Zákryty hvězd Měsícem

Zákryt hvězdy našim nejbližším vesmírným sousedem – Měsícem – je úkazem analogickým k zatmění Slunce, s tím rozdílem, že v případě zákrytu je zdroj světla (hvězda) "nekonečně" daleko. Přicházející paprsky tedy můžeme v systému Země–Měsíc považovat za rovnoběžný svazek. Stín Měsíce promítající se do roviny kolmé na směr hvězda – střed Měsíce, je pak věrným obrazem rovinného řezu vedeného středem Měsíce. V místě, kde stín dopadá na povrch Země, dochází k zákrytu.

Vlivem rotace Země kolem své osy je pozorovatel na rovníku unášen k východu rychlostí 463 m/s (na 50° zhruba 300 m/s). Měsíc obíhá kolem Země od západu k východu průměrnou rychlostí 1023 m/s. Rozdíl těchto rychlostí (561 m/s) udává potom rychlost relativního pohybu stínu Měsíce po zemském povrchu (pokud je Měsíc v zenitu). Vstup měsíčního stínu na Zemi se děje poměrně vysokou rychlostí. Pohyb stínu se rychle zpomaluje, až v sublunárním bodě dosáhne minimální rychlosti (na rovníku 561 m/s). Poté začíná stín naopak zrychlovat a vysokou rychlostí opět opouští Zemi. V našich zeměpisných šířkách se Měsíc nedostává do zenitu, a proto je rychlost stínu vyšší – kolem 1000 m/s.

Při pozorování ze Země se Měsíc na obloze posune za jednu hodinu o 33 obloukových minut (0,55"/1 s) směrem k východu. Při tomto putování zakrývá západním okrajem svého disku jednotlivé hvězdy. Jedná se o tzv. vstup, který označujeme písmenem D (z anglického slova „disappearance“). V okamžiku, kdy se hvězda objeví na opačné (východní) straně Měsíce, pozorujeme tzv. výstup, označovaný písmenem R („reappearence“).

Sklon roviny měsíční dráhy k rovině ekliptiky (dráha Slunce na obloze) je přibližně 5° 8´. To znamená, že se Měsíc pohybuje po obloze v pásu o šířce přibližně 12°. V tomto pásu se nachází zhruba 2 330 hvězd jasnějších než +7,5 mag, ne všechny se však hodí k pozorování zákrytů. Výstup hvězdy zpoza osvětleného okraje Měsíce lze pozorovat obvykle jen v případě, kdy je daná hvězda jasnější než +3,5 mag. Pozorování za denního světla je pak omezeno jen na hvězdy jasnější +4 mag. Zhoršení pozorovacích podmínek (přechod oblačnosti, zákal apod.) navíc může i velmi nadějný zákryt jasné hvězdy pokazit. Důležitým faktorem je pochopitelně i použitý dalekohled a především momentální fáze Měsíce.

Pokud se pozorovací stanoviště nachází mimo stín (blízko za hranicí stínu) nastane tzv. apuls – zákryt nenastane. Hvězda je v tomto případě těsně přimknutá k Měsíci, můžeme zřetelně pozorovat pohyb Měsíce, ale z očí nám nakonec nezmizí. Pokud je stanoviště ponořeno více jak 3 km do měsíčního stínu, nastane obyčejný vstup a za několik minut opět výstup. V případě, že se nacházíme přímo na hranici měsíčního stínu, dochází k vzácnému a velmi zajímavému úkazu, kterému říkáme tečný zákryt. Průběh takového úkazu pak záleží na okamžitém profilu okraje Měsíce, podél kterého hvězda prochází. Vzhledem k tomu, že okraj Měsíce není zdaleka ideálně kruhový, ale je pokryt množstvím nerovností (údolí, kopce, krátery), můžeme vidět hned několik vstupů a výstupů hvězdy – hvězda problikává mezi jednotlivými „kopci“ na okraji Měsíce! Pozorovatelnost tečného zákrytu ovlivňuje i to, zda k němu dochází na osvětlené nebo neosvětlené části měsíčního disku. Tuto skutečnost udává tzv. rohový úhel CA. Protože pozorování tečných zákrytů je omezeno pouze na hranici stínu Měsíce, je potřeba předem připravit expedici a vybrat vhodné lokality k pozorování.

Předpovědi zákrytů hvězd Měsícem můžete nalézt ve Hvězdářské ročence v oddílu "Zákryty hvězd a planet Měsícem". V uvedeném zdroji jsou počítány předpovědi pro hvězdárny v Praze a Valašském Meziříčí. Pro jiná pozorovací stanoviště si můžete předpovědi snadno přepočítat podle vzorce, který je v HR uveden. Je však nutno podotknout, že zde nejsou uvedeny zdaleka všechny zákryty, které jsou v dosahu větších astronomických dalekohledů. Máte-li proto k dispozici dalekohled o průměru objektivu větším než 15 cm, obraťte se na Hvězdárnu Valašské Meziříčí, rádi vám pošleme předpovědi zákrytů na požadované období. Na Vás bude, abyste zaslali co nejpřesnější zeměpisné souřadnice vašeho pozorovacího stanoviště, jeho nadmořskou výšku a průměr použitého dalekohledu v milimetrech.

Pavel Gabzdyl (2000), Jiří Srba (2008)