1.  ZAKRYCIA  GWIAZD  PRZEZ  KSIĘŻYC

 

1.1.  Podstawowe  wiadomości  o  zakryciach

 

 

Do  wykonania  obserwacji  zakryc  gwiazd  przez  Księżyc  niezbędne  są  dokładne  dane dotyczące  położenia  obserwatora  na  powierzchni  Ziemi  i  dostęp  do  służby  czasu. Zakrycia  gwiazd  możemy  podzielić  na  pięć  podstawowych  grup:

 

                           1. zakrycia  ciemnym  brzegiem (od  nowiu  do  pełni),

                           2. zakrycia  jasnym  brzegiem (od  pełni  do  nowiu),

                           3. zakrycia  brzegowe,    

                           4. odkrycia  przy  jasnym  brzegu  (od  nowiu  do  pełni),

                           5. odkrycia  przy  ciemnym  brzegu  (od  pełni  do  nowiu).

 

 

 

                          

                                    Rys.1.1.  Różne  konfiguracje  Księżyca  i  gwiazdy

 

 

Na  Rys.1.1.  strzałki  wskazują  kierunek  przesuwania  się  Księżyca  a  linia  ciągła  jest  torem  gwiazdy  względem  tarczy  Księżyca. Zdarza  się,  że  gwiazda  przemieszcza  się  nieomal  po  stycznej  do  tarczy  Księżyca  i  wówczas  mówimy  o  zakryciu  brzegowym. Powierzchnia  ziemskiego  satelity  jest  bardzo  nierówna  i  podczas  takich  zakryć  obserwujemy  serie  rozbłysków  i  przygasań  gwiazdy. Jest  to  spowodowane  jest  to  tym,  że  gwiazda  może  być  zakrywana  przez  poszczególne  szczyty  górskie. Czasami  zdarzają  się  zjawiska  zakrycia  gromad  gwiazd  -  wewnątrz   pasa,  w   którym  są  możliwe  zakrycia   znajdują  się  otwarte  gromady  Plejad  i  Hiad  z  gwiazdozbioru  Byka.

Maksymalny  czas  trwania  zakrycia  gwiazdy  wynosi  około  godziny  przy  torze  przechodzącym  przez  środek  tarczy  Księżyca  a  minimalny (dowolnie  mały)  obserwujemy  przy  zakryciach  brzegowych  (Rys.1.2.).

 

            

                                                  Rys.1.2.  Zakrycie  brzegowe.

 

 

1.2.Przewidywanie  zakryć

 

Dla  wyznaczenia  momentu  zakrycia,  oprócz  danych  o  położeniu  gwiazdy  i  Księżyca  należy  również   znać  odległość  od  obserwatora  do  Księżyca.  To  od  niej  zależy  średnica  kątowa  tarczy  a  więc  i  moment  zakrycia. (Rysunek  1.3.  obrazuje  różnice  średnicy  tarczy  Księżyca  w  perygeum  i  apogeum).       

 

 

                                                  

 

                             Rys.1.3.  Wygląd  tarczy  Księżyca  w  perygeum  i  apogeum.

 

 

Zjawisko  zakrycia  gwiazdy  przez  Księżyc  zachodzi  wówczas, gdy  kąt  pomiędzy  topocentrycznymi  wektorami  wskazującymi  kierunek  do  gwiazdy  i  do  Księżyca  jest   mniejszy  niż  chwilowy  promień  kątowy  tarczy  Księżyca.  Na  rysunku 1.4.  kąt  ten  oznaczono  przez  .

 

         

                                      Rys.1.4.  Zakrycie  gwiazdy  przez  Księżyc.

        

Geocentryczny  wektor  położenia  obserwatora  oznaczono  przez  G  a  heliocentryczne  położenie  Ziemi  i  Księżyca  odpowiednio  przez  E  i  Q.  Wektor  S  topocentryczny  kierunek  do  gwiazdy. Heliocentryczne  położenie  Ziemi  zmienia  się  z  powodu  ruchu  orbitalnego. Zmiany  wektora  Q  są  spowodowane  złożeniem  ruchu  orbitalnego  Ziemi  i  ruchu  orbitalnego  Księżyca.  Wektor  G  zmienia  się  na  skutek  rotacji  Ziemi  powodując  powstanie  zjawiska  paralaksy  dobowej.

Położenie  Księżyca  na  tle  gwiazd  może  różnić  się  znacznie  dla  obserwatorów znajdujących  się  w  dużej  odległości  od  siebie. Spowodowane  to  jest  zjawiskiem  paralaksy  dobowej (Rys.1.5.).

               

 

    Rys.1.5. Zakrycie  gwiazdy  obserwowane  przez  obserwatorów  z  różnych  miejsc  na  powierzchni   Ziemi. (Na podstawie Sky & Teleskope, 9/1997)

Na  powierzchni  Księżyca  istnieje  mnóstwo  nierówności  takich  jak  morza,  kratery  czy  pasma  górskie (Rys.1.6.). Aby  sprawdzic, czy  ich  wpływ  zmienia  w  sposób  zauważalny   wyliczony  moment  zakrycia,  należy  znać  prędkość  kątową  Księżyca  i  wysokość  kątową  szczytów  górskich  na   jego   powierzchni. Księżyc  wykonuje  jeden obrót  wokół  Ziemi (względem  gwiazd) w  czasie 27,3217 d (miesiąc  syderyczny)  z  prędkością  kątową  1,53  rad/s.  Łatwo  obliczyć,  że  kąt  pod  którym  widzimy  szczyt  górski  o  wysokości  1 km   to  1,49rad  (przy  założeniu,  że  odległość  do  Księżyca   wynosi  384 000 km). Stąd  wpływ  góry  o wysokości  1 km  na  moment  zakrycia  wynosi  maksymalnie  0,98 s,  jeśli  znajduje  się  ona  na  samym  skraju  tarczy, na  torze  gwiazdy.

 

 

 

 

              

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Rys.1.6. Księżyc. Zdjęcie  wykonane  w  Obserwatorium  Poznańskim  na  dwudziesto  centymetrowym  refraktorze  Zeiss'a (W.Dimitrow  i  P.Bartczak).

 

Promień  kątowy  Księżyca  zmienia  się  w zależności  od  kąta  pozycyjnego (kąt  pomiędzy  kierunkiem  z  środka  tarczy  do  bieguna  północnego  a  kierunkiem  do  gwiazdy  lub  szczytu  górskiego)  o  około  2".  Odpowiada  to  odchyleniom  od  poziomu  odniesienia  o  4 km (Rys.1.7.). Określenie  kształtu  figury  naturalnego  sateliity  Ziemi  to  jedno  z  najważniejszych  zadań  astrometrii  księżycowej. 

 

 

 

   wysokość  kątowa  wychyleń

               

                                                                                                                                             kąt  pozycyjny

 

    Rys.1.7. Nierówność  brzegu  Księżyca  z  dwóch  niezależnych  analiz

    (W.W.Podobed 1982).