Перейти к содержимому

записи

Добрый день!

На сайте ЕстествоЗнание Вы найдёте материалы по физике, астрономии, биологии, химии, медицине, проще говоря, по естествознанию. Этот сайт дополняет канал ЕстествоЗнание на ютуб:

https://www.youtube.com/channel/UC7eLVclAduSkNGNxvI-oTfQ

ЕстествоЗнание - увлекательно о науке для всех!
ЕстествоЗнание - увлекательно о науке для всех!

Для предложений о сотрудничестве: vlasov.ad@gmail.com.

Предложения и пожелания приветствуются!

QR code: ЕстествоЗнание - увлекательно о науке для всех! - канал на Youtube
Канал на Youtube ЕстествоЗнание - увлекательно о науке для всех!
QR code: Сайт ЕстествоЗнание - увлекательно о науке для всех!
Сайт ЕстествоЗнание - увлекательно о науке для всех!

 

Астероид 6478 Gault был обнаружен в 1988 году. Это объект имеющий ширину 4–9 километров и два узких кометоподобных хвоста обломков, которые свидетельствуют о том, что астероид медленно подвергается самоуничтожению. При этом каждый хвост это активное явление, которое выбрасывает материал в космос. Сами хвосты видны только в течение нескольких месяцев, после чего пыль рассеивается в межпланетном пространстве.

Этот астероид распадается в процессе, который называется ЯОРП-эффект. Когда солнечный свет нагревает астероид, инфракрасное излучение, испускаемое его нагретой поверхностью, уносит и энергию, и импульс. Это создаёт небольшой крутящий момент, который может заставить астероид вращаться быстрее. Если эта центробежная сила в конечном счете преодолевает силу тяжести, астероид становится нестабильным. Оползни на объекте могут выбрасывать в космос обломки и пыль, оставляя за собой хвост обломков, как у астероида 6478 Gault.

Астероид 6478 Gault

Наблюдения определили двухчасовой период вращения 6478 Gault, который оказался очень близок к критической скорости, исходя из которой материал начнет падать и скользить по поверхности астероида, прежде чем улететь в космос.

Изображение взято с сайта Космического Телескопа им Хаббла:
https://www.spacetelescope.org/images/heic1906a/

Люди часто смотрят в ночное небо. В основном их привлекает красота звёзд, но для кого-то - это вход в новый мир полный загадочности... И вот те, кто захотел эти загадки отгадать, придумали мощные телескопы, составили небесные карты, высчитали где, когда, и даже во сколько, мы увидим интересующий нас небесный объект. Сегодня нас интересует Меркурий.

Что же это за планета? Меркурий - самая маленькая и самая близкая к Солнцу планета Солнечной системы. Его диаметр 4880 км. Среднее расстояние от Меркурия до Солнца примерно 58 млн км и полный оборот вокруг светила, планета делает за 88 земных суток. Атмосферное давление составляет всего одну триллионную давления земной атмосферы, поэтому температура на её поверхности колеблется в очень больших пределах: от +420 до -180 градусов по Цельсию. И вот, эта "малышка" 11 ноября 2019 года окажется на одной прямой между Землёй и Солнцем. Умные астрономы рассчитали даже часы и минуты когда это случится. Спасибо им за это. Но попробуем разобраться, что же это прохождение нам даёт.

По сути, это то же самое что солнечное затмение — планета проходит на одной линии с нашей планетой, постепенно закрывая, а потом открывая Солнце. Но в отличие от Луны, планеты слишком далеки, чтобы заслонить светило на небе полностью. Кроме того, участвовать в прохождении между Солнцем и Землей могут только две планеты Солнечной системы — Меркурий и Венера. Дело в том, что Меркурий и Венера видны только во время наибольших элонгаций. (Элонгация – от позднелатинского слова elongatio – удаление – геоцентрический угол между планетой и Солнцем). В эти периоды обе планеты поднимаются на тёмном небе Северного полушария выше линии горизонта, из-за чего и становятся доступны наблюдателям на Земле. Прохождения Меркурия по диску Солнца бывают майские и ноябрьскиие. Прохождения Меркурия повторяется раз в 7, 13 или 33 года, в среднем 13 раз за столетие. Подробнее здесь: https://spacegid.com/tranzit-merkuriya.html

Фотография прохождения Меркурия по диску Солнца 8 ноября 2006 года. Автор: Brocken Inaglory, wikipedia

Итак, что же мы увидим 11 ноября 2019 года? Прохождение Меркурия по диску Солнца — как и прохождение любой другой планеты — делится на 5 главных этапов:

  • Первый контакт — Меркурий касается края Солнца, не пересекая его. С этого момента и начинается прохождение. Его не так уж просто зафиксировать, поскольку требуются специальные фильтры для телескопов. Однако счастливые обладатели нужной аппаратуры могут разглядеть Меркурий на фоне солнечной короны и протуберанцев.
  • Второй контакт — Меркурий полностью внутри солнечного диска и касается его края. С этого момента начинается движение планеты по диску Солнца, которое можно легко обнаружить, даже не зная конкретной точки вхождения Меркурия. Траектория движения планеты по солнечному диску редко разделяет его пополам: в мае Меркурий традиционно движется наискосок сверху вниз, а в ноябре — снизу вверх.
  • Третий контакт — Меркурий доходит до противоположного края Солнца и касается его. Это начало завершения прохождения.
  • Четвертый контакт — завершение прохождения, во время которого Меркурий полностью покидает солнечный диск и касается его внешнего края. Это последний шанс увидеть Меркурия на фоне протуберанцев и короны, но самый простой для начинающего астронома. В то время как первый контакт Меркурия можно просто не заметить, то четвертый очень легко отследить. Подробнее здесь: https://spacegid.com/tranzit-merkuriya.html

Жители западной части Руси смогут увидеть начальную фазу данного явления, которое начнется в 15:35 по московскому времени, окончание явления увидеть не удастся, поскольку Солнце к тому времени уйдет под горизонт. Данное прохождение интересно еще тем, что оно будет почти центральным, то есть Меркурий пройдет почти через центр нашего светила. Планета зайдет на диск Солнца слева на нижнюю половину и будет двигаться направо в верхнюю часть. Явление будет необычайно долгим, Меркурий сойдет с диска Солнца только в 21:04. По словам ученых, невооруженным глазом, даже с помощью подручных приспособлений, данное явление увидеть не удастся. Размер Меркурия слишком мал для этого. Тем не менее, событие будет видно даже в небольшой любительский телескоп или в объектив фотоаппарата с мощной оптикой. Не забывайте, что любая оптическая система направляемая на Солнце, должна иметь специальный фильтр ослабляющий свет Солнца, иначе можно серьёзно повредить глаза, лишиться зрения не говоря уже про порчу оборудования. Подробнее здесь: https://news.rambler.ru/scitech/41621657-v-2019-godu-mozhno-budet-uvidet-zvezdopady-zatmeniya-i-merkuriy-na-diske-solntsa/

Теперь, когда всё это оказалось таким интересным на словах, остаётся дождаться осени и посмотреть на это явление своими глазами, пусть и с помощью аппаратуры. И, оказывается, даже днём на небе происходят интересные вещи, которые могут рассказать нам о тайнах Вселенной.


В поразительном примере сотрудничества между разными астрономическими проектами измерения космического телескопа Хаббла NASA / ESA и миссии ESA Gaia были объединены, чтобы улучшить оценку массы нашей галактики Млечный путь: 1,5 триллиона солнечных масс.


Шаровые скопления, окружающие Млечный путь (рисунок художника)

Масса Млечного Пути - одно из самых фундаментальных измерений, которое астрономы могут сделать о нашем галактическом доме. Однако, несмотря на десятилетия интенсивных усилий, даже самые лучшие из имеющихся оценок массы Млечного Пути сильно расходятся. Теперь, объединив новые данные миссии Gaia Европейского космического агентства (ESA) с наблюдениями, проведенными с помощью космического телескопа Хаббла NASA / ESA , астрономы обнаружили, что Млечный путь весит около 1,5 триллиона солнечных масс в радиусе 129 000 световых лет от галактического центра.

Предыдущие оценки массы Млечного Пути составляли от 500 миллиардов до 3 триллионов масс Солнца. Эта огромная неопределённость возникла главным образом из-за различных методов измерения распределения тёмной материи, которая составляет около 90% массы галактики.

«Мы просто не можем обнаружить тёмную материю напрямую», - объясняет Лаура Уоткинс (Европейская южная обсерватория, Германия), которая руководила группой, выполняющей анализ. «Вот что ведет к нынешней неопределенности в массе Млечного Пути - нельзя точно измерить то, что не видите!»

Учитывая неуловимую природу темной материи, команде пришлось использовать умный метод для взвешивания Млечного Пути, который основывался на измерении скоростей шаровых скоплений - плотных звездных скоплений, которые вращаются вокруг спирального диска галактики на больших расстояниях [1]. ,

«Чем массивнее галактика, тем быстрее движутся ее скопления под действием силы тяжести», - объясняет Н. Вин Эванс (Кембриджский университет, Великобритания). «Большинство предыдущих измерений обнаружили скорость, с которой скопление приближается или удаляется от Земли, то есть скорость вдоль луча зрения. Однако мы также смогли измерить боковое движение скоплений, из которого можно рассчитать полную скорость и, следовательно, массу Галактики». [2]

Группа использовала второй выпуск данных Gaia в качестве основы для своего исследования. Gaia была разработана для создания точной трёхмерной карты астрономических объектов по всему Млечному пути и для отслеживания их движений. Его второй выпуск данных включает измерения шаровых скоплений на расстоянии 65 000 световых лет от Земли.

«Шаровые скопления находятся на больших расстояниях от центра Галактики, поэтому их удобно использовать для измерения массы нашей галактики», - сказал Тони Сон (Научный институт космического телескопа, США), который руководил измерениями Хаббла.

Команда объединила эти данные с беспрецедентной чувствительностью Хаббла и уже имевшимися данными. Наблюдения от Хаббла позволили добавить к исследованию слабые и отдаленные шаровые скопления на расстоянии до 130 000 световых лет от Земли. Поскольку Хаббл наблюдал за некоторыми из этих объектов в течение десятилетия, стало возможным точно измерить скорости и этих скоплений.

«Нам повезло, что мы получили такую ​​великолепную комбинацию данных», - пояснил Роланд П. ван дер Марел (Научный институт космического телескопа, США). «Объединив измерения Гайи для 34 шаровых скоплений с измерениями еще 12 удаленных скоплений от Хаббла, мы смогли определить массу Млечного пути таким образом, который был бы невозможен без этих двух космических телескопов».

До сих пор незнание точной массы Млечного Пути представляло проблему для попыток ответить на множество космологических вопросов. Содержание тёмной материи в галактике и ее распределение неразрывно связаны с образованием и ростом структур во Вселенной. Точное определение массы Млечного Пути дает нам более четкое понимание того, где находится наша галактика в космологическом контексте.

Заметки

[1] Шаровые скопления сформировались до создания спирального диска Млечного Пути, где позднее образовались наше Солнце и Солнечная система. Из-за их большого удаления от Центра Галактики, шаровые звездные скопления позволяют астрономам отслеживать массу обширной оболочки темной материи, окружающей нашу галактику далеко за пределами спирального диска.

[2] Общая скорость объекта состоит из трех движений - радиального движения плюс два, определяющих боковые движения. Однако в астрономии чаще всего доступны только лучевые скорости (относящиеся к радиальному движению). При наличии только одного компонента доступной скорости расчетные массы очень сильно зависят от предположений о боковых движениях. Следовательно, измерение боковых движений напрямую значительно уменьшает размер погрешностей для массы.

Дополнительная информация

Космический телескоп Хаббл - это проект международного сотрудничества между ЕКА и НАСА.

Спутник Gaia ЕКА был запущен в 2013 году для создания самой точной трехмерной карты из более чем одного миллиарда звезд в Млечном Пути. На данный момент миссия выпустила две партии данных: Выпуск данных Gaia 1 в 2016 году и Выпуск данных Gaia 2 в 2018 году. В ближайшие годы выйдут новые выпуски.

Исследование было представлено в статье «Доказательства Млечного Пути средней массы из движений гало шарового скопления Gaia DR2» , которая будет опубликована в «Астрофизическом журнале» .

Международная группа астрономов в этом исследовании состоит из Лауры Л. Уоткинс (Европейская южная обсерватория, Германия), Роланда П. ван дер Марела (Научный институт космического телескопа, США, и Университета Джонса Хопкинса, Центр астрофизических наук, США), Сангмо Т. Сон (Научный институт космического телескопа, США) и Н. Вин Эванс (Кембриджский университет, Великобритания).

Оригинал взят отсюда: https://www.spacetelescope.org/news/heic1905/

В последние десятилетия астрономы пытались понять истинную природу загадочного вещества, составляющего большую часть материи во Вселенной - тёмной материи, и составить карту ее распределения во Вселенной. Тёмная материя составляет около 85% вещества во Вселенной и около четверти от общей плотности энергии. Это некие элементарные частицы, проявляющие себя в первую очередь в гравитационном взаимодействии. Поэтому тёмная материя важна для образования структур во Вселенной.

Недавно астрономы нашли способ отследить тёмную материю. Они обнаружили, что очень слабый свет в скоплениях галактик, свечение скоплений, отслеживает распределение темной материи.

Свечение скоплений галактик является побочным продуктом взаимодействия между галактиками. В ходе этих взаимодействий отдельные звезды отделяются от своих галактик и свободно плавают в скоплении. Будучи свободными от своих галактик, они оказываются там, где сосредоточена основная масса скопления, в основном тёмная материя.

Внутрикластерный свет в Abell S1063

И эти изолированные звёзды, образующие свечение скоплений, и тёмная материя, ведут себя как безстолкновительные компоненты. Исследование показало, что свечение скоплений отслеживает распределение тёмной матери более точно, чем любой другой метод, основанный на использованных до сих пор световых индикаторах.


Изображения взяты с сайта ESA / Hubble, NASA: https://www.spacetelescope.org/images/heic1820a/

Крошечный спутник, диаметр которого, примерно, 34 км и ранее известный как S/2004 N 1 был назван Гиппокампом. Вероятно, он является фрагментом второго по величине спутник Нептуна - Протея.

Спутник Нептуна - Гиппокампом

Орбиты Протея и его крошечного соседа невероятно близки, всего в 12 000 км друг от друга. Обычно, если бы два спутника таких разных размеров сосуществовали в такой непосредственной близости, то либо больший спутник выбил бы меньший из орбиты, либо меньший врезался бы в более крупный. В 1989 году снимки с зонда Voyager 2  показали большой ударный кратер на Протее. Размер кратера достаточен чтобы при его образовании отщепился Гипокамп (тогда еще S/2004 N 1). Астрономы думали, что этом кратере всё и закончилось. Но теперь, благодаря телескопам Hubble NASA/ESO, все мы знаем, что крошечный сосед выжил и стал Гиппокампом.

Орбита планеты Нептун и орбиты ее спутников

Сам Протей образовался миллиарды лет назад после катастрофического события со спутниками Нептуна. Планета попала по воздействие огромного тела из пояса Койпера , который теперь известен как Тритон - самый большой спутник Нептуна. Внезапное присутствие такого массивного объекта на орбите разорвало все другие спутники на орбите. Позже все расколотые объекты повторно объединились во второе поколение естественных спутников, которые мы видим сегодня.

Изображения взяты с сайта ESA / Hubble, NASA: https://www.spacetelescope.org/images/heic1904a/

We now turn to more complex optical systems, including systems which have lenses that are thick enough that we must consider the refractions at the leading and trailing surfaces separately. To start, consider a spherical thick lens, that is a lens whose thickness along its optical axis cannot be ignored without leading to serious errors in analysis. Exactly when a lens moves from the thin to thick category depends on the accuracy required. We can treat the thick lens exactly the way we described the thin lens; viewing it as a glass medium bounded by two spherical refracting surfaces. The image of a given object, formed by refraction at the first surface, becomes the object for refraction at the second surface. The object distance for the second surface takes into account the thickness of the lens. The image formed by the second surface is then the final image due to the action of the composite thick lens.

Cardinal Points

The thick lens can also be described in a way that allows graphical determination of images corresponding to arbitrary objects, much like the ray rules for a thin lens. This description, in terms of the cardinal points of the lens, is useful because it can be applied to more complex optical systems.

There are six cardinal points on the axis of a thick lens, from which its imaging properties can be deduced. Planes normal to the axis at these points are called cardinal planes. The six cardinal points consist of the first and second system focal points (F1 and F2), the first and second principal points (H1 and H2), and the first and second nodal points (N1 and N2).

A ray from the first focal point F1 is rendered parallel to the axis and a ray parallel to the axis is refracted by the lens through the second focal point F2. The extensions of the incident and resultant rays in each case intersect, by definition, in the principal planes, and these cross the axis at the principle points H1 and H2. Once the principle planes are known, accurate ray diagrams can be drawn. The usual rays, determined by the focal points, bend at their intersections with the principal planes. The third ray usually drawn for thin-lens diagrams is one through the lens center, undeviated and negligibly displaced. The nodal points of a thick lens, or of any optical system, permit the correction to this ray. Any ray directed toward the first nodal point N1 emerges from the optical system parallel to the incident ray, but displaced so that it appears to come from the second nodal point on the axis N2.

The positions of all six cardinal points are shown in the figure below:

Distances are directed, positive or negative by a sign convention that makes distances directed to the left negative and distances to the right positive. Notice that for the thick lens, the distances r and s determine the positions of the principle points relative to the vertices V1 and V2, while f1 and f2 determine focal point positions relative to the principle points. It is important to note that these focal points are not measured from the vertices of the lens.

Equations Governing Thick Lenses

We can summarize the basic equations for the thick lens without proof. Utilizing the symbols defined above, the focal length f1 is given by

formula

    (10.1)

and the focal length f2 is conveniently expressed in terms of f1 by

formula
(10.2)

Notice that the two focal lengths have the same magnitude if the lens is surrounded by a single refractive medium, so that n' = n. The principal planes can be located next using

formula
(10.3)

The position of the nodal points are given by

formula
(10.4)

Notice that when n = n', we get that r = v and s = w.

Matrix Methods

When the optical system consists of several elements, we need a systematic approach that facilitates analysis. As long as we restrict our analysis to paraxial rays, this systematic approach is well handled by the matrix method. The figure below shows the progress of a single ray through an arbitrary optical system.

The ray is described at distance x0 from the first refracting surface in terms of its height y0 and slope angle 0 relative to the optical axis. Changes in angle occur at each refraction, such as at points 1 through 5, and at each reflection, such as point 6. The height of the ray changes during translations between these points. We want a procedure that will allow us to calculate the height and slope angle of the ray at any point in the optical system, for example at point 7, which is a distance x7 from the mirror.

Ray Transfer Matrix

Consider a simple translation of the ray in a homogeneous medium.

drawing

Let the axial progress of the ray be L such that at point 1 the elevation and direction are given by y1 and 1 respectively. Then we have that

formula

and

formula

These equations may be put into matrix notation, where the paraxial approximation

formula

has been used,

formula
(10.5)

This is known as the ray transfer matrix, and it represents the effect of the translation on the ray. It can be written in standard form by rescaling the vector describing the ray,

formula
(10.6)

where

n sub l

  is the index of refraction of the th medium. The transfer matrix then becomes

formula
(10.7)

Refraction Matrix

Consider next the refraction of a ray at a spherical surface separating media of refractive indices n and n'.

drawing

Since refraction occurs at a point, there is no change in elevation, and y = y'. The angle ', on the other hand, is given by

formula

Similarly,

formula

Using the paraxial form of Snell's law we get

formula

Writing this and y = y' in matrix form, we get

formula
(10.8)

This is known as the refraction matrix. Notice that we use the same sign convention as earlier. If the surface is convex, R is positive, but if the surface were to be concave, then R is negative. Furthermore, if we allow 

formula

we get the appropriate refraction matrix for a plane interface. Using 

r sub l

 to write this in standard form yields

formula
(10.9)

Reflection Matrix

Finally, consider reflection at a spherical surface. Since a mirror is so much like a lens, the reflection matrix is very similar to the refraction matrix. To find the reflection matrix, we make the substitution 

formula

This leads to the reflection matrix

formula
(10.10)

System Matrix

The matrix description of a lens can be simplified by realizing that when a ray passes through the lens, refraction occurs twice, once at each surface, with a translation between the surfaces. Therefore, in order to describe the lens, we can combine the three relevant matrices together to form the system matrix

formula
(10.11)

Notice that the matrices are multiplied together from right to left.

Using these matrices, any arbitrary lens and mirror system can be analyzed. The various elements in the system are multiplied together, with the later matrices being inserted on the left. For example, the general equation describing the lens system given earlier would be r7 = T7MT6S5S4T3S2T1 r0.

As can be seen, these problems can become very complicated very rapidly. One way to simplify the problem is to recognize that all of the matrices which describe a lens system are unitary; that is they have a determinant of 1. The result of multiplying together unitary matrices is another unitary matrix, so the final matrix should also have a determinant of one. 

Last updated: July 23, 1997

Source: D-Suson@tamuk.edu


Галактика Большое Магелланово Облако (БМО) – спутник Млечного Пути, расположенный всего около 160 000 световых лет от нашей Галактики. Единственный спиральный рукав БМО виден нам почти плашмя, что позволяет легко наблюдать в нем такие области, как N180 B.
Область N180 B в БМО одна из видов туманностей, известных как области H II. Это настоящие питомники новорожденных звезд. Области H II состоят из межзвездных облаков ионизованного водорода, то есть, просто ядер водородных атомов - протонов. Эти области - «звездные ясли»: только что сформировавшиеся массивные звезды ответственны за ионизацию окружающего их газа, создавая при этом весьма живописные картины. Особенность формы N180 B в том, что туманность образует циклопический пузырь ионизованного водорода, окруженный четырьмя пузырями меньшего размера.


На фото область LHA 120-N 180B в Большом Магеллановом Облаке, полученная многокомпонентным спектроскопическим приемником MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) на Очень Большом Телескопе ESO. 

Изображение взято с сайта Европейской Южной Обсерватории (ESO, European Southern Observatory): https://www.eso.org/public/russia/news/eso1903/?lang

Карликовая галактика Bedin 1, на фоне шарового скопления NGC 6752
Снято на космический телескоп Hubble

Галактика находится совсем у нас под носом, всего в 30 миллионов световых лет от нас.

Астрономы наблюдали за компактной коллекцией звёзд на внешней границы наблюдаемой области, но после исследования выяснилось, что скопление находиться не в Млечном пути, а на миллионы световых лет дальше. Это оказалось карликовая сфероидальная галактика,названная Bedin 1. Ей примерно 13 миллиардов лет, как и самой Вселенной. Bedin 1 изолированная галактика, обладающая низкой светимостью и отсутствием пыли.

Изображение взято с сайта Европейской Южной Обсерватории (ESO, European Southern Observatory): https://www.spacetelescope.org/news/heic1903/?lang

Эфемерное свечение, излучаемое туманностью 577-24 - очень редкое явление, потому что этот свет испускается только в течение 10 000 лет, что по сравнению со временем жизни такой звезды (5-10 миллиардов лет) ничтожно!

Слабое свечение от умирающей звезды в центре планетарной туманности ESO577-24. Изображение: космические сокровища ЕЮО

Изображение взято отсюда: https://www.eso.org/public/russia/news/eso1902/. Изображение было получено в рамках программы Космические сокровища ЕЮО (ESO Cosmic Gems)



Итак, 21 января будет лунное затмение, видимое почти со всей Европейской территории Руси. В этой заметке мы рассмотрим условия его видимости и рекомендации по наблюдению из г. Самара и окрестностей.

Вот фотоколлаж, показывающий условия видимости затмения с набережной Волги в г. Самара, а подробности читайте далее в статье.

Лунное затмение 21 января 2019 года с набережной Волги в г. Самара (коллаж).
Лунное затмение 21 января 2019 года с набережной Волги в г. Самара (коллаж). В Самаре будет наблюдаться только частное теневое затмение. Панорама Волги взята с Википедии, фотография Луны - :Д. Шрайнер и С. Дегецелле/ESO (Европейская Южная Обсерватория)

Для того чтобы разобраться с условиями видимости затмения и временем наступления важным моментов затмения, нужно сначала понять какие есть фазы (стадии) лунного затмения. Вот они:

Фазы лунного затмения: полутеневое частное, полутеневое полное, теневое частное, теневое полное. Показана тень и полутень Земли.
Схема, показывающая фазы лунного затмения.

Полутень Земли - это область пространства, в которой Земля закрывает часть диска Солнца. Тень Земли - это область пространства, где Земля полностью закрывает диск Солнца. Когда Луна находится в полутени, её блеск ослабляется незначительно, и это ослабление можно зафиксировать только с помощью специальных приборов. Поэтому для тех, кто наблюдает невооружённым глазом, из всех фаз затмения интересны две: частное теневое и полное теневое.

В 7.30 по Самаре начинается частное теневое затмение. К этому времени Луна уже довольно низко над горизонтом, и Солнце скоро взойдёт. В 8.40 Луна полностью входит в тень Земли (начинается полное теневое лунное затмение), и в тот же момент, в 8.40 восходит Солнце. Во время лунного затмения Луна находится ровно противоположно Солнцу, таким образом, когда Солнце взойдёт, Луна зайдёт.

Схема лунного затмения 21 января 2019 года.

Таким образом, в Самаре будут видны только частные фазы теневого затмения. Луна заходит в земную тень с запада на восток, поэтому мы будем видеть тень Земли на восточной (верхней) стороне Луны. Частное теневое затмение начинается в 7.30 по самарскому времени, таким образом, у самарцев будет больше часа чтобы понаблюдать затмение (при условии хорошей погоды).

С одной стороны, то что затмение происходит непосредственно перед восходом Солнца сильно затрудняет наблюдения (видны только частные фазы и непродолжительное время). С другой стороны, это делает затмение более доступным для наблюдения. В самом деле, к 8.40 утра большая часть работающего населения уже на ногах и на улице, и для наблюдения затмения достаточно задрать голову. 
Как уже говорилось, затмение будет наблюдаться низко над горизонтом на западо-северо-западе. Из-за того что оно происходит непосредственно перед восходом, Луна во время затмения будет низко над горизонтом, поэтому для наблюдения затмения необходим хороший обзор на горизонте. Набережная Волги выходит на северо-запад, и поэтому является идеальным местом для наблюдений, точно так же как и старый мост через р. Самара (затмение будет видно с левой стороны, если въезжать в город по мосту).

Удачной погоды и хорошего дня!