Преминаване на звездна светлина през слънчевата корона. Слънцето е уникална звезда. Устройство и състав на Слънцето

Още тази събота, 11 август 2018 г., нова мисия за изследване на Слънцето - Parker Solar Probe (или слънчевата сонда Parker) ще отиде в космоса. След няколко години устройството ще се доближи до Слънцето толкова близо, колкото всеки обект, създаден от човека, е постигал досега. Редакция N+1с помощта на Сергей Богачев, главен изследовател в лабораторията по рентгенова слънчева астрономия на Физическия институт „Лебедев“, реших да разбера защо учените изпращат устройство на такова горещо място и какви резултати се очакват от него.

Когато погледнем нощното небе, виждаме огромен брой звезди - най-голямата категория обекти във Вселената, които могат да се наблюдават от Земята. Именно тези огромни блестящи топки от газ произвеждат в своите термоядрени „пещи“ много химични елементи, по-тежки от водород и хелий, без които нашата планета, целият живот на нея и ние самите не бихме съществували.

Звездите са на огромни разстояния от Земята - разстоянието до най-близката от тях, Проксима Кентавър, се оценява на няколко светлинни години. Но има една звезда, чиято светлина отнема само осем минути, за да достигне до нас - това е нашето Слънце и наблюдението му ни помага да научим повече за другите звезди във Вселената.

Слънцето е много по-близо до нас, отколкото изглежда на пръв поглед. В известен смисъл Земята е вътре в Слънцето - тя постоянно се измива от потока на слънчевия вятър, излъчван от короната - външната част на атмосферата на звездата. Именно потоците от частици и радиация от Слънцето контролират „космическото време“ в близост до планетите. Появата на полярни сияния и смущения в магнитосферите на планетите зависи от тези потоци, докато слънчевите изригвания и изхвърлянията на коронална маса дезактивират сателитите, влияят върху еволюцията на формите на живот на Земята и определят радиационното натоварване върху пилотираните космически мисии. Освен това подобни процеси протичат не само в Слънчевата система, но и в други планетарни системи. Следователно разбирането на процесите в слънчевата корона и вътрешната хелиосфера ни позволява да разберем по-добре поведението на плазмения „океан“, заобикалящ Земята.

Структура на Слънцето

Wikimedia Commons

„Поради отдалечеността на Слънцето ние получаваме почти цялата информация за него чрез радиацията, която генерира. Дори някои прости параметри, като температурата, които на Земята могат да бъдат измерени с обикновен термометър, се определят за Слънцето и звездите по много по-сложен начин - чрез спектъра на тяхното излъчване. Това важи и за по-сложни характеристики, като например магнитното поле. Магнитното поле може да повлияе на спектъра на излъчване, като раздели линиите в него - това е така нареченият ефект на Зееман. И точно защото полето променя спектъра на излъчване на звездата, ние можем да го регистрираме. Ако такова влияние не съществуваше в природата, тогава нямаше да знаем нищо за магнитното поле на звездите, тъй като няма начин да летим директно до звезда“, казва Сергей Богачев.

„Но този метод има и ограничения – вземете например факта, че липсата на радиация ни лишава от информация. Ако говорим за Слънцето, слънчевият вятър не излъчва светлина, така че няма начин да се определи дистанционно неговата температура, плътност и други свойства. Не излъчва светлина или магнитно поле. Да, в долните слоеве на слънчевата атмосфера магнитните тръби са пълни със светеща плазма и това прави възможно измерването на магнитното поле близо до повърхността на Слънцето. Въпреки това, дори на разстояние един радиус на Слънцето от повърхността му, подобни измервания са невъзможни. И има доста такива примери. Какво да направите в такава ситуация? Отговорът е много прост: трябва да изстреляме сонди, които могат да летят директно до Слънцето, да се потопят в неговата атмосфера и в слънчевия вятър и да правят измервания директно на място. Такива проекти са често срещани, макар и по-малко известни от проектите за космически телескопи, които правят дистанционни наблюдения и произвеждат много по-зрелищни данни (като снимки), отколкото сонди, които произвеждат скучен поток от числа и графики. Но ако говорим за наука, тогава, разбира се, малко дистанционни наблюдения могат да се сравнят по сила и убедителност с изследването на обект, който е наблизо“, продължава Богачев.

Тайните на Слънцето

Наблюденията на Слънцето са извършвани в Древна Гърция и Древен Египет, а през последните 70 години повече от дузина космически спътници, междупланетни станции и телескопи, вариращи от Спутник-2 до действащи днес космически обсерватории, като SDO, SOHO или STEREO, наблюдаваха отблизо (и наблюдават) поведението на най-близката до нас звезда и нейната околност. Астрономите обаче все още имат много въпроси, свързани със структурата на Слънцето и неговата динамика.

Например, повече от 30 години учените са изправени пред проблема със слънчевите неутрино, който се състои в липсата на открити електронни неутрино, произведени в слънчевото ядро ​​в резултат на ядрени реакции, в сравнение с техния теоретично прогнозиран брой. Друга мистерия включва аномалното нагряване на короната. Този най-външен слой на атмосферата на звездата има температура от повече от един милион градуса по Келвин, докато видимата повърхност на Слънцето (фотосферата), над която са разположени хромосферата и короната, се нагрява само до шест хиляди градуса по Келвин. Това изглежда странно, защото логично външните слоеве на звездата трябва да са по-хладни. Директният топлопренос между фотосферата и короната не е достатъчен, за да се осигурят такива температури, което означава, че тук работят други механизми за нагряване на короната.

Слънчевата корона по време на пълно слънчево затъмнение през август 2017 г.

Центърът за космически полети Goddard/Gopalswamy на НАСА

Има две основни теории за обяснение на тази аномалия. Според първия, магнитоакустичните вълни и вълните на Алфвен, които, разсейвайки се в короната, повишават температурата на плазмата, са отговорни за преноса на топлина от конвективната зона и фотосферата на Слънцето към хромосферата и короната. Тази версия обаче има редица недостатъци, например магнитоакустичните вълни не могат да осигурят прехвърлянето на достатъчно голямо количество енергия в короната поради разсейване и отражение обратно във фотосферата, а вълните на Алвен сравнително бавно преобразуват енергията си в топлинна енергия на плазмата. Освен това дълго време просто нямаше преки доказателства за разпространение на вълни през слънчевата корона - едва през 1997 г. космическата обсерватория SOHO за първи път регистрира магнитоакустични слънчеви вълни с честота от един милихерц, които осигуряват само десет процента от необходимата енергия за нагряване на короната до наблюдаваните температури

Втората теория свързва аномалното нагряване на короната с постоянно възникващи микроизбухвания, които възникват поради непрекъснатото повторно свързване на магнитни линии в локалните области на магнитното поле във фотосферата. Идеята е предложена през 80-те години на миналия век от американския астроном Юджийн Паркър, на чието име е кръстена сондата и който също предсказа наличието на слънчев вятър, поток от високоенергийни заредени частици, непрекъснато излъчвани от Слънцето. Теорията за микроизбухванията обаче все още не е потвърдена. Възможно е и двата механизма да работят на Слънцето, но това трябва да се докаже и за това трябва да летите до Слънцето на доста близко разстояние.

Друга мистерия на Слънцето е свързана с короната - механизмът за образуване на слънчевия вятър, който изпълва цялата Слънчева система. Именно от това зависят явленията на космическото време като северно сияние или магнитни бури. Астрономите се интересуват от механизмите на възникване и ускоряване на бавния слънчев вятър, генериран в короната, както и от ролята на магнитните полета в тези процеси. Тук също има няколко теории, които имат както доказателства, така и недостатъци, и се очаква сондата Parker да помогне да се постави точката на i.

„Като цяло вече има доста добре развити модели на слънчевия вятър, които предвиждат как неговите характеристики трябва да се променят, докато се отдалечава от Слънцето. Точността на тези модели е доста висока на разстояния от порядъка на земната орбита, но колко точно описват слънчевия вятър на близки разстояния от Слънцето не е ясно. Може би Паркър може да помогне с това. Друг доста интересен въпрос е ускорението на частиците на Слънцето. След изригванията към Земята идват потоци от голям брой ускорени електрони и протони. Не е напълно ясно обаче дали тяхното ускорение се случва директно върху Слънцето и след това те просто се придвижват към Земята по инерция или тези частици са допълнително (и може би напълно) ускорени по пътя си към Земята от междупланетното магнитно поле. поле. Може би, когато данните, събрани от сонда близо до Слънцето, стигнат до Земята, този проблем също може да бъде решен. Има още няколко подобни задачи, чието решение може да бъде напреднало по същия начин - чрез сравняване на подобни измервания в близост до Слънцето и на нивото на земната орбита. Като цяло мисията е насочена към разрешаването на подобни проблеми. Можем само да се надяваме, че устройството ще бъде успешно“, казва Сергей Богачев.

Право към ада

Сондата Parker ще бъде изстреляна на 11 август 2018 г. от стартовия комплекс SLC-37 в базата на военновъздушните сили на САЩ в Кейп Канаверал, тя ще бъде изстреляна в космоса от тежка ракета носител Delta IV Heavy - това е най-мощната ракета в операция, той може да изведе в ниска орбита почти 29 тона товар. Той е надминат само по отношение на товароносимостта, но този носител все още е в етап на тестване. За да се стигне до центъра на Слънчевата система, е необходимо да се намали много високата скорост, която има Земята (и всички обекти на нея) спрямо Слънцето – около 30 километра в секунда. В допълнение към мощна ракета, това ще изисква серия от гравитационни маневри близо до Венера.

Според плана процесът на приближаване до Слънцето ще продължи седем години - с всяка нова орбита (общо 24) апаратът ще се приближава все повече и повече до звездата. Първият перихелий ще бъде преминат на 1 ноември на разстояние 35 слънчеви радиуса (около 24 милиона километра) от звездата. След това, след поредица от седем гравитационни маневри близо до Венера, устройството ще се приближи до Слънцето на разстояние от около 9-10 слънчеви радиуса (около шест милиона километра) - това ще се случи в средата на декември 2024 г. Това е седем пъти по-близо от перихелия на орбитата на Меркурий; никой създаден от човека космически кораб не се е приближавал толкова близо до Слънцето (текущият рекорд принадлежи на апарата Helios-B, който се приближи до звездата на 43,5 милиона километра).

Схема на полета до Слънцето и основните работни орбити на сондата.

Основните етапи на работа по всяка от орбитите.

Изборът на такава позиция за наблюдения не е случаен. Според изчисленията на учените на разстояние от десет радиуса от Слънцето се намира точката на Алфвен - областта, в която слънчевият вятър се ускорява толкова много, че напуска Слънцето и вълните, разпространяващи се в плазмата, вече не го засягат. Ако сондата може да се доближи до точката на Алфвен, тогава можем да предположим, че тя е навлязла в слънчевата атмосфера и е докоснала Слънцето.

Сондата Parker, сглобена, по време на монтаж на третата степен на ракетата-носител.

"Задачата на сондата е да измерва основните характеристики на слънчевия вятър и слънчевата атмосфера по траекторията й. Научните инструменти на борда не са уникални и нямат рекордни характеристики (с изключение на способността да издържат на потоците слънчева радиация в перихелия на орбитата). Parker Solar Probe е превозно средство с конвенционални инструменти, но в уникална орбита. Повечето (и може би дори всички) научни инструменти е планирано да се държат изключени във всички части на орбитата, с изключение на перихелия, където превозното средство е най-близо до Слънцето. В известен смисъл подобна научна програма допълнително подчертава, че основната Задачата на мисията е да изследва слънчевия вятър и слънчевата атмосфера. Когато апаратът се отдалечи от перихелия, данните от същите инструменти ще се превръщат в обикновени данни и за да се запази ресурсът на научните инструменти, те просто ще бъдат превключени на заден план до следващия подход.В този смисъл способността за достигане на дадена траектория и способността да живеете върху нея за даден времето са факторите, от които ще зависи преди всичко успехът на мисията“, казва Сергей Богачев.

Устройството за топлинен щит Parker.

Грег Стенли/Университет Джон Хопкинс

Изглед на топлозащитния щит на етапа на монтаж на сондата.

НАСА/Джонс Хопкинс APL/Ед Уитман

Сонда Parker с монтиран топлинен щит.

НАСА/Джонс Хопкинс APL/Ед Уитман

За да оцелее близо до звездата, сондата е оборудвана с топлинен щит, който действа като „чадър“, под който ще се скрият всички научни инструменти. Предната част на щита ще издържа на температури над 1400 градуса по Целзий, докато температурата на задната му част, където са разположени научните инструменти, не трябва да надвишава тридесет градуса по Целзий. Тази температурна разлика се осигурява от специалния дизайн на този „соларен чадър“. С обща дебелина от едва 11,5 сантиметра, той се състои от два панела, изработени от въглеродно-графитен композит, между които има слой от въглеродна пяна. Предната част на щита има защитно покритие и бял керамичен слой, който увеличава отразяващите му свойства.

В допълнение към щита, проблемът с прегряването е проектиран да бъде решен чрез охладителна система, която използва 3,7 литра дейонизирана вода под налягане като охлаждаща течност. Електрическото окабеляване на устройството е направено с помощта на високотемпературни материали като сапфирени тръби и ниобий, а по време на подходи към Слънцето слънчевите панели ще бъдат прибрани под термичен щит. В допълнение към интензивната топлина, инженерите на мисията ще трябва да вземат предвид силното светлинно налягане от Слънцето, което ще отхвърли правилната ориентация на сондата. За да се улесни тази работа, слънчеви сензори са инсталирани на сондата на различни места, за да помогнат за наблюдение на защитата на научното оборудване от слънцето.

Инструменти

Почти всички научни инструменти на сондата са „пригодени“ за изследване на електромагнитните полета и свойствата на заобикалящата я слънчева плазма. Единственото изключение е оптичният телескоп WISPR (Wide-field Imager for Solar PRobe), чиято задача ще бъде да получава изображения на слънчевата корона и слънчевия вятър, вътрешната хелиосфера, ударни вълни и всякакви други структури, наблюдавани от устройството.

Под въздействието на гравитацията S., като всяка звезда, има тенденция да се свива. Тази компресия се противодейства от спада на налягането в резултат на високата вътрешна температура и плътност. слоеве S. В центъра на S. температура T ≈ 1.6. 10 7 K, плътност ≈ 160 g/cm -3. Такава висока температура в централните райони на слънцето може да се поддържа дълго време само чрез синтеза на хелий от водород. Тези реакции и явления. основен източник на енергия C.

При температури ~10 4 К (хромосфера) и ~10 6 (корона), както и в преходния слой с междинни температури се появяват йони на различни елементи. Емисионните линии, съответстващи на тези йони, са доста многобройни в късовълновата област на спектъра (λ< 1800 . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из к-рых - линия водорода L a (1216 ) и линия нейтрального (584 ) и ионизованного (304 ) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего и заметно возрастая при вспышках на Солнце.

Phys. Характеристиките на различните слоеве са показани на фиг. 5 (условно е подчертана долната хромосфера с дебелина ≈ 1500 km, където газът е по-хомогенен). Нагряването на горната атмосфера на Севера - хромосферата и короната - може да се дължи на механични фактори. енергия, пренесена от вълни, възникващи в горната част на конвективната зона, както и разсейване (поглъщане) на електрическа енергия. токове, генерирани от магнитни полета, движещи се заедно с конвективни потоци.

Наличието на повърхностна конвективна зона на север причинява редица други явления. Клетките от най-горния слой на конвективната зона се наблюдават на повърхността на слънцето под формата на гранули (виж). По-дълбоките мащабни движения във втория слой на зоната се появяват под формата на супергранулационни клетки и хромосферна мрежа. Има основание да се смята, че конвекцията в още по-дълбок слой се наблюдава под формата на гигантски структури - клетки с размери, по-големи от супергранулацията.

Голям местен маг. полета в зоната ± 30 o от екватора водят до развитие на т.нар. активни зони с включени петна в тях. Броят на активните региони, тяхното положение на диска и полярността на слънчевите петна в групите се променят с период от ≈ 11,2 години. По време на необичайно високия пик от 1957-58 г. дейност засегна почти целия слънчев диск. В допълнение към силните локални полета на север има по-слабо мащабно магнитно поле. поле. Това поле променя знака с период от прибл. 22 години и изчезва близо до полюсите при максимална слънчева активност.

По време на голямо изригване се освобождава огромна енергия, ~10 31 -10 32 erg (мощност ~10 29 erg/s). Извлича се от магнитна енергия. полета с активна площ. Според идеите те се развиват успешно от 60-те години на миналия век. В СССР при взаимодействието на магнитните потоци възникват токови слоеве. Развитието в текущия лист може да доведе до ускоряване на частиците, а има и задействащи (пускови) механизми, които водят до внезапно развитие на процеса.

Ориз. 13. Видове въздействие на слънчево изригване върху Земята (според Д. X. Менцел).

Рентгенов радиацията и слънчевите космически лъчи, идващи от факела (фиг. 13), предизвикват допълнителна йонизация на земната йоносфера, което се отразява на условията за разпространение на радиовълните. Потокът от частици, изхвърлени по време на изригването, достига орбитата на Земята за около ден и причинява магнитна буря и полярни сияния на Земята (виж,).

В допълнение към корпускулярните потоци, генерирани от факли, има непрекъснато корпускулярно излъчване C. То е свързано с изтичането на разредена плазма отвън. области на слънчевата корона в междупланетното пространство - от слънчевия вятър. Загубата на материя поради слънчевия вятър е малка, ≈ 3. 10 -14 на година, но представлява основното. компонент на междупланетната среда.

Слънчевият вятър носи мащабно магнитно поле в междупланетното пространство. поле В. Въртене В. извива линиите на междупланетното магнитно поле. полета (IMF) в спиралата на Архимед, която ясно се наблюдава в равнината на еклиптиката. Тъй като основният характеристика на мащабни магнитни полета С. явл. две циркумполярни области с противоположна полярност и съседните на тях полета, със спокоен север, северното полукълбо на междупланетното пространство се оказва запълнено с поле на един знак, южното полукълбо на друг (фиг. 14). Близо до максимума на активността, поради промяна на знака на мащабното слънчево поле, се получава обръщане на полярността на това редовно магнитно поле. полета на междупланетното пространство. Магн. потоците на двете полукълба са разделени от токов лист. При въртене на C. Земята се намира няколко пъти. дни, след това над и след това под извитата „гофрирана“ повърхност на сегашния слой, т.е. пада във вечната замръзналост, насочена или на север, или встрани от нея. Това явление се нарича. междупланетно магнитно поле.

Близо до максималната активност, потоците от частици, ускорени по време на изригвания, най-ефективно влияят на земната атмосфера и магнитосфера. По време на фазата на спад на активността, към края на 11-годишния цикъл на активност, с намаляване на броя на изригванията и развитието на междупланетния токов слой, стационарните потоци на засилен слънчев вятър стават по-значими. Въртейки се заедно със севера, те предизвикват геомагнитни вълни, които се повтарят на всеки 27 дни. възмущение. Тази повтаряща се (повтаряща се) активност е особено висока в края на четните цикли, когато посоката на магнитното поле е различна. Полетата на слънчевия "дипол" са антипаралелни на земните.

Лит.:
Мартинов Д. Я., Курс по обща астрофизика, 3 изд., М., 1978;
Менцел Д. Г., Нашето слънце, прев. от англ., М., 1963; Слънчева и слънчево-земна физика. Илюстрован терминологичен речник, прев. от англ., М., 1980;
Шкловски И. С., Физика на слънчевата корона, 2 изд., М., 1962;
Северни A.B., Магнитни полета на Слънцето и звездите, UFN, 1966, том 88, v. 1, стр. 3-50; - Слънчева корона - гранулация

Запознахме се с въртенето на Слънцето и слънчево-земното междуцентрично движение.
Сега нека насочим погледа си към Луната!

Как се върти Луната, как се движи около планетата Земя и в системата на взаимен центризъм между Слънцето и Земята?
От курса по астрономия в училище знаем, че Луната се върти около Земята в същата посока като Земята около оста си. Нарича се времето на пълно въртене (период на въртене) на Луната около Земята спрямо звездите звезденили звезден месец (лат. sidus - звезда). То възлиза на 27,32 дни.
Синодичен месец или лунация (на гръцки sinodos - съвпад) е интервалът от време между две последователни еднакви фази на Луната или периодът от време между последователни новолуния - средно 29,53 дни (709 часа). Синодичният месец е по-дълъг от звездния месец. Причината за това е въртенето на Земята (заедно с Луната) около Слънцето. За 27,32 дни Луната прави пълна обиколка около Земята, която през това време преминава дъга от приблизително 27° по своята орбита. Повече от два дни са необходими, за да може Луната отново да заеме подходящото място спрямо Слънцето и Земята, т.е. така че тази фаза (новолуние) започва отново.
Лунна пътека (траекторията на Луната върху небесната сфера), подобно на слънчевата еклиптика, преминава през 12-те зодиакални съзвездия. Причината за това е действителното въртене на Луната около Земята в равнина, почти съвпадаща с равнината на орбитата на нашата планета. Ъгълът между равнините на еклиптиката и месечния лунен път е само 5°9".
Луната се върти около оста си , но винаги е обърната към Земята с една и съща страна, тоест въртенето на Луната около Земята и въртенето около собствената й ос са синхронизирани.

Как на практика да потвърдим официалните твърдения?

За тази цел нека се обърнем към такова явление като слънчево затъмнение, в което именно Луната играе ключова роля.
Слънчево затъмнение - астрономическо явление, което се състои в това, че Луната закрива (затъмнява) напълно или частично Слънцето от наблюдател на Земята. Слънчево затъмнение е възможно само при новолуние, когато страната на Луната, обърната към Земята, не е осветена и самата Луна не се вижда. Затъмненията са възможни само ако новолунието е близо до едно от двете лунни възли (точката на пресичане на видимите орбити на Луната и Слънцето), на не повече от около 12 градуса от една от тях.
Сянката на Луната върху земната повърхност не надвишава 270 км в диаметър, така че слънчевото затъмнение се наблюдава само в тясна ивица по пътя на сянката. Тъй като Луната се върти по елиптична орбита, разстоянието между Земята и Луната по време на затъмнение може да бъде различно; съответно диаметърът на петното на лунната сянка на повърхността на Земята може да варира в широки граници от максимум до нула (когато върха на конуса на лунната сянка не достига повърхността на Земята). Ако наблюдателят е в сянка, той вижда пълно слънчево затъмнение, при което Луната напълно скрива Слънцето, небето потъмнява и на него могат да се появят планети и ярки звезди. Около слънчевия диск, скрит от Луната, можете да наблюдавате слънчева корона , което не се вижда при нормалната ярка светлина на Слънцето. Тъй като температурата на короната е много по-висока от тази на фотосферата, тя има избледнял синкав цвят, неочакван за тези, които я виждат за първи път, и много различен от очаквания цвят на Слънцето. Когато затъмнението се наблюдава от стационарен наземен наблюдател, общата фаза продължава не повече от няколко минути. Минималната скорост на движение на лунната сянка върху земната повърхност е малко над 1 km/s. По време на пълно слънчево затъмнение астронавтите в орбита могат да наблюдават бягащата сянка на Луната по повърхността на Земята.

Нека да разгледаме видеото как Wikipedia представя преминаването на Луната през слънчевия диск на голямо разстояние от Земята.

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/transcoded/2/29/Moon_transit_of_sun_large.ogv/Moon_transit_of_sun_large.ogv.480p.vp9.webm
Видео 1.

Стъпка по стъпка изглежда така:


Фиг. 1. Преминаването на Луната през слънчевия диск на голямо разстояние от Земята 25.02.2007 г .
Във видеото луната преминава през слънчевия дискот ляво на дясно. Със сигурност това е заснет с телескоп от сателит.

Как сянката на Луната преминава през Земята по време на затъмнение?

Помислете за скорошно пълно слънчево затъмнение в реалния живот!
Пълно слънчево затъмнение на 21 август 2017 г.
Пълно слънчево затъмнение на 21 август 2017 г - това е 22-то затъмнение сто четиридесет и пета от Сарос.
Районът на най-добрата му видимост попада в средните и субтропичните ширини на северното полукълбо.

Видео 2. Анимация SZ 21.08.2017
Тази анимация показва това Лунната сянкасе движи през западното полукълбо на Земята, Северна Америка отляво надясно или от запад на изток.

Затъмнението достига своя максимум в точката с координати 37° с.ш., 87,7° з.д, продължава максимум 2 минути 40 секунди, а ширината на лунната сянка върху земната повърхност е 115 километра. В момента и в точката на най-голямото затъмнение посоката към слънцето (азимут) е 198°, а височината на слънцето над хоризонта е 64°.
Динамично световно време в момента на най-голямото затъмнение: 18:26:40, динамична корекция на времето: 70 секунди.
Оста на сянката минава между центъра на Земята и северния полюс; минималното разстояние от центъра на Земята до оста на конуса на лунната сянка е 2785 километра. Така гамата на затъмнението е 0.4367, а максималната фаза достига 1.0306.

Пълно слънчево затъмнение - слънчево затъмнение, при което конусът на лунната сянка пресича земната повърхност (Луната е достатъчно близо до Земята, за да закрие изцяло Слънцето). Средната дължина на лунната сянка е 373 320 км, а разстоянието от Земята до Луната на 21 август 2017 г. е 362235 км. Освен това видимият диаметър на Луната е 1,0306 пъти по-голям от видимия диаметър на слънчевия диск. По време на пълно затъмнение се виждат слънчевата корона, звездите и планетите, разположени близо до Слънцето.

Фигура 2. Преминаването на лунната сянка през западното полукълбо на Земята.

Вижте NW в оригинал, през очите на наблюдатели в САЩ.

Пълно слънчево затъмнение през 2017 г. от Айдахо Фолс, щат Айдахо, 21 август 2017 г.

Видео 4. NW в Айдахо.

Ориз. 4,5,6. NW в Айдахо.
Интересен изблик на слънчева светлина след пълно затъмнение?

2017 Пълно слънчево затъмнение от Беатрис, Небраска на 21 август 2017 г.
https://youtu.be/gE3rmKISGu4
Видео 5. NW в Небраска.
Също така в тези видеоклипове Луната минава през Слънцето от горния десен ъгъл, слиза надолу вляво, разкривайки Слънцето.

Сега нека видим как телескопите, инсталирани на изкуствени земни спътници, записват слънчево затъмнение.
Слънчево затъмнение 2017, видяно от Hinode JAXA на 21 август 2017 г.

Видео 6.
Сателитът за слънчево наблюдение Hinode засне частично слънчево затъмнение на 21 август 2017 г. Изображенията са направени от рентгеновия телескоп (XRT) на борда на Hinode, докато той прелита над Тихия океан (край западния бряг на Съединените щати). на 680 км надморска височина.

И от сателит Луната се движи към Слънцето отдясно, само отдолу.

Сега нека да разгледаме движението на лунната сянка по земното кълбо.

Пълно слънчево затъмнение през 2017 г., наблюдавано от DSCOVR EPIC (4K)

Видео 7.

Нека да разгледаме хубава анимация на това слънчево затъмнение.

Видео 8. Пълно слънчево затъмнение 2017 г.

Ориз. 7,8,9. Движение на лунната сянка по земното кълбо по време на СЗ на 21 август 2017 г.

Линия на еклиптиката - равнина на движение, ясно видима в затъмнението на Луната и Слънцето. На това сме научени явлението затъмнение се случва само по описаната линия.
Също така знаем добре, че линията на еклиптиката не се издига над Тропика на Рака (23,5° над небесния екватор) и не пада под Тропика на Козирога (-23,5° под небесния екватор).
Слънцето е в зенита (точката на небесната сфера, разположена над главата на наблюдателя) само в областта на земното кълбо, разположена между тропиците на Рак и Козирог. Тропиците са въображаеми успоредни кръгове на повърхността на земното кълбо, разположени на 23 градуса и 27 минути от екватора на север и юг. На север от екватора е Северният тропик (известен също като Тропик на рака), на юг е Южният тропик (тропик на Козирога). В тропиците веднъж годишно (22 юни в тропика на Рака и 22 декември в тропика на Козирога) центърът на Слънцето преминава през зенита по обяд. Между тропиците се намира регион, във всяка точка на който Слънцето е в зенита си два пъти годишно. На север от Тропика на Рака и на юг от Тропика на Козирога Слънцето никога не изгрява в зенита си.

Когато се проектира върху земното кълбо, еклиптиката преминава между 23,5° северна ширина и южна ширина, между тропиците на Рака и Козирога.

Ориз. 10. Глобусът, екваторът и тропиците на Рак и Козирог са посочени.

Възниква въпросът: Защо се случват затъмнения над Тропика на Рака и под Тропика на Козирога, ако слънчевата еклиптика не се проектира върху тези области?

Нека разгледаме внимателно Фиг. 6,7,8- SZ анимация, върху изместването на точката - център на пълното затъмнение на Слънцето над Северна Америка. Тази точка минава отляво надясно, от запад на изток, от 50-ия до 30-ия паралел на север. Така че проекцията на пълно затъмнение е движение на точка на сянка(пълна фаза на затъмнението) преминава над Тропика на Рака, над 23,5° северна ширина.
Следователно твърдението, че затъмненията се случват само по линията на слънчевата еклиптика, се опровергава!

Според кредитите на анимацията:
Към персонала Орегонна северозапад навлизаше сянката на пълното затъмнение 10.15.50 сутринта , 44°53"н, 125°88"У. (фиг. 7)
Извън държавата Южна Каролина (Чарлстън)на югоизток влезе сянката 02.48.50 следобед (14.48.50) , 32°49"н, 79°03"У. (фиг. 9)
Между тези точки на реда 4000 км. Точката на сянка премина за 4 часа 33 минути ( 16380 сек). Така че сянката премина бързо 0,244 км/сек.
Според получените данни пълната SZ се е случила на траектория, много по-висока от еклиптиката, на ширина 32° - 44 ° и над Тропика на Рака (23.5°). Освен това не вземаме предвид движението на полусянката, а само движението на точката на пълно затъмнение, когато Луната напълно покрива Слънцето. Какво означава? Дали Слънцето и Луната в момента не са в еклиптиката, когато са проектирани на 44 градуса северна ширина на Земята?А деклинацията на Слънцето в небето в този момент е +12° (виж по-долу) над небесния екватор и не излиза извън границите на тропиците. И астрономите знаят, че деклинацията напълно съответства на географската ширина на Земята. Лъжат ли? Значи небесният екватор не съвпада със земния? Защо това се случва?

Нека сравним с данните от Astrocalculator.


Екран 1. 21.08.2017 г. точка за наблюдение 37° с.ш., 87,7° з.д

Ъгълът между равнините на еклиптиката и месечния път на Луната е малък, максимум 5°9".
Еклиптиката е обозначена с една бяла линия, а траекторията на Луната е обозначена с множество линии.
Виждаме това затъмнението настъпва във възходящия лунен възел.

Екран 2,3,4. Фази на слънчево затъмнение. Луната се „сблъсква“ със Слънцето от запад (вдясно).

Астрокалкулаторът възпроизвежда небето през очите на наблюдател, който гледа на юг. Изтокът е отляво, западът е отдясно. Виждаме, че луната се движи отдясно (запад), „прегазва“ слънцето, виждаме левия й полумесец. След пълно затъмнение виждаме десния слънчев полумесец. Всичко е точно както в Ориз. 3.За наблюдателя Луната и Слънцето се движат отляво надясно, от изток на запад - изгрев, залез (видимост поради въртенето на земята).

На кадрите (екранните снимки) на калкулатора се забелязва, че Слънцето и Луната са включени Меридиан 10 часа(десен възход) в зодиакалното съзвездие Лъв, почти до звездата Регулус.

Екран 5. SZ възниква в съзвездие Лъв, до звездата Регул.
Слънчева деклинация +11°52".