Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Maanefase - Maanefisk - Maaneformørkelse
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has been proofread at least once.
(diff)
(history)
Denna sida har korrekturlästs minst en gång.
(skillnad)
(historik)
Maane. Hornenes Stilling er saaledes kun
afhængig af Solens Stilling til Horisonten og har
intet med Vejret at gøre. Set fra Maanen vil
Jorden vise de samme Faser, men til modsatte
Tider; har vi f. Eks. Nymaane, vil hele den
belyste Del af Jorden være vendt mod Maanen.
Da Jordens Overflade er 13 Gange Maanens, vil
Jorden vise sig som en 13 Gange større
Skive, end vi ser Maanen. Jordskinnet skulde
derfor være 13 Gange stærkere end
Maaneskinnet, hvis Jordens reflekterende Evne var
den samme som Maanens, men tages Hensyn
til Skyer og Sneansamlinger paa Jorden, vil
Jorden skinne end stærkere. Dette Lys er stærkt
nok til at belyse den Del af Maanen, som ikke er
direkte solbelyst. Bedst ses dette kort før og kort
efter Nymaane; hele den Del af Maanens
Natside, som er vendt mod Jorden, viser sig i et
mat, svagt rødligt Skær, som man kalder
Maanens askegraa Lys. I Kikkerten kan man
forfølge dette Lys til 4 Dage efter første
Kvarter, og det begynder at vise sig 4 Dage før
sidste Kvarter. Dets rødlige Skær skriver sig
fra, at Lyset 2 Gange maa gaa gennem
Jordens Atmosfære, som lettest slipper de røde
Straaler igennem. Grunden til, at den solbelyste
Del af Maaneskiven synes at tilhøre en større
Skive, end den af Jorden belyste Del, skyldes
Irradiationen. Om Grunden til, at det askegraa
Lys er stærkere før Nymaane end efter,
skriver sig fra, at for en Iagttager i Europa under
aftagende Maane den oplyste Del af Jorden,
som reflekterer Lyset til Maanen, er det store
asiatiske Kontinent og Afrika, medens ved
tiltagende Maane Lyset mest reflekteres fra
Atlanterhavet, ell. fra at Maanens østlige
Overflade er mindre reflekterende end dens
vestlige, vil muligvis spektralfotometriske
Maalinger og fortsatte fotografiske Studier (de første
Fotografier blev tagne af Janssen 1880), som
rigtignok har mødt store Vanskeligheder i
Solarisationen og den laterale Diffusion, kunne
give nærmere Oplysning. De hidtil foretagne
fotometriske Maalinger af Maanens Faser
afviger stærkt fra hverandre, og endnu staar
Spørgsmaalet aabent, om hvilken Belysningslov
man skal anvende for Maanens Overflade.
J. Fr. S.
Maanefisk, d. s. s. Klumpfisk; se
Fastkæber.
Maaneformørkelse (eklipsis eller deféctus
lunæ) finder Sted, naar Maanen ved Fuldmaane
kommer ind i Jordens Skygge. Er i Fig. S
Solen, C Jorden, saa er E H F den af de
yderste Solstraaler A H og B H begrænsede
Kerneskygge, som Jorden kaster bag sig, medens
A F og B E begrænser Halvskyggen ɔ: den Del
af Rummet, i hvilket kun en Del af Solskiven
er synlig. Naar Kerne- og Halvskyggen drejer
sig om Aksen S C H, faar man de respektive
Skyggekegler. Nu er Længden af Kerneskyggen
216,9 Gange Jordens Radius, medens Maanens
Afstand fra Jorden i Gennemsnit er 60,3
Jordradier; følgelig er Jordskyggens Længde 3,6
Gange Maanens Afstand fra Jorden (denne
Værdi svinger mellem 3,9 og 3,4, da Maanens
Afstand varierer fra 63,8 til 55,9 Jordradier).
Radien i det Snit af Skyggekeglen, som Maanen
gaar igennem, er 41,2′, og da Maanens Radius
i Gennemsnit er 16,0′, vil Forholdet mellem
disse to Radier være som 1 : 2,6 ɔ: Maanen kan
komme med hele sin Klode ind i Skyggen og
blive totalt formørket. Hvis nu Maanen
bevægede sig i Jordbanens Plan, vilde den være
formørket ved hver Fuldmaane;
men da Maanelbanen danner en
Vinkel paa omtr. 5,3°, kan M.
kun finde Sted, naar Maanen
ved Fuldmaane er i Nærheden
af den ene Knude (s. d.).
Nøjagtigere udtrykt er Betingelsen
for, at en total M. skal finde St.,
at Maanens Afstand, fra
Ekliptika ikke maa være større end
25,6′ ell. dens Afstand fra
Knuden (s. d.) ikke større end 4,6°.
Er Maanens Afstand større end
25,6′, vil kun en Del af Maanen
komme ind i Jordskyggen, og vi
vil have partiel M. Den
største Afstand, Maanen kan have
fra Ekliptika, for at dette skal
kunne indtræffe, er 56,8′, ell. fra
Knuden 10,25°, men denne
Grænse 56,8′ kan svinge mellem 64,3′
og 52,0′; heraf følger, at en M.
er umulig, hvis Afstanden fra
Ekliptika er større end 64,3′,
sikker, hvis den er mindre
end 52,0′, og tvivlsom, hvis
den ligger mellem begge disse
Yderværdier. Da Maanen
bevæger sig fra V. mod Ø.,
fra L til M, vil M. begynde, naar Maanen
er kommet til r, og det vil være Maanens østre
Side, som først vil berøre Jordskyggen, være
paa sit højeste, naar Maanen er i m, og ende,
naar Maanen er kommet til t; Jordskyggen vil
saaledes ses at bevæge sig over Maanen fra Ø.
mod V. M. kan i det højeste vare 4 3/4 Time,
naar man tager Hensyn til den Tid, Maanen
behøver for at passere gennem Halvskyggen,
men heraf falder omtr. den halve Tid paa
Totaliteten. For at finde, fra hvilke Egne af
Jorden M. kan iagttages, stiller man en Jordglobus
saa, at det Punkt, som har Maanen i Zenith
(dets Bredde er lig Maanens Deklination, og
hvis Tiden for den betræffende Fase af M.
betegnes med P, saa er dets Længde 12 t—p
østlig fra det Sted, hvis Tid man benytter), er
øverst paa Globusen — da er M. synlig paa
hele den øvre Halvdel af Jorden. Da Solen og
Maanen staar i Opposition ved M., saa er Solen
for en Iagttager af M. under Horisonten. Kun
hvis M. finder Sted meget nær Horisonten, kan
man p. Gr. a. Refraktionen komme til at se
baade Solen og Maanen over Horisonten, som
ved M. i Paris 19. Juli 1750. Under den totale
M. vil man i Alm. se Maanen mørk kobberrød,
da der p. Gr. a. Refraktionen kommer lidt
Sollys ind i Skyggekeglen, men da dette
hovedsagelig gaar gennem de laveste Lag af
Atmosfæren, vil det fornemmelig indeholde røde
Straaler. Til enkelte Tider har man bemærket,
at Maanen under Totaliteten saa godt som var
forsvunden, hvilket fandt Sted ved M. 1884,
 |
| Maaneformørkelse. |
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
