Документ о мероприятии

ОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ МЕРОПРИЯТИЕ
Изменение атмосферных параметров во время
Полного солнечного затмения 2013 г.
Авторы:
○ Г-н Мигель Анхель Пио Хименес. Астроном из Института астрофизики
Канарских островов.
○ Доктор Мигель Серра-Рикар. Астроном из Института астрофизики Канарских
островов.
○ Г-н Хуан Карлос Касадо. Астрофотограф из tierrayestrellas.com, Барселона.
○ Доктор Лорэйн Ханлон. Астроном из Университетского колледжа, Дублин,
Ирландия.
○ Доктор Лучано Никастро. Астроном Национальный институт астрофизики,
IASF Болонья, Италия.
○ Доктор Давид Риччи. Астроном, Национальный институт астрофизики, IASF
Болонья.
Соавторы:
○ Доктор Элиана Палази. Астроном, Национальный институт астрофизики, IASF
Болонья.
○ Доктор Эмер O Бойл. Университетский колледж, Дублин, Ирландия.
1. Цель события
В этом упражнении мы будем изучать атмосферные изменения, а особенно изменения
температуры за счет уменьшения солнечного излучения, вызванного блокированием диска
Солнца Луной во время полного солнечного затмения. Для этого будет использоваться
метеостанция, расположенная в полосе полного солнечного затмения.
По окончанию упражнения вы сможете:
○ Описывать основную феноменологию затмений.
○ Объяснять базовые методы статистического анализа, и применять их для
расчета погрешности результатов.
○ Использовать web-инструмент GLORIA для определения тепловой инерции во
время солнечного затмения..
2. Инструменты
Для этой деятельности будет использоваться Метеостанция (Geonica Meteodata 2008CP, см
Рис. ниже 0) с датчиками измерения температуры (в диапазоне от -40ºC до +60ºC c ошибкой
= 0,1 ºC) и излучения Солнца (пиранометр, спектральный диапазон 305-2800 нм, диапазон
1
температур -40ºC до +80ºC, диапазон 0-2000 Вт/м2, погрешность 5%). Студенты будут иметь
доступ к живым данным или к базе архивных данных. Также будет доступен специальный вебинструмент для того, чтобы студенты могли осуществлять эту деятельность.
2
Рисунок 0: Метеостанция (Geonica Meteodata 2008CP) и датчики.
3. Природное явление
3.1 Что такое затмение ?
Во время затмения, вид небесного объекта для наблюдателя временно заблокирован
в связи с прсутствием другого промежуточного объекта. В дальнейшем мы будем
рассматривать затмения, происходящие в системе Солнце-Земля-Луна, где термин затмение
распространяется на два совершенно разных явления:
1. Солнечное затмение происходит тогда, когда Луна проходит между Солнцем
и Землёй так, что полностью или частично закрывает Солнце для наблюдателя с Земли.
Случается это только в новолуния и лишь тогда, когда Солнце, Луна и Земля выстраиваются
в идеальную линию. При полном затмении, как то, что будет в этот раз, солнечный диск
оказывается полностью закрыт Луной. При частном и кольцевом затмениях закрытой
оказывается лишь часть Солнца.
2. Лунное затмение происходит тогда, когда Луна входит непосредственно в тень
Земли. Это может произойти лишь тогда, когда Солнце, Земля и Луна выровнены точно или
очень близко, с Землей находящейся посередине. Следовательно, лунное затмение может
произойти только в полнолуние.
3.2 Условия, необходимые дла затмения
Большую часть времени Луна находится выше или ниже плоскости эклиптики
(плоскости, определяемой орбитой Земли вокруг Солнца). Для того чтобы произошло
затмение, Луна должна быть в плоскости эклиптики или очень близко к ней, и в фазе
новолуния (солнечное затмение) или полнолуния (лунное затмение).
3
Рисунок 1: Плоскость эклиптики и орбита Луны. "Критическая зона" - это полоса, в которой может
произойти затмение (схема от starryearth.com). "Лунная линия узловых точек" (Moon node) это линия,
соединяющая центр Земли с точкой, где орбита Луны пересекает плоскость эклиптики.
Условия, в которых могут происходить солнечные затмения появляются два или три
раза в год - каждые 173,31 дней - в так называемые сезоны затмений. Драконический год
(затменный год) - это время между двумя выравниваниями Солнца, Луны и Земли, и оно
составляет 346,62 дней. За это время проходят два сезона затмений.
Лунные линии орбитальных узлов (рис. 1) не имеют фиксированной ориентации, но
поворачиваются примерно на 20° в год, совершая один полный оборот за 18,6 лет. Это
означает, что периоды вермени, в которые происходят затмения каждый год меняются.
Например, в 2001 году затмения происходили в период с января по февраль, июнь-июль и
декабрь, затмения 2003 года были в мае и ноябре, а в 2006 году - в марте и сентябре. Такое
движение орбитальных узлов означает, что затмения происходят по всей эклиптике. Рисунок 2
показывает теневую и полутеневую зоны на Земле во время полного солнечного затмения.
4
Рисунок 2: Схема теневой и полутеневой зон на Земле во время солнечного
затмения.
3.3 Количество затмений в год
Минимальное число затмений, которые происходят каждый год, четыре - два
солнечных затмения и два лунных затмения.
Максимально возможное число затмений в году - семь, и это случается редко.
Возможны следующие комбинации:
●
●
●
●
5 солнечных затмений и 2 лунных затмения
5 лунных затмений и 2 солнечных затмения
4 солнечных затмения и 3 лунных затмения
4 лунных затмения и 3 солнечных затмения
3.4 Виды солнечных затмений
Существуют различные типы солнечных затмений, в первую очередь в зависимости от
длины тени Луны и расстояния между Луной и Землей. Они показаны на рис. 3.
1) Частичное затмение: Только лунная полутень достигает поверхности Земли (см.
рис 3, позиция С). Такие затмения всегда происходят на высоких широтах (север или юг).
2) Кольцеобразное затмение: Луна слишком далеко от Земли, чтобы лунная тень
могла полностью закрыть диск Солнца, но она все-таки блокирует большую часть солнечного
света, оставляя видимым лишь кольцо света (рис. 3, позиция B).
3) Полное затмение: В этом случае Луна достаточно близко к Земле для того чтобы
лунная полутень достигла Земли, полностью блокируя диск Солнца (рис. 3, позиция A).
5
Стоит отметить, что солнечные затмения видны на Земле только благоаря тому
удачному совпадению, что несколько раз в течение года угловые размеры Луны и Солнца
совпадают.
Сотни миллионов лет назад Луна была намного ближе к Земле и точно закрывала
Солнце, как мы можем сейчас наблюдать. Приливные силы аставляют орбиту Луны вокруг
Земли увеличиваться примерно на 3,8 см каждый год, и через чуть менее 1,4 млрд. лет
расстояние от Земли до Луны увеличится на 23 500 км. После этого Луна больше не будет
полностью покрывать диск Солнца для наблюдателя с Земли. Поэтому последнее полное
солнечное затмение на Земле произойдет приблизительно через 1,4 миллиард лет!
Рисунок 3: Схема демонстрирует типы затмений в зависимости от относительного положения Луны
по отношению к Земле. Когда Земля находится в области (А) видно полное солнечное затмение, в
положении (B) происходит кольцеобразное затмение, в то время как в (с) наблюдается частичное
затмение.
3.5 Как появляются затмения
Частичное затмение: Во время частичного затмения существует две точки касания.
Первая точка - это момент касания солнечного и лунного дисков, что знаменует собой начало
этого явления. В то время как Луна продолжает продвигаться по своей орбите, доля покрытия
солнечного диска увеличивается до максимума, после чего тень уходит с поверхности Земли и
6
полный диск снова становится видимым.
Величина затмения означает долю диаметра солнца, покрытого Луной (рис. 4).
Величина может быть выражена как в процентах, так и в десятичных дробях (60% или 0,60).
Термин "потемнение" относится к доле солнечной поверхности, покрытой Луной (рис. 4).
ОЧЕНЬ ВАЖНО обеспечить безопасность для глаз: Во время частичного затмения
Солнце все еще очень ярко, поэтому для наблюдений Солнца в этом случае необходимо
применять обычные меры безопасности.
Рисунок 4: Величина и затемнение солнечного затмения. Величина выражает скрытый
отрезок диаметра Солнца, в то время как затемнение - это доля поверхности Солнца,
находящяяся в тени.
Кольцеобразное затмение: Наблюдатели кольцеобразного затмения увидят четыре
момента касания солнечного и лунного дисков. Первое касание - это момент, когда видно
касание дисков. Медленно, в процессе, который занимает около полутора часов, лунный
диск полностью покрывает поверхность Солнца, и это называется вторым касанием. Тогда
начинается центральная или кольцеобразная фаза, с кульминацией в третьем касании
события. Этот этап может длиться до 12 минут 30 секунд. Четвертое касание относится к
концу затмения.
Полное затмение: У полного затмения также сущесвует четыре касания. Первое
касание и предыдущая стадия аналогичны тем, которые мы описали для кольцевого
затмения. Но сейчас, до второго касания наблюдатель увидит резкое изменение в свете. Такие
7
атмосферные параметры, как температура и относительная влажность также меняются.
Если наблюдатель находится на высоте, с хорошим видом далекого пейзажа, тень
Луны можно увидеть приближающейся к западному горизонту на высокой скорости. В момент
второго касания она производит алмазное кольцо, это яркость, которая проявляется в тот
момент, когда солнце практически полностью скрыто. Но прежде, чем последний луч солнца
исчезнет, из-за неровностей ландшфта края лунного диска можно будет увидеть светящиеся
фрагменты света, которые называются Чётками Бэйли (рис. 5). И вдруг появляется внешняя
атмосфера Солнца (солнечная корона) (рис. 6). В течение первых нескольких секунд
некоторые газы хромосферы Солнца проявляются в виде тонкой дуги насыщенного красного
цвета с яркими выступами. Они быстро исчезают по мере продвижения лунного диска (рис. 7).
Рисунок 5: Комбинированный снимок, на котором видно второе и третье
касание, Чётки Бейли, выпуклости и внутренняя корона во время солнечного
затмения 22 июля 2009 года в районе города Чунцин, Китай, из экспедиции
Shelios 2009 г. (Фото J.C. Casado / starryearth.com).
Солнечная корона (внешняя атмосфера Солнца) интенсивного жемчужно-белого цвета
обнаруживает структуры, которые повторяют топографию магнитного поля Солнца. Обычно
она не видна, потому что ее яркость в 100 000 раз менее интенсивна, чем свет самого Солнца.
В центре находится лунный диск, силуэт которого стал виден. Форма и яркость короны зависят
от того, где находится Солнце в своём 11-летнем цикле. В солнечном максимуме корона
имеет радиальную симметрию (рис. 6 справа), в то время как в минимуме корональные перья
асимметричны (рис. 6 слева).
8
3.6 Видимость и продолжительность
Полные солнечные затмения не являются такими необычные явления, как можно
подумать. Однако, так как тень Луны узкая, они видны только в относительно небольшой
полосе на поверхности Земли, и наблюдаются в конкретной точке на Земле, такой как
опреденный город, в среднем лишь раз в 375 лет. Поэтому необходимо отправляться
в далекие путешестия, чтобы прибыть в полосу полного затмения и стать свидетелем
всего события. В среднем, полное затмение длится около 3 минут с самой долгой
продолжительностью до 7 минут 30 секунд.
Рисунок 6: Слева. Изображение полного солнечного затмения 1 августа 2008 года из Новосибирска,
Россия из экспедиции Shelios 2008 г. Комбинация из 67 цифровых изображений, показывающих
длинные выбросы короны, удары, свечение Земли и звезды. Справа. Изображение полного
солнечного затмения 23 ноября 2003 г, снятое с борта самолета, летящего над Антарктидой в 2003 г.
во время экспедиции Shelios. Фото и обработка: J.C. Casado / starryearth.com.
9
Рисунок 7: Чётки Бейли и хромосфера солнца во время второго касания затмения 13 ноября
2012 г., наблюдаемого из Кэ́рнс, Австралия (фото J.C. Casado, gloria-project.eu).
3.6.1. Полное солнечное затмение 2013 года
Практически через год после полного солнечного затмения (последнее из них
состоялось 13 ноября 2012 года), 3 ноября 2013 года тень Луны коснется поверхности нашей
планеты еще раз. Это будет гибридное солнечное затмение, что означает, что в некоторых
местах полосы будет наблюдаться кольцеобразное затмение, в то время как в других местах
будет происходить полное затмение. Затмение 3 ноября начнется как кольцеобразное и
закончится как полное. Гибридное затмение 2013 г. будет видно в узкой полосе, которая
пересечет Северную Атлантику и Экваториальную Африку (см. рис. 8). Частичное затмение
можно будет наблюдать и из южной Европы. В Испании солнечный диск будет скрыт примерно
на 31% на Канарских островах, а в материковой части Испании затмение будет проходить
в диапазоне от 7 % на юге до 1% на севере. На юге Италии или Греции затмение составит,
соответственно, 5 % и 6%.
10
Рисунок 8: Полная полоса (фиолетовые линии) солнечного затмения 3 ноября 2013, как сообщает NASA.
Зеленая точка указывает, где будет максимальная продолжительность затмения. Точкой наблюдения
экспедиции будет восточный берег озера Туркана (национальный парк Sibiloi) на северо-востоке Кении.
GLORIA выбрала конечный пункт назначения для наблюдения
затмения, эта точка
находится на северо-востоке Кении на восточном берегу озера Туркана, на южной
окраине Национального парка Sibiloi (см. Рис. 9, детали полосы полного затмения от
NASA). Некоммерческая ассоциация Shelios (shelios.org) ответственна за теоретическую
и практическую организацию экспедиции (более подробную информацию смотрите на
shelios.com/sh2013b), она будет координироваться руководителем экспедиции, доктором
Мигель Серра-Рикар (астроном из Института астрофизики Канарских островов и управляющий
обсерватории Тейде).
11
Рисунок 9: Смотровая площадка экспедиции (G1). Синяя линия отмечает центр полосы полной фазы
затмения в то время как красные линии показывают северные и южные пределы полной фазы.
4. Осуществление
деятельности
4.1 Расчет теплового отклика атмосферы по измерениям атмосферы во
время полного солнечного затмения
Интересным эффектом, возникающим в ходе затмения, который более заметен во
время полного затмения, является уменьшение температуры окружающей среды за счет
уменьшения солнечного излучения или окружающей яркости (см. ссылку 8). Любопытно то, что
это явление происходит не мгновенно, когда солнце полностью покрыто (максимум затмения
или второе касание), но этот эффект происходит через какое-то время в диапазоне от 2 до 20
минут.
Эта задержка зависит от многих факторов, таких как времени суток, в которое
происходит затмение, наличия поблизости таких водоемов, как озеро, море или океан,
близость к лесистой местности и т.д., но её легко измерить. Нужно отметиить время, в которое
происходит минимальная интенсивность света, совпадающая с максимумом затмения (второе
касание), а также время, когда температура минимальна. Тепловая реакция атмосферы или
12
атмосферная тепловая инерция - это интервал времени между этими двумя минимумами.
Следующие упражнения (Метод 1 и Метод 2) могут быть использованы для оценки
тепловой реакции атмосферы.
Рисунок 10: Диаграмма падения солнечного излучения, или светимости (синий) и температуры
(желтый) в зависимости от времени, полученная во время кольцеобразного затмения,
произошедшего в октябре 2005 года.
4.2. Метод 1: Выстрел прямой
интенсивности излучения и температуры
наводкой.
Значения
давления,
Прямую трансляцию солнечного затмения 3 ноября 2013 года, как его будет видно
из Кении можно будет посмотреть на веб-сайте проекта GLORIA (live.gloria-project.eu).
Одновременно по параллельному Интернет-каналу можно будет отслеживать данные,
измеренные на метеостанции экспедиции. Студенты смогут записать значения температуры,
интенсивности солнечного излучения и давления воздуха, как если бы они находились
непосредственно перед метеостанцией и сами снимали эти показатели.
Интервал между измерениями должен быть периодическим и может быть установлен
студентом или преподавателем. Рекомендуется, чтобы интервал между двумя измерениями не
превышал 2 минуты и достигал 5 секунд при приближении к точке максимума затмения (второе
касание).
13
На Рис.10 показан пример полученных во кольцевого затмения 2005 г. данных об
излучении Солнца и температуры, где интервал измерений был переменным, когда на
начальном этапе данные снимались каждые 5 минут, потом каждую минуту и, наконец,
недалеко от максимальной точке затмения, каждые 20 секунд. Эта последовательность
измерений была повторена в обратноую сторону в течении второй половины затмения. Этот
тип измерений называется "динамической выборкой".
После снятия измерений студент может составить график зарегистрированных
значений для каждой из переменных по времени, используя любое программное обеспечение,
которое разрешает представление числовых данных (например, Excel, OpenOffice, LibreOffice,
Origin...), так, чтобы можно было проследить тенденцию по каждой из наблюдаемых
величин. Используйте эти графики, чтобы определить точное время достижения минимума
температуры и интенсивности солнечного излучения. Определяя разницу во времени между
этими значениями, может быть получено значение "атмосферный тепловой инерции ".
Для точного расчета минимума по данным может быть выполнен подбор
аппроксимирующей кривой. Преподаватель решит, следует ли поручать студентам
производить аппроксимацию кривой, т.к. эта тема не включена в данный учебный блок.
4.3 Метод 2: База данных
Во время трансляции этого события метеостанция будет периодически (примерно
каждые 5 секунд) сохранять значения каждой из вышеперечисленных переменных для того,
чтобы они быть доступны в любое время на сайте проекта GLORIA (www.gloria-project.eu).
Веб-инструмент (www.gloria-project.eu/eclipse-meteo/, рис. 11) был разработан для того, чтобы
предоставить возможность подробного изучения данных за любой промежуток времени.
Например, временные интервалы могут быть выбраны из различных моментов времени всего
периода затмения. Значения температуры и интенсивности излучения Солнца будут нанесены
на график наряду с ошибками этих значений. Интервал может быть изменен (приближен)
таким образом, чтобы появились более подробные данные для рассмотрения в конкретном
временном интервале для получения более точных минимальных значений интенсивности
излучения и температуры.
После выбора данных и создания графического представления, может быть
вычислена "атмосферная тепловая инерция" как и раньше.
14
Рисунок 11: Диаграмма падения солнечного излучения или света (синий) и температуры (желтый)
в зависимости от времени, полученная во время полного затмения, которое произошло 13 ноября
2012 года. Данные предоставлены с помощью веб интерфейса GLORIA (www.gloria-project.eu/
eclipse-meteo/). Разница во времени между минимумами температуры и света в этом случае
составила 573 секунды.
4.3. Погрешность измерений
Любое измерение физической величины, такой как температура, включает
погрешность, связанную с ней. Когда погрешность мала, или оценка не используется
в научных целях, она обычно опускается для простоты. Идеальным является то, когда
измерение дает как «точный», так и «безошибочный» результат. Под словом «точный» ученые
подразумевают, что измеренное значение близко к реальному (в пределах погрешности), а
термин «безошибочный» означает, что повторные измерения могут воспроизвести тот же
результат (опять же, в пределах ошибок).
Существуют два типа погрешностей в измерениях: "систематическая" и “случайная"
ошибка. Первая из них вызывает погрешности в измерении величины, и когда какое-то
количество отдельных измерений усредняется, окончательное значение существенно
отличается от настоящего значения измеряемого параметра, влияя на точность результата.
Существуют многочисленные причины систематических ошибок. Например, плохая
15
калибровка прибора, используемого для измерения (неправильная установка нуля). Они также
могут быть непостоянными, но связанными со значением другой переменной. Например,
металлическая линейка может изменить свою длину из-за изменения температуры в комнате.
Систематические ошибки иногда трудно обнаружить даже опытным исследователям, поэтому
мы не будем рассматривать их далее.
С другой стороны, случайные ошибки подчиняются законам статистики. Хотя их
обработка может быть очень сложной, основным правилом является то, что чем больше число
измерений переменной, тем меньше неопределенность измерения. Таким образом, точность
измерения может быть улучшена путем повторных измерений и применением некоторых
основных статистических данных.
Рассмотрим случай термометра и измерения температуры атмосферы. Когда
мы слышим о температуре воздуха из телевизионного прогноза погоды или читаем о ней в
газете, никаких упоминаний об ошибке значения или даже о том, взято ли значение из одного
измерения или из среднего от нескольких измерений, не приводится. Учитывая, что, как
правило, сообщаются целые значения,
(например, "температура в Мадриде сегодня
составила 30°C"), мы предполагаем, что "неопределенность" на изображении составляет ± 0,5
градуса. Это нормально для бытового использования такой информации. Однако, когда
измерение температуры используется в промышленных или научных целях, могут
потребоваться гораздо более точные измерения. Например, точность в 0,1 или даже 0,001
градус может быть необходима для посекундного контроля температуры в научном
эксперименте. Но в таком случае как определить ошибку каждого отдельного измерения, или
среднего значения измерений температуры, например, в течение одной минуты ?
Отдельное измерение: Предположим, что используется цифровой термометр, который
отображает температуру с двумя значениями после запятой (например, T=20.00 °C).
(Отдельно) "измеренная" температура 20°C в таком случае будет иметь погрешность в ± 0,01
градус. Поэтому измеренная температура записывается в виде 20,00 ± 0,01°C, что означает,
что фактическая температура, скорее всего, находится в диапазоне [19.99 - 20.01] °С.
Усреднение: Если мы сделаем много независимых измерений температуры, могут быть
применены
статистические методы для повышения точности измерений и понижена
ошибка измерения. Золотое правило гласит, что если мы сделаем N оценок температуры,
ошибка средней температуры будет уменьшена на квадратный корень из N по сравнению со
единичным измерением. Например, предположим, что существует 5 следующих измерений
температуры: 20.01 ± 0.01 °C; 20.01 ± 0.01 °C; 20.02 ± 0.01 °C; 19.98 ± 0.01 °C; 19.99 ± 0.01 °C.
Средняя температура является просто суммой значений, деленной на 5 (т.е. 20.002 °C).
Ошибка на это среднее значение составит
= 0.004 °C. Таким образом, сделав 5 отдельных
оценок температуры, ошибка уменьшается с 0,01 °С до 0,004 °С и окончательный результат
приводится как T=20.002 ± 0.004 °C.
Усреднение измерений со случайными (или "независимыми") ошибками, а это
означает, что ошибка в каждом измерении не связана каким-либо образом с другими,
уменьшает ошибки, как описано выше. Расчет окончательной погрешности осуществляется
с помощью закона распространения ошибки как “квадратный корень из суммы квадратов
ошибок”.
16
В большинстве случаев разумно предположить, что эти ошибки представляют собой
фиксированную долю от измеренных значений. Давайте назовем эту фракцию f. Тогда можно
упростить формулу следующим образом:
Например, для N = 16, дробная случайная погрешность снижается в 4 раза. Обратите
внимание, что это "правило суммы и разности". Это означает, что если операция выполняемая
на данных измерений - это скорее разница, а не сумма, ошибки все-таки объедяются, как
показано в приведенной выше формуле <Error> (т.е. ошибки не исчезают волшебным образом,
если вы берёте разницу двух величин, в которых есть погрешности, связанные с ними, чтобы
получить результат). Мы будем использовать эту концепцию в своей деятельности.
Ссылки
1. SERRA-RICART, M. et al. Eclipses. Tras la sombra de la Luna. Shelios, 2000.
Занимательная и красочная книга без потери строгости изложения, описывает
специальные экспедиции для наблюдения полных солнечных затмений.
2. GIL CHICA, F.J. Teoría de eclipses, ocultaciones y tránsitos. Alicante University, Murcia,
1996. Трактат по теории затмений и покрытий космическими объектами в целом. Это
книга, которая в подробностях обсуждает математический аспект этих явлений, что
требует глубоких знаний по математике.
Более популярная литература на эту тему на английском языке:
3. ESPENAK, F. Fifty Year Canon of Solar Eclipses : 1986-2035. NASA Reference Publication
1178. Sky Publishing Corporation, Cambridge (USA), 1987. Канон, или каталог ссылок,
составленный одним из лучших специалистов, Фредом Эспенаком, содержит данные
и карты для всех солнечных затмений с 1986 по 2035 г.г. с деталями и общей
информацией за период 1901-2100 гг .
4. ESPENAK, F. Fifty Year Canon of Lunar Eclipses : 1986-2035. NASA Reference Publication
1216. Sky Publishing Corporation, Cambridge (USA), 1987. Канон, содержащий все
данные и карты лунных затмений между 1986-2035 г.г. в деталях и общую информацию
за период 1901-2100 гг .
5. MEEUS, J. Elements of solar eclipses 1951-2200. Willmann-Bell, Inc, Richmond (USA).
Содержит элементы для 570 бесселианских затмений с 1951 по 2200. Формулы с
высокой точностью были разработаны Бюро долгот в Париже. Существует также
версия для данных с записанными элементами, но не для обычного использования,
поэтому он должен быть запрограммирован.
6. GUILLERMIER, P. y KOUTCHMY, S. Total Eclipses. Springer, 1999. Наука, наблюдения,
мифы и легенды о затмениях, особенно полных солнечных. Прекрасная книга для тех,
кто хочет узнать больше о затмениях и наблюдениях.
7. REYNOLDS, M.D. y SWEETSIR, R.A. Observe eclipses. Observe Astronomical League
Publications, Washington (USA), 1995.
Отличная просветительская работа для
визуальных наблюдений, охватывающая все аспекты знаний для любителя. Книга
17
может быть приобретена через издательство американского журнала Sky and
Telescope, издательской корпорации Sky Publishing Corporation.
8. JAY ANDERSON. Environment Canada. Weather, Volume 54, Issue 7, pages 207–215, July
1999. Журнал специализирующийся на публикации научных работ и ориентированный
на изучение атмосферы и климата.
И наконец, отметим техническое описание NASA, которое публикуется за восемнадцать
месяцев до каждого кольцеобразного или полного затмения. Собирайте карты, схемы,
прогнозы и информацию об общих и местных условиях затмения. За дополнительной
информацией обращайтесь к Фреду Эспенаку (Fred Espenak), NASA/GSFC, Code 693,
Greenbelt, MD 20771 (USA) или по e-mail: espenak@gsfc.nasa.gov
18