Czas uniwersalny (UT - Universal Time, GMT - Greenwich Mean Time) - astronomiczny, średni czas słoneczny na południku zerowym przechodzącym przez obserwatorium astronomiczne w angielskiej miejscowości (obecnie dzielnicy Londynu) - Greenwich (zdjęcie. Źrodło - Wikipedia). Czas uniwersalny został wprowadzony przez kanadyjskiego wynalazcę Sandforda Fleminga.

Koniunkcja (złączenie) to pozorne zbliżenie na nieboskłonie dwóch ciał niebieskich. W zasadzie do koniunkcji dochodzi wtedy, gdy trzy ciała niebieskie (w tym Ziemia wraz z obserwatorem) znajdują się w jednej linii, w praktyce jednak wiekszość obserwowanych koniunkcji to zbliżenia. Podczas zbliżenia obserwuje się dwa lub więcej ciał niebieskich w bliskim sąsiedztwie. Najczęściej obserwowane są zbliżenia Księżyca, jasnych gwiazd oraz planet.

Terminator to linia graniczna między zacienioną i oświetloną częścią powierzchni globu (np.: Planety, Księżyca). Linia terminatora dzieli glob na dwie półkule z których jedna doświadcza dnia, a druga nocy. W punkcie, leżącym w danym momencie na terminatorze ma miejsce wschód lub zachód Słońca.
W przypadku obserwacji Księżyca (jak również powierzchni każdego innego globu) terminator odgrywa ważną rolę. W jego okolicy bowiem wszystkie nierówności terenu rzucają długie cienie przez co powierzchnia staje się plastyczna. W związku z tym najlepszym okresem do obserwacji szczegółów powierzchni Księżyca jest moment, gdy, tam, gdzie się one znajdują, wschodzi lub zachodzi Słońce.

Jeżeli dwa ciała niebieskie znajdą się w jednej linii z Ziemią i znajdującym się na niej obserwatorem to dochodzi do jednego ze zjawisk w zależności od rodzaju i wzajemnych rozmiarów kątowych obu obserwowanych ciał.
Gdy większe ciało (np. Księżyc) zasłania w swej wędrówce na tle gwiazd mniejsze (np. planetę lub gwiazdę) to mówimy o zakryciu. Kiedy to mniejszy obiekt przechodzi na tle tarczy drugiego - większego zjawisko takie nazywamy tranzytem. Szczególnym rodzajem trazytu jest przejście Księżyca na tle tarczy słonecznej, czyli nic innego jak zaćmienie Słońca.

Możliwe do obserwacji z Ziemi tranzyty to przejścia Merkurego lub Wenus na tle Słońca, księżyców galileuszowych na tle Jowisza oraz tranzyty odbywające się w innych układach planetarnych. Szczególnie interesującymi zjawiskami są tranzyty Merkurego i Wenus na tle tarczy słonecznej. Niestety są one równie rzadkie, co interesujące. Tranzyty te wystepują parami, a odstępy między tranzytami Wenus wynoszą kolejno 8 lat, 105,5 roku, 8 lat, 121,5 roku. Poprzednie przejście Wenus nastąpiło 8 grudnia 1882 roku. Dzisiaj, w dniu gdy piszę te słowa mija właśnie 121 i pół roku od tamtej chwili. Po tegorocznym zjawisku znów nastąpi przerwa trwająca osiem ziemskich (trzynaście wenusjańskich) lat. W czerwcu 2012 roku będzie jeszcze szansa zobaczyć w Polsce początek tranzytu Wenus (nastąpi o zachodzie Słońca), ale następny (widoczny z Australii, Nowej Zelandii i Antarktydy w grudniu 2117 roku) jest już daleko poza zasięgiem życia naszego, a nawet naszych dzieci i wnuków.
Przyczyną takiej rzadkości tego zjawiska jest fakt, że orbita Wenus nie leży w tej samej płaszczyźnie co orbita Ziemi, w zwiazku z tym Wenus mija tarczę Słońca, przechodząc powyżej lub poniżej niej. Z analogicznego powodu zaćmienia Słońca nie zdarzają się co miesiąc.

Pierwsze tranzyty obu planet obserwowano dopiero w XVII wieku z uwagi na to, że takie obserwacje wymagają użycia lunety - szczególnie w przypadku tranzytu Merkurego oraz umiejętności precyzyjnego obliczenia momentu zjawiska i obszaru na powierzchni naszej planety, z którego będzie ono widoczne. W przeciwieństwie do Księżyca, tranzytu Merkurego czy Wenus nie można ot tak po prostu zauważyć z powodu ich małych rozmiarów kątowych. Średnica tarczy Wenus podczas tranzytu jest 30-krotnie mniejsza niż średnica tarczy Słońca w związku z czym blokuje ona około tysięcznej części jego światła. Ten fakt w połączeniu z rzadkością występowania zjawiska oraz oślepiającym blaskiem Słońca powoduje, że aby zaobserwować tranzyt trzeba go najpierw precyzyjnie przewidzieć. Pierwsza udokumentowana obserwacja tranzytu Wenus miała miejsce 4 grudnia 1639 roku. Był to drugi z pary tranzytów Wenus w XVII stuleciu. Pierwszego niestety nie udało się zaobserwować na skutek błędu w obliczeniach. Autorem najlepszych wówczas modeli ruchu planet był Johannes Kepler. Przewidział on tranzyt Merkurego 7 listopada oraz Wenus 7 grudnia 1631 roku. Przejście Merkurego rzeczywiście zaobserwowano natomiast tranzyt Wenus wbrew obliczeniom Keplera odbył się przed wschodem Słońca w Europie. Drugi tranzyt Wenus tejże pary w roku 1639 obliczył angielski pastor - Jeremiah Horrocks, a obserwacje prowadził wraz z przyjacielem Williamem Crabtree. Następna para przejść Wenus na tle Słońca nastąpiła 5 czerwca 1761 roku i 3 czerwca 1769 roku, a ostatnia 8 grudnia 1874 roku i 6 grudnia 1882 roku. Jak więc widać zjawisko tranzytu Wenus dane było ludzkości jak dotąd obserwować zaledwie 6 razy.

Cztery ostatnie tranzyty (1761, 1769, 1874, 1882) wykorzystano do wyznaczenia paralaksy Słońca i na tej podstawie obliczenia odległości Ziemia - Słońce, będącej podstawową jednostką odległości we wszechświecie. Dwaj uczeni: przewodniczący Amerykańskiej Komisji ds. Tranzytu - Simon Newcomb oraz dyrektor US Naval Observatory - William Harkness wyznaczyli pod koniec XIX wieku paralaksę Słońca na odpowiednio 8,79 i 8,809 sekundy.
Według pomiarów radarowych przeprowadzonych przez NASA sto lat później paralaksa słoneczna wynosi 8,79415 sekundy.

Jeszcze jedno znaczące odkrycie astronomiczne związane jest z przejściem Wenus. Jednym ze 176 naukowców obserwujących tranzyt 5 czerwca 1761 roku był rosyjski astronom - Michaił Łomonosow. Zaobserwował on między I i II kontaktem jasną obwódkę wokół czarnego dysku planety. Widoczna ona była zaledwie przez kilka minut i znikła jeszcze zanim planeta całkowicie „weszła” na tarczę Słońca. W ten sposób Michaił Łomonosow odkrył istnienie atmosfery na Wenus.

W roku 1826 francuski fizyk i wynalazca Joseph-Nicéphore Niepce otrzymał pierwszy trwały obraz fotograficzny na specjalnym asfalcie. Jego współpracownik - Louis Jacques Daguerre zmodyfikował i udoskonalił technikę utrwalania obrazów w latach 30-tych XIX wieku. Tak oto narodziła się fotografia, której poczatek datuję się na rok 1939.

W dniu wystąpienia pierwszego z ostatniej pary tranzytów (8 grudnia 1874) fotografia jeszcze raczkowała. astro/obrazy rejestrowano na mokrych bromowo-jodowych płytach. Nie przeszkodziło to jednak w pierwszym w historii zarejestrowaniu przejścia Wenus przed tarczą słoneczną, choć jakość większości tych zdjęć dyskwalifikowała je jako materiał naukowy.

Zaćmienie Słońca - opis wkrótce.

Zaćmienie Księżyca

Zjawisko, do którego dochodzi, gdy Ziemia znajdzie się między Słońcem, a Księżycem. Księżyc wtedy wchodzi w cień Ziemi. Zdarza się jednak, że Księżyc, mimo iż znajduje się po przeciwnej niż Słońce stronie Ziemi, nie wchodzi w jej cień. Jest to spowodowane faktem, że orbita Księżyca i płaszczyzna ekliptyki (orbita Ziemi wokół Słońca) nie leżą w jednej płaszczyźnie. Inklinacja Księżyca, czyli nachylenie płaszczyzny jego orbity w stosunku do płaszczyzny ekliptyki wynosi nieco ponad 5 st. W związku z tym Księżyc w swej drodze po orbicie wokół Ziemi przecina płaszczyznę ekliptyki w dwóch punktach zwanych węzłami. Warunkiem wystąpienia zaćmienia Księżyca jest znalezienie się naszego naturalnego satelity podczas pełni w okolicy węzła. W innym wypadku Księżyc przesuwa się ponad lub poniżej cienia Ziemi. Aby doszło do zaćmienia pełny Księżyc nie musi znajdować się dokładnie w węźle. Jest tu pewien margines polegający na tym, że cień Ziemi w odległości 385 tysięcy kilometrów jest około 2,5 raza większy niż Księżyc. Wyróżniamy trzy rodzaje zaćmień Księżyca:

Przebieg

Każde zaćmienie (również częściowe i całkowite) rozpoczyna się wejściem Księżyca w półcień Ziemi (P1 - pierwszy kontakt półcienia). Na tym etapie trudno zauważyć zmianę jego jasności. Następnie Księżyc zaczyna wchodzić w cień Ziemi (U1 - pierwszy kontakt cienia). Teraz różnica w jasności jest duża. Wyraźnie widać wędrówkę cienia przez tarczę Srebrnego Globu. Po około godzinie cały Ksieżyc wchodzi w cień (U2 - drugi kontakt cienia), ale nie znika zupełnie. Światło rozproszone w atmosferze ziemskiej padając na powierzchnię naszego naturalnego satelity zabarwia ją na czerwono. Jasność zaćmionego Księżyca jest różna - od jasnoczerwonej przez ceglastą do ciemno-brunatnej i zależy od aktywności słonecznej, stanu atmosfery ziemskiej, a także głębokości wejścia w cień. Czas trwania fazy zaćmienia całkowitego jest różny ale nie przekracza 1 godziny i 40 minut i kończy się gdy pierwsze promienie Słońca padną bezpośrednio na tarczę Księżyca (U3 - trzeci kontakt cienia). Teraz wszystko odbywa się w odwrotnym porządku. Cień wędruje odsłaniając stopniowo tarczę Księżyca. W momencie wyjścia Księżyca z cienia (U4 - czwarty kontakt cienia) dla większości obserwatorów - amatorów kończy się zaćmienie. Jednak dla Księżyca zaćmienie skończy się znów około godziny później gdy wyjdzie on z półcienia Ziemi (P2 - drugi kontakt półcienia).

Zaćmienia

Zaćmienia Księżyca widoczne z terenu Polski w latach 2008 - 2020: