• mostafa

ظاهرة الكسوف

تم التحديث: سبتمبر 8


ظاهرة الكسوف

الكسوف ، في علم الفلك ، حجب كامل أو جزئي لجسم سماوي من قبل شخص آخر. يحدث الكسوف عندما تتم محاذاة ثلاثة أجسام سماوية.

من منظور شخص على وجه الأرض ، فإن الشمس تتفوق عندما يأتي القمر بينها وبين الأرض ، والقمر يتفوق عندما يتحرك في ظل الأرض التي تلقيها الشمس. يحدث كسوف الأقمار الصناعية الطبيعية (الأقمار) أو المركبات الفضائية التي تدور حول كوكب ما أو تحلق فيه عندما تتحرك الأجسام في ظل الكوكب. يتحرك النجمان المكونان للنجم الثنائي الكسوف حول بعضهما البعض بحيث تمر مستواهما المداري عبر الأرض أو بالقرب جدًا منها ، ويغلف كل نجم دوريًا الآخر كما يُرى من الأرض.


عندما يكون الحجم الظاهر للجسم الكسوف أصغر بكثير من حجم الجسم الكسوف ، تُعرف هذه الظاهرة بأنها غامضة. ومن الأمثلة على ذلك اختفاء نجم أو سديم أو كوكب خلف القمر أو اختفاء قمر صناعي طبيعي أو مركبة فضائية خلف جسم ما من النظام الشمسي.

يحدث العبور عندما ، كما يُرى من الأرض أو نقطة أخرى في الفضاء ، يمر جسم صغير نسبيًا عبر قرص جسم أكبر ، عادة ما يكون الشمس أو كوكبًا ، لا يتجاوز سوى مساحة صغيرة جدًا. عطارد والزهرة ، على سبيل المثال ، يعبران الشمس بشكل دوري ، وقد يعبر القمر الصناعي الطبيعي كوكبه. تم اكتشاف الكواكب خارج المجموعة الشمسية (على سبيل المثال ،عندما تقوم بنقل نجومها.


ظواهر خسوف القمر


القمر ، عندما يكون ممتلئًا ، قد يدخل ظل الأرض. حركة القمر حول الأرض من الغرب إلى الشرق (انظر شكل خسوف القمر ، حيث يكون عرض الأرض من فوق القطب الشمالي). بالنسبة للمراقب الذي يواجه الجنوب ، يبدأ تظليل القمر عند حافته اليسرى (إذا كان القمر شمال المرصد ، كما هو الحال ، على سبيل المثال ، في أجزاء من نصف الكرة الجنوبي ، يكون العكس صحيحًا). إذا كان الكسوف كليًا والظروف مواتية ، فسيمر القمر عبر ظلمة ، الجزء الأكثر قتامة من الظل ، في حوالي ساعتين. خلال هذا الوقت ، لا يكون القمر مظلمة تمامًا. يخترق جزء من ضوء الشمس ، وخاصة الضوء الأحمر ، الغلاف الجوي للأرض ، وينكسر في مخروط الظل ، ويصل إلى القمر.


تؤثر ظروف الأرصاد الجوية على الأرض بشدة على كمية ولون الضوء الذي يمكن أن يخترق الغلاف الجوي. بشكل عام ، القمر المكسور تمامًا مرئي بوضوح وله لون بني محمر ونحاسي ، لكن السطوع يختلف بشدة من كسوف لآخر.

قبل دخول القمر إلى الظل وبعد مغادرة الظل ، يجب أن يمر عبر الظلمة أو الظل الجزئي. عندما تكون الحدود بين الظلمة والظلام مرئية على القمر ، يُنظر إلى الحدود على أنها جزء من دائرة ، وهي إسقاط محيط الأرض. هذا دليل مباشر على الشكل الكروي للأرض ، وهو اكتشاف قام به الإغريق القدماء. بسبب الغلاف الجوي للأرض ، تكون حافة الظل منتشرة إلى حد ما ، ولا يمكن ملاحظة أوقات التلامس بين القمر والظلمة بدقة.


أثناء الكسوف ، يبرد سطح القمر بمعدل يعتمد على تكوين التربة القمرية ، التي لا تتشابه في كل مكان. في بعض الأحيان ، تظل العديد من البقع على القمر أكثر إشراقًا من محيطها خلال مجملها - خاصة في ناتجها من الأشعة تحت الحمراء - ربما لأن الموصلية الحرارية الخاصة بها أقل ، ولكن السبب غير مفهوم تمامًا.


يمكن مشاهدة كسوف القمر تحت ظروف مماثلة في جميع الأماكن على الأرض حيث يكون القمر فوق الأفق.

يمكن رؤية مجمل الكسوف الشمسي فقط من حزام ضيق على الأرض ، وأحيانًا فقط بعرض 150 كم (90 ميل). يتم توضيح المراحل المختلفة التي يمكن ملاحظتها في كسوف كلي للشمس في الجزء العلوي من الشكل. يشير مصطلح "جهة الاتصال الأولى" إلى اللحظة التي يلامس فيها قرص القمر ، غير المرئي على خلفية السماء الساطعة ، قرص الشمس أولاً.


تبدأ المرحلة الجزئية للكسوف عندما تصبح مسافة بادئة صغيرة في الحافة الغربية للشمس ملحوظة. يتحرك القرص المظلم للقمر الآن تدريجياً عبر قرص الشمس ، ويتم تقليل مساحة الشمس الساطعة إلى هلال. على الأرض ، يُنظر إلى ضوء الشمس ، الذي يضيء من خلال الفجوات في أوراق الشجر والفتحات الصغيرة الأخرى ، ليشكل هلالًا صغيرًا من الضوء عبارة عن صور لمصدر الضوء ، الشمس. مع بداية الإجمالي ، يتضاءل الضوء المباشر من الشمس بسرعة كبيرة ، ويتغير اللون.


تصبح السماء بالقرب من السمت مظلمة ، ولكن على طول أفق الغلاف الجوي للأرض لا يزال يبدو ساطعًا بسبب النطاق الضيق لظل ظل القمر على الأرض. ينتج عن الضوء المتناثر القادم من مسافة أبعد من منطقة المظلة تأثير الشفق. قد تتفاعل الحيوانات مع الخوف ، وغالبًا ما يخشى البشر. قد تذهب الطيور إلى الديكة كما تفعل عند غروب الشمس.


مع اختفاء الهلال الصغير والضيق من ضوء الشمس ، تبقى بقع صغيرة ساطعة حيث تكون الانخفاضات في حافة القمر ، الطرف ، هي الأخيرة التي تحجب طرف الشمس. تُعرف هذه البقع بخرز بيلي ، الذي سمي باسم عالم الفلك الإنجليزي فرانسيس بيلي في القرن التاسع عشر ، والذي لفت الانتباه إليه أولاً. تختفي الخرزات في لحظة الاتصال الثاني ، عندما يبدأ الإجمالي. هذا هو ذروة الكسوف. يمكن الآن رؤية البروز المحمر والكروموسفير للشمس ، حول طرف القمر. تصبح الكواكب والنجوم الأكثر سطوعًا مرئية في السماء. تمتد الملوثات الإكليلية البيضاء من الشمس إلى مسافة عدة أشعة شمسية. تنخفض درجة حرارة الهواء على الأرض في مسار الكلي بعض الدرجات. ضوء الكلية أكثر إشراقًا من ضوء القمر المكتمل ولكنه مختلف تمامًا في اللون. مدة الكلية قصيرة ، وعادة ما تستمر من دقيقتين إلى خمس دقائق.


تحدث لحظة الاتصال الثالث عندما تكشف الحافة الغربية للقمر لأول مرة قرص الشمس. تظهر العديد من ظواهر الاتصال الثاني مرة أخرى بترتيب عكسي. فجأة ظهرت حبة بيلي الأولى. يتبع المزيد من حبات الضوء ، ينمو هلال الشمس مرة أخرى ، ويختفي الهالة ، ويضيء ضوء النهار ، وتتلاشى النجوم والكواكب من الرؤية. يتسع الهلال الرقيق للشمس تدريجيًا ، وبعد حوالي ساعة وربع ساعات ينتهي الكسوف مع الاتصال الرابع ، عندما يختفي الزحف الأخير الذي قام به القمر على حافة الشمس.

خلال المرحلة الجزئية ، قبل وبعد المجموع ، من الضروري للغاية للمراقب أن يحمي العينين من الإصابة بسبب تألق الشمس الشديد. لا يجب أبدًا عرض هذه المرحلة بشكل مباشر إلا من خلال مرشحات قوية ، أو زجاج داكن داكن ، أو لوحة أو فيلم فوتوغرافي ضبابي بشدة.


عندما يكون المجموع وشيكًا ولا يبقى سوى هلال صغير من الشمس ، يمكن رؤية ما يسمى بأشرطة الظل على الأسطح ذات الألوان الفاتحة العادية ، مثل الأرضيات والجدران. هذه هي خطوط الضوء والظل ، تتحرك وتموج ، بعرض عدة سنتيمترات. تعتمد سرعتها واتجاهها على تيارات الهواء على ارتفاعات مختلفة ، لأنها ناتجة عن انكسار ضوء الشمس بسبب عدم التجانس الصغير في الغلاف الجوي للأرض. تشبه هذه الظاهرة صور موجات الماء التي تظهر في قاع حوض السباحة أو الحمام المضاء بنور الشمس.


كسوف الشمس


يحدث كسوف الشمس عندما يأتي القمر بين الأرض والشمس بحيث يكتسح ظل القمر فوق وجه الأرض (انظر شكل كسوف كلي للشمس). يتكون هذا الظل من جزأين: الظل ، مخروط لا يخترقه ضوء الشمس المباشر ؛ وبينومبرا ، التي يتم الوصول إليها عن طريق الضوء من جزء فقط من قرص الشمس.


بالنسبة إلى مراقب داخل الظل ، يبدو قرص الشمس مغطى بالكامل بقرص القمر ؛ يسمى هذا الكسوف الكلي (انظر الفيديو). بالنسبة إلى أحد المراقبين داخل الظليل ، يظهر قرص القمر مسطحًا على قرص الشمس بحيث يتداخل جزئياً ؛ يسمى الكسوف جزئيًا لذلك المراقب. المخروط المظلي ضيق على مسافة الأرض ، ولا يمكن ملاحظة الكسوف الكلي إلا داخل الشريط الضيق من الأرض أو البحر الذي يمر عليه الظل. يمكن رؤية كسوف جزئي من أماكن داخل المنطقة الكبيرة التي يغطيها الظليل. في بعض الأحيان تعترض الأرض ظلمة القمر ولكنها تفتقدها ظلمة. ثم يتم رصد كسوف جزئي للشمس في أي مكان على الأرض.


بمصادفة ملحوظة ، تكون أحجام ومسافات الشمس والقمر بحيث تظهر تقريبًا بنفس الحجم الزاوي (حوالي 0.5 درجة) على الأرض ، لكن أحجامها الظاهرية تعتمد على مسافاتهم من الأرض. تدور الأرض حول الشمس في مدار بيضاوي الشكل ، بحيث تتغير مسافة الشمس قليلاً خلال عام ، مع تغير صغير في الحجم الظاهر ، القطر الزاوي ، للقرص الشمسي. بطريقة مماثلة ، يتغير الحجم الظاهري لقرص القمر إلى حد ما خلال الشهر لأن مدار القمر هو أيضًا بيضاوي الشكل. عندما تكون الشمس أقرب إلى الأرض والقمر في أقصى مسافة ، يكون قرص القمر الظاهر أصغر من قرص الشمس. في حالة حدوث كسوف للشمس في هذا الوقت ، فإن قرص القمر الذي يمر فوق قرص الشمس لا يمكنه تغطيته بالكامل ولكنه سيترك حافة الشمس مرئية حوله. ويقال أن مثل هذا الكسوف حلقي. تسمى الكسوف الكلي والحلقي المركزي.


في كسوف جزئي ، لا يمر مركز قرص القمر عبر مركز الشمس. بعد الاتصال الأول ، ينخفض ​​عرض الهلال المرئي للشمس حتى يصل مركزا القرصين إلى أقرب نهج لهما. هذه هي لحظة الطور الأقصى ، ويتم قياس المدى من خلال النسبة بين أصغر عرض الهلال وقطر الشمس. بعد المرحلة القصوى ، يتوسع هلال الشمس مرة أخرى حتى يمر القمر من قرص الشمس عند آخر اتصال.


كسوف القمر


عندما يتحرك القمر عبر ظل الأرض (انظر شكل خسوف القمر) ، فإنه يخفت إلى حد كبير ولكنه يظل خافتًا. لأن ظل الأرض موجه بعيدًا عن الشمس ، لا يمكن أن يحدث الكسوف القمري إلا عند اكتمال القمر ، أي عندما يكون القمر على جانب الأرض مقابل جانب الشمس. يبدو خسوف القمر كما هو في جميع نقاط الأرض التي يمكن رؤيتها منها. عندما يدخل القمر الظليل ، يحدث كسوف بينرمي. يكون تعتيم إضاءة القمر بواسطة الظليل طفيفًا جدًا بحيث يصعب ملاحظته ، ونادراً ما تتم مراقبة الكسوف الظهري. بعد أن يكون جزء من سطح القمر في ظلمة وبالتالي يصبح لونه داكنًا ، يقال إن القمر في كسوف جزئي. بعد حوالي ساعة ، عندما يكون قرص القمر بأكمله داخل ظلمة ، يصبح الكسوف كليًا (انظر الفيديو). إذا كان مسار القمر يمر عبر مركز الظل ، فمن المتوقع أن يستمر الكسوف الكلي لمدة ساعة وثلاثة أرباع.


كسوف وسحر وعبور الأقمار الصناعية وغيرها من الأشياء


هذه الظواهر عندما تنطبق على الأقمار الصناعية الطبيعية للكواكب موضحة بشكل ملائم من خلال أكبر أربعة أقمار صناعية (جليلية) للمشتري ، والتي توفر خسوفها مشهدًا رائعًا ورائعًا للمراقب التلسكوبي. الأقمار الثلاثة الأعمق (Io ، Europa ، و Ganymede) تختفي في ظل المشتري في كل ثورة ، على الرغم من أن الرابع (Callisto) لا يتم حجبه في كل مرة. بسبب الأبعاد الكبيرة لهذه الأجسام ، تنقضي بعض الدقائق بين أول اتصال مع الظل والكلية. تقع مدارات أقمار الجليل تقريبًا في نفس مستوى مدار كوكب المشتري حول الشمس ، وفي كل ثورة لكل قمر تقريبًا ، تحدث ظاهرة الكسوف الأربعة التالية: (1) كسوف القمر عندما يمر عبر ظل المشتري ، (2) اختفاء القمر عندما يختفي خلف الكوكب ، كما يظهر من الأرض ، (3) عبور القمر عبر قرص المشتري ، و (4) عبور ظل القمر عبر قرص الكوكب.


يوضح الشكل هذه الظواهر ؛ تظهر كوكب المشتري ومدار أحد أقماره الكبيرة ، واتجاه ضوء الشمس الذي يضيء النظام ، والاتجاه نحو الأرض ، حيث تتم المراقبة. عندما يصل القمر إلى الموضع S1 من مداره ، يدخل في ظل المشتري (الكسوف) ويختفي. في الموضع S2 يخرج من الظل ، ولكن بالنسبة للمراقب الأرضي ، فإنه مخفي الآن خلف الكوكب (الغموض) حتى يظهر في الموضع S3 عند الطرف. عندما يصل القمر إلى الموضع S4 ، يسقط ظله على المشتري ، مما يتسبب في بقعة داكنة صغيرة على سطحه. يظهر القمر من الأرض على يسار المشتري ويقترب من طرف المشتري في الوقت الذي تمر فيه بقعة الظل عبر قرص الكوكب (عبور الظل). في الموضع S5 ، يبدأ القمر بالمرور أمام الكوكب (عبور القمر) ، بعد بقعة الظل الخاصة به. يجب أن يكون لكل من المشتري والقمر جوانبهما المضيئة التي تواجه الأرض. وهي تختلف قليلاً في السطوع الكلي ؛ بالقرب من الطرف ، يكون القمر أكثر إشراقًا إلى حد ما من سطح الكوكب الذي يظهر عليه ، ولكن بالقرب من منتصف القرص ، يصعب تمييزه. في الموضع S6 يترك الظل الكوكب ، وفي الموضع S7 يظهر القمر عند الطرف.


من الناحية التاريخية ، فإن خسوف أقمار المشتري الجليليّة مهمة ، لأنها قدمت واحدة من أقدم البراهين على السرعة المحدودة للضوء. من الممكن حساب أوقات اختفاء وظهور القمر الذي يمر كسوفًا بدقة كبيرة. في عام 1676 ، قام الفلكي الدنماركي أولي رومر ، عند ملاحظة الاختلافات بين الأوقات المرصودة والمحسوبة لمثل هذه الكسوف ، بشرحها بشكل صحيح على أنها ترجع إلى الاختلاف في وقت انتقال الضوء عندما تكون الأرض أقرب إلى المشتري أو أبعد منه.

حدث متعلق بغموض أقمار الكوكب هو غموض مسبار فضائي بواسطة كوكب ، كما لوحظ من الأرض. خلال بداية ونهاية مثل هذه الغيبيات ، تمر الإشارات الراديوية المرسلة بواسطة المركبة الفضائية عبر الغلاف الجوي للكوكب وتنتقل إلى الأرض. عندما يتم استقبال الإشارات وتحليلها ، يمكنها توفير معلومات حول كثافة الغلاف الجوي ودرجة الحرارة والتكوين. (للحصول على أمثلة لتطبيق هذه التقنية ، انظر زحل: الغلاف الجوي ؛ أورانوس: الغلاف الجوي.)


تردد الكسوف الشمسي والقمري


يمكن مشاهدة الكسوف الشمسي ، وخاصة الكسوف الكلي ، من جزء محدود فقط من الأرض ، في حين يمكن رؤية القمر المكسوف في وقت الكسوف أينما كان القمر فوق الأفق.

في معظم السنوات التقويمية ، هناك خسوفان قمريان. في بعض السنوات يحدث واحد أو ثلاثة أو لا شيء. تحدث كسوف الشمس مرتين إلى خمس مرات في السنة ، وخمس مرات استثنائية ؛ كان هناك خمسة آخر في عام 1935 ، ولن يكون هناك خمسة مرة أخرى حتى عام 2206. يبلغ متوسط ​​عدد الكسوف الكلي للشمس في القرن 66 للأرض ككل.

أعداد كسوف الشمس التي حدثت أو من المتوقع حدوثها خلال القرن العشرين إلى القرن الخامس والعشرين هي:


• 1901-2000: 228 كسوفًا ، 145 منها كانت مركزية (أي كلي أو حلقي) ؛

• 2001–2100: 224 كسوف ، 144 مركزيا ؛

• 2101–2200: 235 كسوفًا ، 151 مركزيًا ؛

• 2201-2300: 248 كسوف ، 156 مركز ؛

• 2301-2400: 248 كسوف ، 160 مركزية ؛

• 2401-2500: 237 كسوف ، 153 مركزي.


قد لا تشهد أي نقطة على الأرض في المتوسط ​​أكثر من كسوف كلي للشمس في غضون ثلاثة إلى أربعة قرون. الوضع مختلف تمامًا بالنسبة للكسوف القمري. يمكن للمراقب المتبقي في نفس المكان (ومنح سماء صافية) أن يرى 19 أو 20 خسوفًا على سطح القمر في 18 عامًا. خلال تلك الفترة ، يمكن رؤية ثلاث أو أربع خسوف كلي وستة أو سبع كسوف جزئي من البداية إلى النهاية ، وخمس خسوف كلي وأربعة أو خمس كسوف جزئية مرئية على الأقل جزئيًا. يمكن حساب جميع هذه الأرقام من هندسة الكسوف. يمكن أن يستمر الكسوف القمري الكلي لمدة ساعة وثلاثة أرباعه ، ولكن بالنسبة إلى إجمالي كسوف الشمس الكلي ، فإن أقصى مدة إجمالية للكسوف 71/2 دقيقة فقط. ينتج هذا الاختلاف عن حقيقة أن قطر القمر أصغر بكثير من امتداد ظل الأرض على مسافة القمر من الأرض ، ولكن القمر يمكن أن يكون أكبر بقليل في حجمه الظاهر من الشمس.


دورات الكسوف


يحدث كسوف الشمس والقمر عند القمر الجديد والقمر ، على التوالي ، بحيث تكون الفترة الزمنية الأساسية التي ينطوي عليها حدوث الكسوف هي الشهر السينودسي - أي الفاصل الزمني بين الأقمار الجديدة المتتالية ، كما يُرى من الأرض.

لا يحدث الكسوف الشمسي عند كل قمر جديد ، ولا يحدث خسوف القمر عند كل قمر كامل ، لأن الطائرة المدارية للقمر تميل إلى مسير الشمس ، وهو مستوى مدار الأرض حول الشمس. الزاوية بين الطائرات حوالي 5 درجات ؛ وبالتالي ، يمكن للقمر أن يمر فوق الشمس أو تحتها. يُسمى خط تقاطع الطائرات بخط العقد ، وهو النقطتان اللتان يتقاطع فيهما مدار القمر مع مستوى مسير الشمس.


العقدة الصاعدة هي النقطة التي يعبر فيها القمر مسير الشمس من الجنوب إلى الشمال ، والعقدة الهابطة هي حيث تعبر من الشمال إلى الجنوب. تتحرك العقد على طول مسير الشمس من الشرق إلى الغرب كما تُرى من الأرض ، لتكمل ثورة في 18.6 عامًا. تستغرق ثورة القمر من عقدة واحدة إلى نفس العقدة مرة أخرى (تسمى الشهر الوحشي 27.212220 يومًا) وقتًا أقل إلى حد ما من ثورة من القمر الجديد إلى القمر الجديد (الشهر السينودسي ، 29.530589 يومًا). لكي يحدث كسوف الشمس أو القمر ، يجب أن يكون القمر بالقرب من إحدى عقد مداره. وبالتالي فإن الشهر الوحشي هو الفترة الأساسية الأخرى للكسوف.


ينتج عن الرنين بين هاتين الفترتين فاصل يسمى ساروس ، وبعد ذلك يعود القمر والشمس تقريبًا إلى نفس المواضع النسبية. وقد عرف البابليون القدماء الساروس. يتألف من 223 شهرًا مجمعيًا - أي 6.585.321124 يومًا أو 241.9986 شهرًا دراسيًا. هذه القيمة الأخيرة هي تقريبًا عدد صحيح ، لذا فإن القمر الجديد في نفس الموضع تقريبًا (أي قريب جدًا من العقدة) في بداية ونهاية ساروس. يستمر ساروس 18 عامًا 111/3 يومًا أو 18 عامًا 101/3 يومًا إذا كانت خمس سنوات كبيسة تقع ضمن هذه الفترة. وبالتالي ، عادة ما يكون هناك تشابه وثيق بين الخسوف والكسوف الذي يحدث قبل 18 عامًا و 11 يومًا قبل ذلك أو بعده.


نظرًا لأن التاريخ يختلف بحوالي 11 يومًا فقط في السنة التقويمية ، فإن خطوط العرض على الأرض للكسوفين ستكون تقريبًا ، كما هو الحال مع الأحجام النسبية الظاهرة للشمس والقمر. تضم فترة saros أيضًا 238.992 شهرًا غير طبيعي ، ومرة ​​أخرى تقريبًا عدد صحيح. في شهر واحد غير طبيعي ، يصف القمر مداره من الحضيض إلى الحضيض ، النقطة التي يكون فيها أقرب مكان إلى الأرض. وبالتالي ، فإن مسافة القمر من الأرض هي نفسها بعد عدد كامل من الأشهر الشاذة وتقريباً نفسها بعد saros واحد. وبالتالي فإن فترة saros مفيدة للغاية للتنبؤ بالكسوفين الشمسي والقمري.


بسبب اليوم الثالث الإضافي (وبالتالي ثماني ساعات إضافية من دوران الأرض) في ساروس ، يتكرر الكسوف في كل مرة تقريبًا على مسافة 120 درجة غربًا على سطح الأرض. يتكرر خط الطول بعد ثلاثة أنواع من السارس ، أو 54 عامًا وحوالي شهر.

هناك تحول منتظم على الأرض إلى الشمال أو إلى الجنوب من مسارات الكسوف المتتالية من ساروس إلى آخر. الكسوف الذي يحدث عندما يكون القمر بالقرب من عقدة الصعود إلى الجنوب. تلك التي تحدث عندما تكون بالقرب من العقدة الهابطة تتحول إلى الشمال. تبدأ سلسلة من حالات الخسوف في أحد أقطاب الأرض وتنتهي عند الآخر.


تستمر سلسلة saros ما بين 1،226 و 1550 عامًا وتتألف من 69 إلى 87 كسوفًا. مع انتهاء السلسلة القديمة ، تبدأ سلاسل جديدة ؛ حوالي 42 من هذه السلسلة قيد التقدم في أي وقت.

يتم فصل سلسلتين متتاليتين من saros عن طريق inex ، وهي فترة 29 سنة ناقص 20 يومًا - أي 358 شهرًا مجمعيًا - وبعد ذلك يأتي القمر الجديد من عقدة إلى العقدة المقابلة. تستمر مجموعة من فترات inex حوالي 23000 سنة ، مع حوالي 70 مجموعة تتعايش في وقت واحد ، كل مجموعة تضم في المتوسط ​​780 كسوفًا. جميع الدورات الأخرى في الكسوف هي مجموعات من saros و inex.


التنبؤ وحساب الخسوف الشمسي والقمري


يمكن تقسيم المشكلة إلى قسمين. الأول هو معرفة متى سيحدث الكسوف ، والآخر لتحديد متى وأين سيكون مرئيًا.

لهذا الغرض ، من المناسب أولاً اعتبار الأرض ثابتة وأننا نفترض أن مراقبًا ينظر من مركزها. لهذا المراقب ، المسمى O في شكل المجال السماوي ، تظهر الشمس والقمر مسقطة على المجال السماوي. في حين يبدو أن هذا المجال يدور يوميًا ، وفقًا لقياس مواقع النجوم ، حول المحور PP ′ (محور دوران الأرض) ، يبدو أن قرص الشمس ، S ، يسير ببطء على طول الدائرة الكبرى EE ′ (الكسوف) ، صنع ثورة كاملة في عام واحد. في نفس الوقت ، يسافر قرص القمر ، M ، على طول مسار الدائرة العظمى الخاص به ، LL ′ ، مرة واحدة خلال شهر قمري. الأقطار الزاوية لأقراص الشمس والقمر ، S و M ، كل منهما حوالي 0.5 درجة ولكنها تختلف قليلاً.


كل شهر ، سيتخطى قرص القمر الذي يتحرك على مساره ، LL ′ ، الشمس التي تتحرك ببطء أكثر مرة واحدة ، في لحظة القمر الجديد. عادةً ما يمر قرص القمر فوق قرص الشمس أو تحته. يؤدي التداخل بين الاثنين إلى كسوف للشمس ، والذي يمكن أن يحدث فقط عندما يحدث القمر الجديد في نفس الوقت الذي تكون فيه الشمس بالقرب من العقدة الصاعدة أو العقدة الهابطة ، [nodeascnd] و [nodedescd] ، على التوالي ، من القمر يدور في مدار. نظرًا لأن العقد متباعدة بمقدار 180 درجة ، تحدث الكسوف في ما يسمى بمواسم الكسوف ، بفصل ستة أشهر.


في شكل الكرة السماوية ، يظهر إسقاط ظلمة الأرض كقرص ، U ، على مسافة مدار القمر. عند تلك المسافة ، ينحرف قرص الظل بزاوية حوالي 1.4 درجة ؛ يقع مركزها دائمًا مقابل قرص الشمس ويسافر على طول مسير الشمس ، EE ′. يحدث خسوف القمر كلما تداخل قرص الظل مع قرص القمر ؛ يحدث هذا فقط عندما يكون قرص الظل بالقرب من إحدى العقد وتكون الشمس بالقرب من العقدة المقابلة.


وبالتالي فإن مرور الشمس عبر العقد القمرية هو الوقت الحرج للكسوف الشمسي والقمري. طائرة مسار القمر ، LL ′ ، ليست ثابتة ، وتتحرك عقده ببطء على طول مسير الشمس في الاتجاه الذي تشير إليه الأسهم ، مما يجعل ثورة كاملة في حوالي 19 عامًا. الفاصل الزمني بين ممرين متتاليين للشمس عبر إحدى العقد يسمى كسوفًا للشمس ، وبما أن عقدة القمر تتحرك حتى تلتقي بالشمس المتقدمة ، فإن هذا الفاصل الزمني يقل بحوالي 18.6 يومًا عن سنة استوائية (أو عادية) .


في شكل العقدة الصاعدة للقمر ، تم تصوير هذه المنطقة كما تُرى من مركز الكرة السماوية وتظهر بشكل كبير. يتم الحفاظ على العقدة ثابتة ، وتظهر الحركات الواضحة للشمس والقمر (الجزء العلوي من الشكل) بالنسبة للعقدة. بالنسبة للمراقب على الأرض في مركز الكرة ، سيسافر قرص الشمس على طول مسير الشمس ، EE disk ، وقرص القمر على طول المسار المحدد ، LL ′. الشمس بعيدة جدًا مقارنة بحجم الأرض لدرجة أنه من جميع الأماكن على سطح الأرض ، تُرى الشمس تقريبًا في نفس الموضع الذي ستكون عليه من المركز ذاته. من ناحية أخرى ، فإن القمر قريب نسبيًا ، وبالتالي يختلف موقعه المتوقع على الكرة السماوية باختلاف أماكن المراقبة على الأرض. في الواقع ، قد يتم إزاحته بقدر 1 درجة من الموقع الذي يتم رؤيته فيه من مركز الأرض. إذا تم تكبير نصف قطر قرص القمر بمقدار 1 درجة ، يتم الحصول على "دائرة القمر" C ، والتي تحتوي على جميع المواضع المحتملة لقرص القمر التي يمكن رؤيتها من أي مكان على الأرض. على العكس ، إذا تم وضع أي قرص بحجم القمر داخل دائرة القمر هذه ، فهناك مكان على الأرض يُرى منه القمر في ذلك الموضع.


تبعا لذلك ، يحدث كسوف للشمس في مكان ما على الأرض كلما تجاوز القمر الشمس في وضع يجعل دائرة القمر ، C ، تمر فوق قرص الشمس ؛ عندما تكون الأخيرة مغطاة بالكامل بدائرة القمر ، سيكون الكسوف كليًا أو حلقيًا. من الجزء العلوي من شكل العقدة الصاعدة للقمر ، من الواضح أن كسوف الشمس سيحدث إذا حدث قمر جديد أثناء انتقال الشمس من الموضع S1 إلى الموضع S4. هذه الفترة هي موسم الكسوف. تبدأ قبل 19 يومًا من مرور الشمس عبر العقدة القمرية وتنتهي بعد ذلك بـ 19 يومًا. هناك موسمان كاملان للكسوف ، أحدهما في كل عقدة ، خلال سنة تقويمية. نظرًا لوجود قمر جديد كل شهر ، يحدث خسوف شمسي واحد على الأقل ، وأحيانًا اثنين ، خلال كل موسم كسوف. من الممكن حدوث كسوف الشمس الخامس خلال السنة التقويمية لأن جزءًا من موسم الخسوف الثالث قد يحدث في بداية يناير أو في نهاية ديسمبر.


يوضح الجزء السفلي من شكل العقدة الصاعدة للقمر الحالة اللازمة لكسوف القمر. إذا حدث اكتمال القمر في غضون 13 يومًا من مرور الشمس عبر العقدة القمرية - وبالتالي من القرص المظلي للأرض ، U ، عبر العقدة المقابلة - فسيتم كسوف القمر. (في الشكل يمر القرص المظلي عبر العقدة الصاعدة.) ومعظم مواسم الكسوف ، ولكن ليس كلها ، ستحتوي أيضًا على خسوف القمر. عندما يقع موسمان خسوف وموسم جزئي جزئي في سنة تقويمية ، قد يكون هناك ثلاثة خسوف قمرية في تلك السنة. من الواضح أن كسوف الشمس أكثر تكرارًا من كسوف القمر. ومع ذلك ، يمكن رؤية الكسوف الشمسي من منطقة محدودة جدًا من الأرض ، في حين أن الخسوف القمري مرئي من نصف الكرة الأرضية بالكامل.


خلال الكسوف الشمسي ، تكتسح مخاريط الظل umbra و penumbra للقمر عبر وجه الأرض (انظر شكل كسوف الشمس) ، بينما تدور الأرض في نفس الوقت على محورها. داخل منطقة ضيقة مغطاة بالظل ، يكون الكسوف الكلي. يكون الكسوف جزئيًا داخل المنطقة المحيطة الأوسع التي يغطيها الظليل.


توفر الفصائل الفلكية ، أو الجداول ، التي يتم نشرها سنويًا للسنة المقبلة خرائط تتتبع مسارات الكسوف الأكثر أهمية بتفصيل كبير ، بالإضافة إلى بيانات لحساب دقيق لأوقات الاتصال في أي مكان رصد على الأرض. يتم إجراء العمليات الحسابية قبل بضع سنوات في وقت الأرض (TT) ، والذي يتم تحديده من خلال الحركة المدارية للأرض والكواكب الأخرى. في وقت الكسوف ، يتم التصحيح إلى التوقيت العالمي (UT) ، والذي يتم تحديده من خلال دوران الأرض وليس غير منتظم بدقة.

أجهزة الكمبيوتر الحديثة تجعل من الممكن التنبؤ بالكسوف الشمسي قبل عدة سنوات بدقة عالية. من خلال نفس الطرق الحسابية ، يمكن "توقع الخسوف إلى الوراء" في الوقت المناسب. كان لتوليد الأوقات ومواقع المراقبة للكسوف القديم قيمة في البحث التاريخي والعلمي (انظر أدناه الكسوف في التاريخ).



أبحاث الطاقة الشمسية


خلال كسوف كلي للشمس ، عندما غطى القمر القرص المرئي الرائع للشمس بالكامل ، تم الكشف عن الغلاف الخارجي الواسع الخافت للشمس ، والمعروف باسم الاكليل. قبل هذا الحدث مباشرة ، يظهر الغلاف الصفيحي ، وهو طبقة حمراء ساطعة رقيقة في الغلاف الجوي السفلي ، لبضع ثوان على حافة قرص الشمس. ثم ، مع اختفاء الغلاف الصخري ، تقفز الاكليل إلى الرؤية. يمكن رؤية اللافتات الإكليلية البيضاء اللؤلؤية بعيدًا عن القرص المظلم للقمر ، وأحيانًا إلى مسافة عدة أضعاف نصف قطر الشمس. عندما يصبح الهالة مرئية ، يمكن لعلماء الفلك مراقبة تفاصيلها وتسجيلها.


نظرًا لأن الاكليل أضعف بمليون مرة من قرص الشمس ، فلا يمكن رؤيته بدون مساعدة في وضح النهار. في عام 1930 ، اخترع الفلكي الفرنسي برنار ليو التاج ، وهو تلسكوب متخصص ينتج كسوفًا اصطناعيًا للشمس. استطاع علماء الفلك بعد ذلك دراسة الهالة في أي يوم عندما لم يكن الهالة ، الحلقة المضيئة حول الشمس المكونة من ضوء متناثر بواسطة جزيئات في الغلاف الجوي للأرض ، مشرقة بشكل خاص. ومع ذلك ، فإن سماء النهار بالقرب من الشمس تكون أكثر قتامة على الأقل ألف مرة خلال الكسوف الكلي من غير ذلك. لذلك ، استمر الكسوف الكلي في توفير أفضل الفرص لدراسة الغلاف الجوي الخارجي للشمس حتى منتصف السبعينيات ، عندما أصبحت مراصد الصواريخ تحت المدارية والأقمار الصناعية متاحة.


تتمتع المراصد في الفضاء بالعديد من المزايا المهمة على الأدوات السطحية ، كونها محصنة ضد الطقس والسماء الساطعة وفوق التأثيرات المشوهة والمرشحة لغلاف الأرض. من ناحية أخرى ، فهي باهظة الثمن وتتطلب سنوات من التطوير والبناء. بالمقارنة ، فإن رحلة كسوف الشمس - إنشاء محطة مراقبة مؤقتة في مسار إجمالي الكسوف القادم - رخيصة نسبيًا ومرنة للغاية في التصميم. لذلك ، على الرغم من قيودها ، تستمر الملاحظات السطحية للكسوف الشمسي الكلي في لعب دور في جمع المعرفة الجديدة حول الشمس.


من بين العديد من التطورات المهمة التي تم إجراؤها خلال الكسوف الكلي السابق ، يمكن أن تكون ثلاثة من أبرزها بمثابة أمثلة - اكتشاف عنصر الهيليوم ، والدعم التجريبي للنظرية النسبية العامة ، واكتشاف أن هالة الشمس ساخنة للغاية.


اكتشاف الهيليوم


في عام 1868 ، أثناء مراقبة الكسوف الذي مر مساره الكلي عبر الهند ، لاحظ الفلكي الفرنسي بيير جانسن خطًا أصفرًا مشرقًا في طيف البروز الشمسي ، وهو سحابة مشرقة من الغاز المتأين الساخن يمتد إلى الهالة. لاحظ يانسن أن الطول الموجي للخط الأصفر كان أقصر بقليل من طول خط الصوديوم المعروف ، وأبلغ نتائجه إلى عالم الفلك البريطاني جوزيف نورمان لوكيير ، الذي غاب عن الخسوف. تمكن لوكير ، باستخدام مخطط طيفي قوي جديد في جامعة كامبريدج ، من مراقبة الخط الأصفر في مكان بارز خارج كسوف الشمس. على الرغم من المحاولات العديدة ، فشل في تحديد الخط مع أي عنصر معروف على الأرض وخلص أخيرًا إلى أنه يتوافق مع عنصر جديد ، أطلق عليه اسم الهيليوم ، من الكلمة اليونانية للشمس. لم يتم اكتشاف الهيليوم على الأرض حتى عام 1895.


دعم النظرية النسبية العامة


بعد فترة وجيزة من نشر نظرية النسبية العامة لألبرت أينشتاين في عام 1916 ، استعد العلماء لإجراء عدد من الاختبارات التجريبية للتحقق من تنبؤات مختلفة للنظرية أو دحضها. كان أحد التنبؤات هو أن الخطوط المظلمة (الامتصاصية) المعروفة بخطوط فراونهوفر في طيف ضوء الشمس يجب أن تتحول إلى اللون الأحمر (أي تحولت إلى أطوال موجية أطول) بمقدار دقيق بسبب مجال جاذبية الشمس. فشل علماء الفلك في البداية في العثور على هذا التحول ، لذلك في عام 1918 كانت صحة النظرية العامة لا تزال موضع شك.


تنبأت النظرية العامة أيضًا بأن شعاع الضوء المنبعث من نجم بعيد ويمر بالقرب من الشمس يجب أن ينحرف بمقدار يمكن قياسه بواسطة جاذبية الشمس. إذا كان الشعاع يرعى فقط حافة الشمس ، فيجب أن يكون الانحراف الزاوي 1.75 ثانية قوسية ، ويجب أن ينحرف الانحراف بما يتناسب مع مسافة الشعاع من حافة الشمس. (للمقارنة ، يبلغ متوسط ​​القطر الشمسي 1،922 ثانية قوسية.) اقترح آينشتاين أنه يجب على الفلكيين مراقبة هذا التأثير عند كسوف كلي كاختبار آخر لنظريته.

وقد واجه الفلكيون البريطانيون ، بمن فيهم آرثر إدينجتون ، التحدي. قاموا بتنظيم بعثتين لمراقبة الدقائق الخمس الكلية التي يوفرها كسوف 29 مايو 1919 ، واحدة في سوبرال ، البرازيل ، والأخرى في جزيرة برينسيبي ، قبالة الساحل الأفريقي. حصل علماء الفلك من سوبرالر على سلسلة من الصور على ألواح زجاجية للنجوم حول الشمس في منتصف الإجمالي. صورت البعثة أيضًا النجوم نفسها التي ظهرت خلال الكسوف ولكن دون وجود الشمس. بمقارنة المواقع النسبية للنجوم على مجموعتين من الصفائح ، حصل الفلكيون على رقم 1.98 ثانية قوسية لانحراف ضوء النجوم على حافة القرص الشمسي. واجهت البعثة إلى برينسيب ، بقيادة إدينجتون ، غيومًا خلال الكسوف وتمكنت من تصوير أربع نجوم فقط على خمس لوحات. من هذه ، استخلص Eddington تقديرًا يبلغ 1.61 ثانية قوسية للانحراف عند حافة الشمس. كانت النتائج المجمعة من البعثتين قريبة بما فيه الكفاية من 1.75 ثانية قوسية متوقعة لدعم نظرية آينشتاين ولكن ليس لتأسيسها دون قيد أو شرط. ومع ذلك ، كان لديهم جاذبية شعبية هائلة وساعدوا في تأسيس أينشتاين كأحد علماء الفيزياء في عصره.


تم إجراء العديد من المحاولات لتحسين دقة هذه الطريقة النجمية ، ولكن بنجاح محدود. ومع ذلك ، في عام 1974 ، لاحظ علماء الفلك في المرصد الوطني الأمريكي لعلم الفلك ثلاثة أشباه نجوم تقع في خط مستقيم في السماء وتحجبها الشمس في وقت ما خلال العام. الإشعاع من هذه المصادر الراديوية انحرف عن الشمس بنفس طريقة ضوء النجوم. كان مقياس التداخل اللاسلكي الخاص بهم قادرًا على دقة زاوية أعلى بكثير مما يسمح به التصوير الفوتوغرافي ، وكانت نتيجتهم النهائية في حدود 1 في المائة من التنبؤ بالنظرية العامة.


درجة حرارة الاكليل


حوالي عام 1930 ، قام الفلكي الألماني والتر غروتريان بفحص أطياف الهالة الشمسية التي حصل عليها في كسوف كلي. لاحظ أنه على الرغم من أن الضوء التاجي له نفس توزيع الألوان من الضوء من السطح الشمسي - الغلاف الضوئي - فإنه يفتقر إلى خطوط الامتصاص التي لوحظت في الضوء الضوئي. افترض جروتريان أن الضوء الإكليلي يتكون من ضوء كروي ضوئي مشتت نحو الأرض بواسطة إلكترونات حرة في الاكليل. لمراعاة نقص خطوط الامتصاص في الضوء التاجي ، كان يجب أن تتحرك هذه الإلكترونات الحرة بسرعات عالية جدًا ؛ أي أن الإكليل يجب أن يكون حارًا جدًا.


جاء دليل ثانٍ من بعض الخطوط المضيئة الغريبة في طيف الإكليل. نظرًا لأن الخطوط المماثلة الموجودة في أطياف السدم الغازية بين النجوم (انظر السديم) قد ثبت أنها تنبعث من الأكسجين المتأين والنيتروجين في ظروف ذات كثافة غاز منخفضة للغاية ودرجة حرارة عالية ، تكهن جروتريان بأن الخطوط الإكليلية الساطعة قد يكون لها أصل مشابه. كتب إلى بينغت إدلين ، الفيزيائي السويدي الذي كان يدرس أطياف العناصر في درجات حرارة عالية جدًا. من خلال البيانات الذرية التي قدمها إيدلين ، تمكن Grotrian من التنبؤ بأطوال موجات اثنين من أقوى الخطوط الإكليلية ، بما في ذلك خط يمكن إنتاجه فقط من الحديد المتأين عند درجة حرارة حوالي مليون كلفن (K). مع إظهار Grotrian الطريق ، تمكن Edlén في النهاية من تحديد غالبية العشرات من الخطوط الإكليلية المعروفة مع العناصر الأرضية مثل السيليكون والكالسيوم والحديد. تنبعث كل هذه الخطوط فقط عند درجات حرارة مليون كلفن أو أكثر. يطلق عليها "ممنوع" لأنه ، وفقًا لقواعد ميكانيكا الكم ، فإن التحولات الذرية من حالات الطاقة الأعلى إلى المنخفضة المسؤولة عن الخطوط لها احتمال ضئيل فقط للظهور في ظروف المختبر العادية.


منذ عمل Grotrian و Edlén ، علم الفلكيون أن بعض أجزاء الهالة الطبيعية يمكن أن تصل إلى درجات حرارة تصل إلى ثلاثة أو أربعة ملايين كلفن. وبالمقارنة ، فإن درجة حرارة الغلاف الضوئي تبلغ 6000 كلفن فقط. لأن الحرارة لا يمكن أن تتدفق تلقائيًا من برودة إلى أكثر حرارة المناطق ، بعض العملية غير المعروفة ، يجب أن تحافظ على درجة حرارة الإكليل. على الرغم من أن الفلكيين بحثوا عن هذه العملية لعقود ، إلا أنهم لم يحددوها بعد بشكل إيجابي. لا تزال العديد من التحقيقات في الهالة تحدث خلال الظروف المثالية لكسوف كلي للشمس.


البحث القمري


يمكن للكسوف القمري أن يعطي معلومات حول تبريد تربة القمر عندما تتم إزالة إشعاع الشمس فجأة وبالتالي حول توصيل التربة للحرارة وهيكلها. تنخفض شدة الأشعة تحت الحمراء والإشعاعية ذات الطول الموجي الراديوي من القمر بشكل أبطأ من انبعاث الضوء المرئي أثناء الكسوف لأنها تنبعث من تحت السطح ، وتشير القياسات إلى مدى اختراق الأنواع المختلفة من الإشعاع للتربة القمرية. تظهر ملاحظات الأشعة تحت الحمراء أنه في العديد من "النقاط المضيئة" تحتفظ التربة بحرارتها لفترة أطول بكثير من المناطق المحيطة بها.


بسبب غياب الغلاف الجوي القمري ، يتعرض سطح القمر الصلب لكثافة كاملة من الأشعة فوق البنفسجية والجسيمات من الشمس ، والتي قد تؤدي إلى تألق في بعض المواد الصخرية. أعطت الملاحظات خلال الكسوف القمري نتائج إيجابية لهذه الظاهرة ، مع ظهور مناطق مشرقة غير طبيعية في الأجزاء المظلمة من الكسوف للقمر.


عبور الزئبق والزهرة


يحدث عبور الزئبق أو الزهرة عبر وجه الشمس ، كما يُرى من الأرض ، عند اقتران أدنى ، عندما يقع الكوكب بين الشمس والأرض. نظرًا لأن مدارات كلا الكواكب ، مثل مدار القمر ، تميل إلى مسير الشمس ، عادةً ما تمر هذه الكواكب فوق أو تحت الشمس (انظر أعلاه دورات الكسوف). أيضًا ، مثل مدار القمر ، يتقاطع مدار كل كوكب مع مستوى مسير الشمس في نقطتين تسمى العقد ؛ إذا حدث الاقتران السفلي في الوقت الذي يكون فيه الكوكب بالقرب من العقدة ، يمكن أن يحدث عبور الشمس.


بالنسبة لعطارد ، تحدث هذه الأوقات حول 8 مايو و 10 نوفمبر. تحدث عمليات عبور نوفمبر على فترات 7 أو 13 أو 33 عامًا ، بينما تحدث عبور مايو فقط في الفترتين الأخيرتين. في المتوسط ​​، يعبر عطارد الشمس حوالي 13 مرة في القرن. في عبور عطارد الذي حدث في 15 نوفمبر 1999 ، رعى الكوكب للتو حافة الشمس. ساتل المنطقة الانتقالية و Coronal Explorer (TRACE) ، المرصد الشمسي الذي يدور حول الأرض والذي تم إطلاقه في عام 1998 ، سجل الحدث في عدة أطوال موجية (انظر الصورة). يبلغ قياس قرص الزئبق الداكن حوالي 10 ثوانٍ قوسية ، مقارنة بقطر الشمس البالغ 1.922 ثانية قوسية. حدثت عمليات النقل الأخيرة لعطارد في 7 مايو 2003 و 8 نوفمبر 2006 ، وسيحدث التالي في 9 مايو 2016 و 11 نوفمبر 2019 و 13 نوفمبر 2032. لا يمكن للمراقبين رؤية قرص عطارد الصغير ضد الشمس بدون بعض شكل من أشكال التكبير.


تحدث عبور كوكب الزهرة في عقده في ديسمبر ويونيو وعادة ما تتبع نمط تكرار 8 و 121 و 8 و 105 سنوات قبل البدء من جديد. بعد عبور 9 ديسمبر 1874 و 6 ديسمبر 1882 ، انتظر العالم 121 عامًا حتى 8 يونيو 2004 ، لحدوث العبور التالي ثم ثماني سنوات للمرحلة التالية في 5-6 يونيو 2012. عمليات العبور التالية سيحدث في 11 ديسمبر 2117 و 8 ديسمبر 2125. على عكس عبور عطارد ، يمكن مشاهدة عبور الزهرة دون تكبير من خلال مرشح داكن مناسب أو كصورة معروضة على شاشة من خلال عدسة ذات ثقب.


كانت مراقبة عبور كوكب الزهرة ذات أهمية كبيرة لعلماء الفلك في القرنين الثامن عشر والتاسع عشر ، لأن التوقيت الدقيق للأحداث سمح بقياس دقيق للمسافة بين الزهرة والأرض. سمحت هذه المسافة بدورها بحساب المسافة بين الأرض والشمس ، وتسمى الوحدة الفلكية ، وكذلك المسافات إلى الشمس لجميع الكواكب الأخرى. لمزيد من المناقشات التفصيلية حول هذا الموضوع.


الغيبيات


القمر يحدث كل الأجسام في السماء في حزام بعرض 10 درجات متمركز حول مسير الشمس خلال فترة حوالي تسع سنوات. مبدئيًا ، كان الهدف الأساسي لعلماء الفلك بملاحظة انحرافات النجوم القمرية هو تحسين بارامترات مدار القمر. مع ظهور التلسكوبات الكبيرة والإلكترونيات السريعة ، وجدت الغيوم القمرية تطبيقًا في قياس أقطار الزوايا النجمية ، وكشف مغلفات الغبار حول النجوم ، ومجموعة متنوعة من الدراسات الأخرى.


تُستخدم عمليات الغيوم القمرية على نطاق واسع لتحديد الأقطار الزاوية للنجوم العملاقة الباردة مثل أنتاريس والديباران. يمكن تحقيق دقة الزاوية لبضعة آلاف من أجزاء القوس الثانية. عندما يصبح النجم محجوبًا ، ينحرف ضوءه حول الحافة الحادة للقمر وينتج إشارة تذبذبية مميزة. من خلال مدة وشكل الإشارة ، يمكن لعلماء الفلك اشتقاق القطر ودرجة حرارة السطح الفعالة للنجم. هذا الحدث سريع للغاية ، يدوم بضع ثوان فقط ، بحيث يتم التخلص من أي تشويه بسبب الغلاف الجوي للأرض (وميض ، أو التلألؤ) ، وهو ما يعد ميزة على الطريقة البديلة لقياس التداخل البصري. يبدو أن أقطار بعض النجوم المحددة بهذه الطريقة تختلف في الوقت ، كما لو أن النجوم تنبض ببطء.


كما كشفت عمليات الغيوم القمرية عن قذائف الغبار حول النجوم وساعدت في تحديد شكلها وبنيتها. إحدى فئات النجوم التي درست بهذه الطريقة هي نجوم Wolf-Rayet - وهي النجوم الضخمة الضخمة التي تنفخ غلافًا سميكًا من المواد من سطحها في الرياح النجمية عندما تقترب من نهاية حياتهم. بالإضافة إلى ذلك ، فإن الغيوم القمرية مفيدة لاكتشاف النجوم الثنائية ، ويتم إجراء مسوحات منهجية للسماء لهذا الغرض.


يمكن القول إن التطبيق الأكثر شهرة للانحباس القمري حدث في عام 1962 ، عندما استخدم الفلكي البريطاني سيريل هازارد وزملاؤه تلسكوب باركس الراديوي في أستراليا لتحسين قياسات المواقع في سماء مصادر الراديو المفهرسة التي لم يتم تحديدها بأي نجوم أو مجرات معروفة. . لتحسين دقة المواقع ، قام هازارد بتوقيف مصادر المصادر بواسطة القمر. تبين أن أحد مصادر الراديو المعينة 3C 273 يتكون من مصدرين يفصل بينهما 19.5 ثانية قوسية. أشارت الإشارة من أحد المكونات إلى أنه يمكن أن يكون نجمًا ، ولكن لديه نوع من الطيف الراديوي لم يسبق له مثيل من قبل. في العام التالي حدد عالم الفلك الأمريكي مارتن شميدت نجمًا بقوة 12 في الموقع الدقيق لهذا المصدر الراديوي وحصل على طيفه. أظهر الطيف أن المصدر كان ينحسر بنسبة 15 في المائة من سرعة الضوء وبالتالي كان بعيدًا جدًا. في الواقع ، حلت هازارد موقع أول مصدر راديو شبه نجمي معروف ، أو الكوازار.


جميع الكواكب الرئيسية وأقمارها تحجب النجوم في مساراتها ، ويمكن لهذه الغيبيات أن تنتج أحيانًا معلومات عن الأجواء الكوكبية. على سبيل المثال ، تم الاستدلال على الاختلافات بمرور الوقت في جو بلوتو من الغيوم النجمية. في بعض الأحيان ، ينتج الغموض النجمي مفاجأة مذهلة ، كما حدث في 10 مارس 1977 ، عندما كان من المتوقع أن يمر الكوكب أورانوس بين الأرض ونجم مشرق. وقد لاحظ هذا الحدث العديد من فرق الفلكيين ، الذين كانوا يأملون في الحصول على تقدير دقيق لقطر الكوكب من بياناتهم. بشكل غير متوقع ، ومع ذلك ، تم حجب الضوء من النجم لفترة وجيزة عدة مرات قبل وبعد قرص أورانوس أحاط به. وخلص إلى أن التغييرات القصيرة في سطوع النجم كانت بسبب وجود نظام من الحلقات لم يلاحظه أحد حول أورانوس ، يشبه إلى حد ما حلقات زحل.


الكويكبات ، مثل الأقمار والكواكب ، النجوم الغامضة وهي تدور حول الشمس. من خلال تحديد توقيت اختفاء النجم وعودة ظهوره عندما يعبره كويكب من موقعين أو أكثر على الأرض ، يمكن لعلماء الفلك تحديد حجم الكويكب وشكله. في العصر الحديث تعاونت مجموعة كبيرة من العلماء المحترفين والهواة في التنبؤ بمثل هذه الغيبيات ومراقبتها. على سبيل المثال ، في 19 يناير 1991 ، قام المراقبون في تسعة مواقع في جميع أنحاء الولايات المتحدة بتوقيت توقيت النجم من قبل كليوباترا ، كويكب الحزام الرئيسي. حددت التوقيتات تسعة حبال مختلفة عبر الكويكب ، والتي رسم منها مخطط تقريبي للكويكب ، مما يدل على أن شكل السيجار ممدود.


كسوف النجوم الثنائية


قدر علماء الفلك أن أكثر من نصف النجوم في مجرة ​​درب التبانة أعضاء في نظام نجوم مزدوج أو أكثر تعقيدًا. معظمها بعيد جدًا عن الأرض بحيث لا يمكن حل النجوم الفردية. في النجم المزدوج ، أو النظام الثنائي (انظر النجم الثنائي) ، تجذب كل نجمة الأخرى الجاذبية والمدارات حول نقطة فريدة ، وهي مركز كتلة الزوج. إذا كانت الطائرة في مداراتها تقع على حافة الأرض ، فسوف يُرى كل نجم يتفوق على الآخر بمجرد كل فترة مدارية. يُعرف مثل هذا النظام ثنائي كسوف.


في النظام الثنائي الكسوف ، يختلف إجمالي كمية الضوء بشكل دوري ؛ ولهذا السبب يطلق عليه بدلاً من ذلك اسم النجم المتغير الكسوف. إن منحنى الضوء لثنائي الكسوف - أي مؤامرة تغيرات سطوعه بمرور الوقت - يكون له حد أدنى عميق عندما يتم حجب النجم الساطع وأدنى ضحل عندما يتم حجب النجم الخافت. كان النجم المتغير Algol ، أو Beta Persei ، أول ثنائي كسوف يتم التعرف عليه على هذا النحو.


إن ثنائيات الكسوف هي المصادر الرئيسية للمعلومات حول كتل النجوم ونصف قطرها. يمكن أن ينتج عن التحليل الكامل لمنحنى الضوء نصف قطر النجوم (بوحدات فصلها) ؛ الخصائص المدارية مثل الانحراف ، والاتجاه في الفضاء ، والميل فيما يتعلق بالأرض ؛ وحتى درجات حرارة سطح النجوم. يتعلق قانون كيبلر الثالث بالفترة المدارية ، وفصل النجوم ، ومجموع كتلها. من ملاحظات التحولات الدورية للخطوط الطيفية لكل نجم بسبب حركة النجم نحو الأرض أو بعيدًا عنها (تأثير دوبلر) ، يمكن للفلكيين تحديد السرعة على طول خط رؤية كل نجم في مداره. ثم تتبع نسبة الكتل النجمية من سرعاتها. مع مجموع ونسبة الكتل الموجودة ، يمكن تحديد كلتا الكتل.


كشفت دراسات كسوف الثنائيات تفاصيل هيكلية غير متوقعة وتغيرات مرتبطة بالوقت في النجوم المكونة. تتحول بعض النجوم إلى نقاط نجوم مظلمة ، على سبيل المثال ، مشابهة لبقع الشمس الموجودة على الشمس ولكنها أكبر بكثير منها.

تشتعل النجوم الأخرى في السطوع مع تبادل الكتلة من مكون إلى آخر. يدور الدوران السريع لبعض النجوم أشكالها إلى بيضاوي الشكل. حتى الظاهرة الشمسية المعروفة منذ فترة طويلة من سواد الأطراف ، الانخفاض التدريجي في السطوع من المركز إلى حافة قرص الشمس ، تم اكتشافه في النجوم المكونة لثنائيات الكسوف.


Zeta Aurigae هو نموذج أولي لفئة من الثنائيات الكسوف تتكون من نجم عملاق رائع ونجم أزرق حار. على الرغم من أن الغلاف الجوي العملاق كبير بما يكفي للوصول إلى مدار كوكب الزهرة وكان النجم الذي حل محل الشمس في النظام الشمسي ، إلا أنه نادر للغاية. عندما يمر النجم الأزرق خلف العملاق لأول مرة ، لا ينطفئ ضوءه بالكامل ولكنه ينتقل من خلال الغلاف الجوي العملاق لهذا العملاق ، والذي يعدل خصائص الضوء. وبالتالي ، يعمل النجم الأزرق بمثابة مسبار لجو العملاق. من خلال تحليل

أطياف النجمين مجتمعة ، يمكن لعلماء الفلك تحديد درجة حرارة الغلاف الجوي العملاق وكثافته وتكوينه


Beta Lyrae هو النموذج الأولي لفئة أخرى من كسوف الثنائيات ، حيث يتم تضمين نجم واحد في حلقة أو قرص من المواد التي سحبها من النجم الآخر. النجم لديه ضعف كتلة الشمس ؛ النجم المرافق هو أكثر خفوتًا ، على الرغم من أنه يحتوي على كتلة تبلغ حوالي 12 Suns. هذا الثنائي متغير للغاية ، ويظهر علامات على أن الكتلة تتصاعد من نجمة إلى أخرى بمعدل خمس كتل أرضية في السنة. يبدو أن هذا التبادل للكتلة تسبب في زيادة في الفترة المدارية ، من 12.89 يومًا في عام .1784

الكسوف في التاريخ


غالبًا ما تكون كسوف الشمس والقمر مذهلة تمامًا ، وفي العصور القديمة والوسطى تم تسجيلها بشكل متكرر باعتبارها نذرًا - عادة من الكارثة. لذلك ، ليس من المستغرب أن يتم ذكر العديد من هذه الأحداث في التاريخ والأدب وكذلك في الكتابات الفلكية.

يوجد أكثر من 1000 سجل كسوف فردي من أجزاء مختلفة من العالم القديم والعصور الوسطى. تنشأ معظم الملاحظات القديمة المعروفة لهذه الظواهر من ثلاث دول فقط: الصين ، بابل ، واليونان. يبدو أنه لا توجد سجلات كسوف نجت من مصر القديمة أو الهند ، على سبيل المثال. في حين أن جميع الحسابات البابلية تقتصر تقريبًا على الرسائل الفلكية ، فإن تلك من الصين واليونان موجودة في الأعمال التاريخية والأدبية أيضًا.


ومع ذلك ، فإن أقرب ملاحظة موثوقة هي من أوغاريت كسوف كلي للشمس حدث في 3 مارس 1223 قبل الميلاد. يعود أول سجل آشوري إلى وقت لاحق ، 15 يونيو 763 قبل الميلاد. ومنذ ذلك الحين ، تم الحفاظ على العديد من الملاحظات البابلية والصينية. يُلاحظ الكسوف أحيانًا في الكتابات الأوروبية الباقية من العصور المظلمة (على سبيل المثال ، في أعمال الأسقف القرن الخامس هيداتيوس واللاهوتي والمؤرخ في القرن الثامن سانت بيد الجليل). ومع ذلك ، خلال هذه الفترة استمر الصينيون فقط في مراقبة وإبلاغ مثل هذه الأحداث على أساس منتظم. استمرت السجلات الصينية في النمط التقليدي دون انقطاع تقريبًا في العصر الحديث.


تم تسجيل العديد من حالات الخسوف بعناية من قبل علماء الفلك في بغداد والقاهرة بين حوالي 800 و 1000 م. أيضًا بعد حوالي 800 ، بدأ كل من المعلقين الأوروبيين والعرب في تضمين رواياتهم حسابات الكسوف والظواهر السماوية الرائعة الأخرى. استمرت بعض هذه السجلات حتى القرن السادس عشر وحتى وقت لاحق ، على الرغم من أن فترة الذروة كانت بين حوالي 1100 و 1400. حوالي 1450 ، بدأ علماء الفلك الأوروبيون في إجراء قياسات دقيقة إلى حد ما للوقت من النهار أو الليل عند حدوث الكسوف ، وانتشر هذا السعي بسرعة بعد اختراع التلسكوب. تقتصر هذه المناقشة على كسوف الملاحظات التي تم إجراؤها في فترة ما قبل التلسكوب.

تنقسم القيمة الحالية للسجلات القديمة والوسطى للكسوف إلى فئتين رئيسيتين: (1) التسلسل الزمني ، اعتمادًا بشكل أساسي على العلاقة بين الكسوف والحدث التاريخي الهام ، و (2) الفلكي ، وخاصة دراسة المدى الطويل الاختلافات في طول اليوم الشمسي المتوسط.


عادة ما تكون الشمس رائعة لدرجة أن المراقب العرضي من شأنه أن يتجاهل حالات الخسوف التي يتم فيها حجب أقل من 80 بالمائة من القرص الشمسي. فقط عندما يتم تغطية نسبة كبيرة من الشمس بواسطة القمر يصبح فقدان ضوء النهار ملحوظًا. وبالتالي ، من النادر العثور على مراجع للكسوف الجزئي الصغير في الأعمال الأدبية والتاريخية. في أوقات مختلفة ، أبلغ علماء الفلك في بابل ، والصين ، والأراضي العربية بشكل منتظم عن كسوف صغير الحجم ، لكن يقظتهم كانت مدعومة بقدرتهم على وضع توقعات تقريبية. وهكذا عرفوا تقريبًا متى يجب فحص الشمس. ينظر علماء الفلك العرب أحيانًا إلى الشمس عن طريق الانعكاس في الماء لتقليل سطوعها عند مشاهدة الكسوف. الفيلسوف والكاتب الروماني سينيكا (حوالي 4 قبل الميلاد - 65 م) ، من ناحية أخرى ، يروي أنه في وقته ، تم استخدام الملعب لهذا الغرض. ومع ذلك ، ليس من المعروف ما إذا كانت هذه المساعدات الاصطناعية قد استخدمت بانتظام.


عندما يغطي القمر نسبة كبيرة من الشمس ، تصبح السماء أكثر قتامة بشكل ملحوظ ، وقد تظهر النجوم. في تلك المناسبات النادرة التي تحجب فيها الشمس بأكملها ، قد يترك حدوث الظلام المفاجئ ، مصحوبًا بانخفاض واضح في درجة الحرارة ، انطباعًا عميقًا على شهود العيان. الكسوف الكلي أو شبه الكلي للشمس له أهمية زمنية خاصة. في المتوسط ​​، تحدث بشكل غير منتظم في أي مكان معين بحيث إذا كان من الممكن تحديد تاريخ مثل هذا الحدث بالوسائل التاريخية في غضون عقد أو عقدين ، فقد يكون من الممكن تحديد تاريخ دقيق عن طريق الحساب الفلكي.


القمر حتى عندما يكون ممتلئًا أكثر خفوتًا من الشمس ، وبالتالي فإن الخسوف القمري بحجم صغير جدًا يكون مرئيًا إلى حد ما للعين المجردة. يتم تسجيل كل من حالات التعتيم الجزئي والكامل في التاريخ بتردد مماثل تقريبًا. مع حدوث الكسوف الكلي للقمر في كثير من الأحيان (كل سنتين أو ثلاث سنوات في المتوسط ​​في مكان معين) ، فهي أقل أهمية كرونولوجية من نظيراتها الشمسية. ومع ذلك ، هناك العديد من الاستثناءات البارزة ، كما هو موضح أدناه.


استخدامات الكسوف لأغراض كرونولوجية


تم ذكر العديد من الأمثلة على قيمة الكسوف في التسلسل الزمني أعلاه بشكل عابر. لا يوجد نظام مواعدة واحد مستخدم بشكل مستمر منذ العصور القديمة ، على الرغم من أن البعض ، مثل الأولمبياد ، استمر لعدة قرون. تم التعبير عن التواريخ بشكل متكرر من حيث عهد الملك ؛ تم تسمية السنوات أيضًا بعد المسؤولين الذين تم حفظ قوائمهم (على سبيل المثال ، السجل الآشوري المذكور أعلاه). في مثل هذه الحالات ، من المهم أن تكون قادرًا على مساواة سنوات معينة محددة على هذا النحو مع سنوات قبل العصر المسيحي (BCE). يمكن إجراء هذه المراسلات كلما تم تحديد تاريخ الكسوف في سجل قديم.


في هذا الصدد ، للكسوف مزايا واضحة على الظواهر السماوية الأخرى مثل المذنبات: بالإضافة إلى تسجيلها بشكل متكرر في التاريخ ، يمكن حساب تواريخ حدوثها بالضبط.

يمكن تأكيد التسلسل الزمني الصيني بدقة من خلال الكسوف من القرن الثامن قبل الميلاد (خلال سلالة تشو) فصاعدًا. يشير سجل Chunqiu ، المذكور أعلاه ، إلى حدوث 36 كسوفًا شمسيًا بين 722 و 481 قبل الميلاد - وهي أول سلسلة على قيد الحياة من عمليات رصد كسوف الشمس من أي جزء من العالم. توضح السجلات تاريخ كل حدث بالشكل التالي: سنة المسطرة والشهر القمري ويوم دورة الستين يومًا. يمكن تحديد ما يصل إلى 32 من الكسوف المذكورة في Chunqiu من خلال الحسابات الحديثة. الأخطاء في الشهر القمري المسجل (التي لا تصل عادةً إلى أكثر من شهر واحد) شائعة إلى حد ما ، ولكن كل من السنة واليوم المسجل للدورة الجنسية يكون دائمًا صحيحًا.


التسلسل الزمني لقائمة الملوك لبطليموس - التي تعطي السلسلة البابلية من 747 إلى 539 قبل الميلاد ، والسلسلة الفارسية من 538 إلى 324 قبل الميلاد ، وسلسلة الإسكندرية من 323 إلى 30 قبل الميلاد ، والمسلسل الروماني من 30 قبل الميلاد فصاعدًا - الكسوف. إن كسوف 763 قبل الميلاد ، المسجل في الآشوري ، يجعل من الممكن نقل التسلسل الزمني بشكل مؤكد خلال الفترة التي يغطيها هذا القانون المسمى إلى 910 قبل الميلاد. الكسوف التي تم تحديدها والتي تم تسجيلها تحت القناصل الرومانيين المسماة تعود إلى 217 قبل الميلاد. يمكن استخدام الخسوف القمري الذي شوهد في بيدنا في مقدونيا في 21 يونيو 168 قبل الميلاد ، والكسوف الشمسي الذي لوحظ في روما في 14 مارس 190 قبل الميلاد ، لتحديد أشهر في التقويم الروماني في السنة الطبيعية. علاوة على ذلك ، يساعد الكسوف في بعض الأحيان على تحديد التواريخ الدقيقة لسلسلة من الأحداث ، مثل تلك المرتبطة بالكارثة الأثينية في سيراكيوز في 413 قبل الميلاد.


تشير النصوص الفلكية البابلية المتأخرة أحيانًا إلى أحداث تاريخية رئيسية ، على سبيل المثال ، التواريخ التي مات فيها زركسيس والإسكندر الأكبر. لتوضيح إمكانات هذه المادة لأغراض التسلسل الزمني ، يمكن تحديد تاريخ وفاة Xerxes بدقة بالرجوع إلى الكسوف. على جهاز لوحي يسرد الخسوف القمري على فترات 18 سنة يحدث الإعلان الموجز التالي بين سجلين كسوف: "الشهر الخامس ، اليوم 14 [؟] ، قتل زركسيس على يد ابنه". لسوء الحظ ، فإن العلامة المسمارية ليوم الشهر تالفة ، ويمكن أن تكون القراءة الصالحة أي شيء من 14 إلى 18. السنة مفقودة ، ولكن يمكن استنتاجها من تسلسل 18 عامًا مثل 465 قبل الميلاد. يتم تأكيد هذا التحديد عن طريق حساب تواريخ الخسوفين اللذين حدثا في نفس العام الذي توفي فيه زركسيس. حدث أولها عندما كان القمر في كوكبة القوس ، بينما حدث الثاني في اليوم الرابع عشر من الشهر القمري الثامن. لسنوات عديدة قبل وبعد 465 قبل الميلاد ، لا يمكن العثور على مثل هذا المزيج من الكسوف. يحدث فقط في 465 قبل الميلاد نفسها. التواريخ المستدرجة للكسوفين هي 5 يونيو و 30 نوفمبر من ذلك العام. إن ذكر شهر سداسي بين الأقواس على نفس الجهاز اللوحي يمكّن من تحديد تاريخ وفاة زركسيس في وقت ما بين 4 و 8 أغسطس في 465 قبل الميلاد.


استخدامات الكسوف لأغراض فلكية


تعد عمليات رصد الكسوف القديمة والعصور الوسطى ذات قيمة عالية في التحقيق في الاختلافات طويلة المدى في طول اليوم. استنتج المحققون الأوائل مثل عالم الفلك الإنجليزي إدموند هالي من ملاحظات الكسوف أن حركة القمر كانت عرضة للتسارع. ومع ذلك ، لم يتم إثبات ذلك بشكل قاطع حتى عام 1939 (من قبل الفلكي البريطاني هارولد سبنسر جونز) أن جزءًا فقط من هذا التسارع كان حقيقيًا. كان الباقي واضحًا وكان نتيجة لممارسة قياس الوقت نسبة إلى وحدة غير موحدة ، وهي دوران الأرض. يسمى الوقت المحدد بهذه الطريقة بالتوقيت العالمي. لأغراض فلكية ، من الأفضل استخدام إطار زمني ثابت مثل التوقيت الأرضي (الخلف الحديث لوقت التقويم الفلكي) - مُحدد بواسطة حركة الشمس والقمر والكواكب.


من المعروف أن احتكاك المد والجزر القمري والشمسي ، الذي يحدث بشكل خاص في بحار الأرض ومحيطاتها ، مسؤول الآن عن انخفاض تدريجي في معدل الدوران الأرضي. بصرف النظر عن إبطاء دوران الأرض ، ينتج المد والجزر القمري تأثيرًا تبادليًا على حركة القمر ، مما يتسبب في زيادة تدريجية في متوسط ​​مسافة القمر من الأرض (عند حوالي 3.8 سم [1.5 بوصة] في السنة) وما ينتج عن ذلك من تأخر حقيقي اقتراح. وبالتالي ، فإن طول الشهر يتزايد ببطء (حوالي 0.04 ثانية في القرن). (انظر أيضًا القمر: الخصائص الرئيسية لنظام الأرض والقمر.)


يمكن الآن إصلاح هذه التغييرات في مدار القمر بدقة من خلال مدى الليزر القمري ، ويبدو من المرجح أنها استمرت بمعدل ثابت بشكل أساسي لعدة قرون. ومع ذلك ، فإن تاريخ دوران الأرض معقد بسبب تأثيرات أصل غير قاتل ، ومن أجل الحصول على أقصى قدر من المعلومات ، من الضروري استخدام الملاحظات الحديثة والقديمة. تكشف الملاحظات التلسكوبية عن تقلبات في طول اليوم على مقاييس زمنية لعدة عقود ، وتُعزى هذه التقلبات بشكل رئيسي إلى التفاعلات بين النواة السائلة للأرض والغطاء الصلب المحيط بها. تشير الملاحظات القديمة والعصور الوسطى أيضًا إلى وجود اختلافات طويلة المدى ، والتي يمكن أن تنتج عن التعديلات في لحظة الجمود في الأرض الناتجة عن كل من الارتفاع المستمر للأرض التي تم تجميدها خلال العصر الجليدي البليستوسيني (الذي انتهى قبل حوالي 11،700 سنة ) والتغيرات في مستوى سطح البحر المرتبطة بتجميد وذوبان الجليد القطبي.


ساهمت سجلات كسوف الشمس الكبيرة المحفوظة في الأعمال الأدبية والتاريخية مساهمة مهمة في دراسة الاختلافات السابقة في معدل دوران الأرض. في السنوات الأخيرة ، جاءت التطورات الرئيسية أيضًا من تحليل التوقيتات القديمة والوسطى للكسوف القمري والشمسي من قبل علماء الفلك البابليين والصينيين والعرب. على الرغم من أن العديد من النصوص البابلية مجزأة ، إلا أنه يمكن الوصول إلى حوالي 120 توقيتًا صالحًا لاتصالات الكسوف (بما في ذلك القياسات في مراحل مختلفة من الكسوف نفسه). تعود هذه الملاحظات بشكل أساسي إلى ما بين حوالي 700 و 50 قبل الميلاد. وبالمقارنة ، يتم الحفاظ على عدد قليل من القياسات اليونانية المماثلة ، وهي أقل دقة. يتم الحفاظ على ما يقرب من 80 توقيتًا للكسوف من قبل علماء الفلك الصينيين في التاريخ الصيني. هذه من فترتين رئيسيتين: بين 400 و 600 م وبعد ذلك من 1000 إلى 1300. بالإضافة إلى ذلك ، يوجد حوالي 50 قياسًا لأوقات الكسوف من قبل علماء الفلك العرب في العصور الوسطى. هذه التواريخ من حوالي 800 إلى 1000 م ، وهي موجودة بشكل أساسي في جداول الحكيم التي جمعها ابن يونس حوالي 1005. للأسف ، هناك أوقات قليلة جدًا بين 50 قبل الميلاد و 400 م ومرة ​​أخرى من 600 إلى 800.


تشير حسابات المد والجزر إلى زيادة مطردة في طول اليوم الشمسي المتوسط ​​بحوالي 1/40 ثانية كل الألفية. تنتج الأسباب غير القاتلة آثارًا أصغر ، بشكل عام على عكس الاتجاه الرئيسي. على الرغم من أن معدل التغير في طول اليوم دقيق ، إلا أن فقدان الطاقة للأرض ضخم. في قياس التغيرات في معدل دوران الأرض ، يعد النطاق الزمني الطويل الذي تغطيه الملاحظات القديمة ميزة مهمة. لقد انقضى ما يقرب من مليون يوم ، كل أقصر هامشيًا مما هو عليه في الوقت الحاضر ، منذ إجراء أول عمليات رصد كسوف موثوقة ، حوالي 700 قبل الميلاد. مساهمة الزيادات الصغيرة الفردية هي تلخيصية. ونتيجة لذلك ، قد تكون حسابات الكسوف القديمة في الوقت الحاضر التي لا تسمح بأي زيادة في طول اليوم تصل إلى خمس أو ست ساعات قبل حدوث الوقت المرصود. في حالة كسوف الشمس الكلي ، قد يبدو أن مسار ظل القمر عبر سطح الأرض قد تشرد آلاف الكيلومترات.


تم توضيح تقنية استخدام الملاحظات القديمة للتحقيق في التغيرات في معدل دوران الأرض بشكل جيد من خلال كسوف كلي للشمس لاحظه علماء الفلك البابليون في تاريخ يقابل 15 أبريل 136 قبل الميلاد. يتم تسجيل هذا الحدث على قرصين تالفين ، وترجمته مركبة:


عند 24 درجة بعد شروق الشمس ، كان هناك كسوف للشمس بدأ في الجانب الجنوبي الغربي. بعد 18 درجة أصبح كليًا أنه كان هناك ليلة كاملة. كانت الزهرة وعطارد والنجوم الطبيعية مرئية. كان المشتري والمريخ ، اللذان كانا في فترة اختفائهما ، مرئيان في ذلك الكسوف. [الظل] انتقل من الجنوب الغربي إلى الشمال الشرقي. [الفاصل الزمني] 35 درجة للتعتيم والتصفية.


هذا حساب دقيق للغاية لكسوف كلي للشمس وهو إلى حد بعيد أفضل ما تم الحفاظ عليه من العالم القديم. كان البابليون قادرين على اكتشاف عدد من النجوم ، بالإضافة إلى أربعة كواكب ، خلال دقائق الظلام القليلة. تؤكد الحسابات الحديثة أن كوكب المشتري والمريخ قريبان جدًا من الشمس بحيث لا يمكن ملاحظتهما في الظروف العادية ؛ كان المشتري قريبًا جدًا من القرص الشمسي.

كما هو مذكور أعلاه ، تم التعبير عن فترات زمنية من قبل البابليين بالدرجات ، كل ما يعادل 4 دقائق من الوقت.


ومن ثم ، يتم تسجيل الكسوف في بداية 96 دقيقة بعد شروق الشمس (أو حوالي 7:10 صباحًا) ، ليصبح إجماليه بعد 72 دقيقة ويستمر من البداية إلى النهاية لمدة 140 دقيقة. العمليات الحسابية التي لا تسمح بتغييرات في طول اليوم تزيح مسار الكلي بعيدًا إلى الغرب وتدل ضمنيًا على أن هذا الكسوف بالكاد كان مرئيًا في بابل ، مع تغطية 15 في المائة فقط من الشمس. علاوة على ذلك ، يكون الوقت المحسوب للظهور حوالي الظهيرة وليس في الصباح الباكر - فرق 3.4 ساعات. من أجل الامتثال للسجل بشكل أفضل ، من الضروري أن نفترض أن طول اليوم قد زاد بنحو 1/30 ثانية في ألفي سنة متتالية أو نحو ذلك.


قام الفلكيون البابليون بتوقيف العديد من كسوف الشمس والقمر على حد سواء ، كما أن تحليل السجلات المتاحة يؤكد عن كثب النتيجة المذكورة أعلاه للتغيير في طول اليوم. على الرغم من أن جهاز التوقيت المستخدم من المحتمل أن يكون منخفض الدقة ، فقد تم إجراء العديد من عمليات رصد الكسوف بالقرب من اللحظات المرجعية لشروق الشمس أو غروبها. لهذه الفترات الزمنية التي تم قياسها ستكون قصيرة جدًا بحيث يمكن افتراض أن أخطاء الساعة صغيرة.


تتيح الملاحظات العربية والصينية العديدة للكسوف القمري والشمسي خلال العصور الوسطى إمكانية تتبع المزيد من الاختلافات في دوران الأرض. الملاحظات التالية للكسوف القمري في 17 سبتمبر 1019 ، التي أدلى بها البريوني في غزنة تشهد على جودة بعض هذه البيانات الحديثة:


عندما لاحظت ذلك ، كان ارتفاع Capella [Alpha Aurigae] فوق الأفق الشرقي أقل بقليل من 60 درجة عندما أصبح القطع عند حافة القمر المكتمل مرئيًا. كان ارتفاع سيريوس [ألفا كانيس ماجوريس] 17 درجة ، ثم درجة البروسيون [ألفا كانيس مينوريس] 22 درجة ، والديبران [ألفا توري] 63 درجة ، حيث يتم قياس جميع الارتفاعات من الأفق الشرقي.

اتفقت جميع القياسات النجمية الأربعة على أن الكسوف بدأ في حوالي الساعة 2:15 صباحًا ، ولكن الحسابات التي لا تسمح بأي تغيير في طول اليوم تشير إلى وقت بعد 0.5 ساعة تقريبًا. تكشف الملاحظات مثل هذه أن حوالي 1000 م طول اليوم كان حوالي 1/65 ثانية أقصر من الوقت الحاضر.


من خلال الجمع بين مختلف النتائج التي تم الحصول عليها من تحليل البيانات القديمة والوسطى ، من الممكن أن نوضح أنه على مدى 2700 سنة الماضية ، اختلف معدل الزيادة في طول اليوم بشكل ملحوظ. هذا يؤكد على أهمية الآثار غير القاتلة في إحداث تغييرات في معدل دوران الأرض. باختصار ، إن تاريخ دوران الأرض معقد للغاية.

2 عرض

© 2023 by The Artifact. Proudly created with Wix.com

This site was designed with the
.com
website builder. Create your website today.
Start Now