecime bună de secundă dacă camera nu este mișcată în timpul înregistrării.

În cazul înregistrărilor digitale de imagini statice și în mișcare cu timpi de expunere mai mari, trebuie remarcat faptul că senzorul de imagine se încălzește în timpul funcționării și zgomotul imaginii crește semnificativ pe măsură ce temperatura crește. În plus, cu mulți senzori de imagine, cum ar fi senzorii de pixeli activi , zgomotul imaginii crește odată cu timpul de expunere. Pentru generarea imaginii cu un raport semnal-zgomot ridicat , senzorul de imagine poate fi răcit pasiv sau activ . În caz contrar, mai multe imagini pot fi realizate cu un timp de expunere limitat și ulterior îmbinate folosind software-ul („stivuire”, vezi mai jos). Cu toate acestea, timpii de expunere care sunt prea scurți generează un zgomot de citire crescut datorită numărului mare de imagini individuale, așa că trebuie găsit un compromis.

Numărul F

Deoarece este disponibilă foarte puțină lumină, este recomandabil să alegeți cele mai mici opriri f și astfel deschideri mari, astfel încât să poată fi captată cât mai multă lumină pentru expunere.

Deoarece calitatea imaginii sistemelor optice cu o deschidere mare este limitată de erorile de imagine , este recomandabil să folosiți lentile sau telescoape corectate optic, cum ar fi asfere pentru a reduce aberația sferică sau apocromatele pentru a reduce aberația cromatică . Eroarea de culoare laterală poate fi compensată automat cu moderne sisteme de camere digitale .

Temperatura culorii

Pentru fotografiile color , temperatura culorii poate fi setată la aproximativ 4100 Kelvin în funcție de valoarea alb-neutră a luminii reflectate de luna plină . Valori mai mari, cum ar fi valoarea pentru lumina directă a soarelui de 5500 Kelvin, duc la imagini cu o componentă roșie mai puternică, care se apropie adesea de asocierea subiectivă cu culoarea sângelui .

Stivuire

Pentru a crește randamentul luminii, senzorii de imagine pot fi folosiți pentru a înregistra imagini de serie , care sunt apoi suprapuse și puse împreună folosind software-ul (engleză: „stacking”). Acest lucru are avantajul că fiecare imagine individuală este suficient de liberă de estomparea mișcării și de interferența semnalului care crește odată cu timpul de expunere, dar este încă disponibilă mult mai multă lumină pentru înregistrarea compusă. Acest lucru are ca rezultat un raport semnal-zgomot semnificativ mai bun și, prin urmare, mai puțin zgomot de imagine și un interval dinamic mai mare .

Eclipsele de Lună

Eclipsele totale de Lună între 1900 și 2100 durează 100 de minute sau mai mult

Data indică ziua în care mijlocul eclipsei cade în timpul universal .

Toate eclipsele de Lună din 2014 până în 2020

17 iulie 2019, ora 12:32 în Spania

• part.: parțial, total: total, nucleu: umbra, jumătate: penumbra
• Orele în UTC ( Ora Europei Centrale : CET = UTC + 1h; Ora Centrală de vară : CEST = UTC + 2h)

Toate eclipsele de Lună ale secolului trecut și actual

• Lista eclipselor de Lună din secolul XX
• Lista eclipselor de Lună din secolul XXI

Vezi si

• Ocultația
• Mie împrăștie
• Eclipsa de Lună (Egiptul Antic)
• Eclipsă de soare

literatură

• Jean Meeus , Hermann Mucke : Canonul eclipselor de Lună −2002 la +2526. 3. Ediție. Biroul Astronomic , Viena 1992
• Fred Espenak : Canon de mii de ani al eclipselor lunare 1501-2500. Editura Astropixels, Portal 2014, ISBN 978-1-941983-03-4 ( online )

Link-uri web

Wikționar: Eclipsă de lună  - explicații privind semnificațiile, originile cuvintelor, sinonime, traduceri

• Mondfinsternis.info - informații în limba germană, foarte detaliate pe fiecare eclipsă
• „Întrebați-l pe Stargazer - când va exista o eclipsă de Lună?” - videoclip cu animație explicativă
• Schiță liber scalabilă a soarelui, pământului și lunii, precum și umbra și penumbra pământului
• NASA - Pagina Eclipsei Lunare (engleză)
• Robert Harry van Gent: A Catalog of Eclipse Cycles. În: Pagini web despre istoria astronomiei. 8 septembrie 2003, accesat la 4 octombrie 2008 (engleză, compilare a tuturor ciclurilor din seria eclipselor). 
• Eclipsă de Lună la Bavarian Broadcasting Knowledge - informații detaliate despre următoarea eclipsă de Lună din Germania cu grafică, fotografii și videoclipuri explicative

Dovezi individuale