Měsíc - charakteristika a popis planety. Měsíc: popis, charakteristika, zajímavosti Hmotnost na Měsíci je mnohem menší

Měsíc– satelit planety Země ve sluneční soustavě: popis, historie výzkumu, zajímavosti, velikost, dráha, temná strana Měsíce, vědecké mise s fotografiemi.

Pryč od světel města za temné noci a obdivujte krásný měsíční svit. Měsíc- jedná se o jediný pozemský satelit, který rotuje kolem Země více než 3,5 miliardy let. To znamená, že Měsíc provází lidstvo od jeho objevení.

Díky své jasnosti a přímé viditelnosti se satelit promítl do mnoha mýtů a kultur. Někteří si mysleli, že je to božstvo, zatímco jiní se jej snažili použít k předpovědi událostí. Pojďme se blíže podívat na zajímavosti o Měsíci.

Neexistuje žádná "temná strana"

• Existuje mnoho příběhů, kde se objevuje odvrácená strana Měsíce. Ve skutečnosti obě strany dostávají stejné množství slunečního světla, ale pouze jedna z nich je viditelná pro Zemi. Faktem je, že doba měsíční axiální rotace se shoduje s dobou orbitální, což znamená, že je k nám vždy otočena jednou stranou. Ale zkoumáme „temnou stranu“ s kosmickou lodí.

Měsíc ovlivňuje příliv a odliv Země

• Vlivem gravitace vytváří Měsíc na naší planetě dvě výdutě. Jeden je na straně obrácené k satelitu a druhý je na opačné straně. Tyto hřebeny způsobují přílivy a odlivy po celé Zemi.

Luna se snaží utéct

• Každý rok se od nás satelit vzdaluje o 3,8 cm.Pokud to tak bude pokračovat, tak za 50 miliard let Měsíc prostě uteče. Na orbitálním průletu v tu dobu stráví 47 dní.

Hmotnost na Měsíci je mnohem menší

• Měsíc se podvolí zemské gravitaci, takže na Měsíci budete vážit o 1/6 méně. Astronauti se proto museli pohybovat skokem jako klokan.

12 astronautů se prošlo po Měsíci

• V roce 1969 Neil Armstrong jako první vstoupil na satelit během mise Apollo 11. Posledním byl Eugene Cernan v roce 1972. Od té doby byli na Měsíc posíláni pouze roboti.

Žádná atmosférická vrstva

• To znamená, že povrch Měsíce, jak je vidět na fotografii, je bez ochrany před kosmickým zářením, dopady meteoritů a slunečním větrem. Pozoruhodné jsou i vážné teplotní výkyvy. Neuslyšíte žádné zvuky a obloha se vždy zdá černá.

Jsou zemětřesení

• Vytvořeno zemskou gravitací. Astronauti použili seismografy a zjistili, že několik kilometrů pod povrchem jsou trhliny a zlomy. Předpokládá se, že satelit má roztavené jádro.

První zařízení přišlo v roce 1959

• Sovětská sonda Luna 1 byla první, která přistála na Měsíci. Proletěl kolem satelitu ve vzdálenosti 5995 km a poté vstoupil na oběžnou dráhu kolem Slunce.

Velikostně je v systému na 5. pozici

• V průměru sahá družice Země přes 3475 km. Země je 80krát větší než Měsíc, ale jsou přibližně stejně staré. Hlavní teorií je, že na začátku svého formování narazil do naší planety velký objekt, který trhal materiál do vesmíru.

Znovu poletíme na Měsíc

• NASA plánuje vytvořit kolonii na měsíčním povrchu, aby tam vždy byli lidé. Práce by mohly začít již v roce 2019.

V roce 1950 plánovali na satelitu odpálit jadernou bombu.

• Byl to tajný projekt během studené války – projekt A119. To by ukázalo významnou výhodu pro jednu ze zemí.

Velikost, hmotnost a oběžná dráha Měsíce

Charakteristiky a parametry Měsíce by měly být studovány. Poloměr je 1737 km a hmotnost je 7,3477 x 10 22 kg, takže je ve všem horší než naše planeta. Ve srovnání s nebeskými tělesy Sluneční soustavy je však jasné, že je poměrně velká (na druhém místě po Charonu). Indikátor hustoty je 3,3464 g/cm 3 (na druhém místě mezi měsíci po Io) a gravitace je 1,622 m/s 2 (17 % zemské).

Excentricita je 0,0549 a oběžná dráha pokrývá 356400 – 370400 km (perihelium) a 40400 – 406700 km (afélium). Úplný oblet planety trvá 27,321582 dní. Družice je navíc v gravitačním bloku, to znamená, že se na nás dívá vždy z jedné strany.

Fyzikální vlastnosti Měsíce

Polární komprese	0,00125
Rovníkový	1738,14 km 0,273 země
Polární poloměr	1735,97 km 0,273 země
Průměrný poloměr	1737,10 km 0,273 země
Velký obvod	10 917 km
Plocha povrchu	3 793 10 7 km² 0,074 země
Hlasitost	2.1958 10 10 km³ 0,020 země
Hmotnost	7,3477 10 22 kg 0,0123 země
Průměrná hustota	3,3464 g/cm³
Zrychlení zdarma padá na rovník	1,62 m/s²
První prostor Rychlost	1,68 km/s
Druhý prostor Rychlost	2,38 km/s
Doba střídání	synchronizované
Náklon osy	1,5424°
Albedo	0,12
Zdánlivá velikost	−2,5/−12,9 −12,74 (s úplňkem)

Složení a povrch Měsíce

Měsíc kopíruje Zemi a má také vnitřní a vnější jádro, plášť a kůru. Jádro je pevná železná koule rozprostírající se přes 240 km. Kolem něj je soustředěno vnější jádro z tekutého železa (300 km).

V plášti můžete najít i vyvřelé horniny, kde je více železa než u nás. Kůra se rozkládá v délce 50 km. Jádro pokrývá pouze 20 % celého objektu a obsahuje nejen kovové železo, ale i drobné nečistoty síru a nikl. Jak vypadá struktura Měsíce, můžete vidět na diagramu.

Vědci byli schopni potvrdit přítomnost vody na satelitu, z nichž většina je soustředěna na pólech ve stínovaných kráterových útvarech a podpovrchových nádržích. Myslí si, že se objevila kvůli kontaktu satelitu se slunečním větrem.

Lunární geologie se liší od pozemské. Družice postrádá hustou atmosférickou vrstvu, takže na ní nedochází k povětrnostní ani větrné erozi. Malá velikost a nízká gravitace vedou k rychlému ochlazení a nedostatku tektonické aktivity. Můžete si všimnout obrovského množství kráterů a sopek. Všude jsou vyvýšeniny, vrásky, vrchoviny a prohlubně.

Nejvýraznější kontrast je mezi světlými a tmavými oblastmi. První z nich se nazývají měsíční kopce, ale ty temné se nazývají moře. Vrchoviny byly tvořeny vyvřelinami, zastoupenými živcem a stopami hořčíku, pyroxenu, železa, olivínu, magnetitu a ilmenitu.

Čedičová skála tvořila základ moří. Často se tyto oblasti shodují s nížinami. Můžete označit kanály. Jsou obloukovité a lineární. Jsou to lávové trubice, chlazené a zničené od sopečné hibernace.

Zajímavostí jsou měsíční kopule, vzniklé vyvrhováním lávy do průduchů. Mají mírné svahy a průměr 8-12 km. Vrásky se objevily v důsledku stlačení tektonických desek. Většina se nachází v mořích.

Pozoruhodným rysem našeho satelitu jsou impaktní krátery vzniklé při pádu velkých vesmírných kamenů. Kinetická energie nárazu vytváří rázovou vlnu, která vede k depresi, která způsobí vymrštění velkého množství materiálu.

Krátery se pohybují od malých jam do 2500 km a hloubky 13 km (Aitken). Největší se objevily v rané historii, poté začaly ubývat. Najdete zde přibližně 300 000 prohlubní o šířce 1 km.

Kromě toho je zajímavá měsíční půda. Vznikl dopady asteroidů a komet před miliardami let. Kameny se rozpadly na jemný prach, který pokrýval celý povrch.

Chemické složení regolitu se liší v závislosti na poloze. Pokud mají hory hodně hliníku a oxidu křemičitého, pak se moře mohou pochlubit železem a hořčíkem. Geologie byla studována nejen teleskopickým pozorováním, ale také analýzou vzorků.

Atmosféra Měsíce

Měsíc má slabou atmosféru (exosféru), což způsobuje velké kolísání jeho teploty: od -153°C do 107°C. Analýza ukazuje přítomnost helia, neonu a argonu. První dva jsou vytvářeny slunečními větry a poslední je rozpad draslíku. Existují také důkazy o zásobách zamrzlé vody v kráterech.

Vznik Měsíce

Existuje několik teorií o vzhledu zemského satelitu. Někteří lidé si myslí, že je to všechno o zemské gravitaci, která přilákala hotový satelit. Vznikly společně ve slunečním akrečním disku. Stáří - 4,4-4,5 miliardy let.

Hlavní teorií je dopad. Předpokládá se, že před 4,5 miliardami let vletěl do protozemě velký objekt (Theia). Roztrhaný materiál začal rotovat po naší orbitální dráze a vytvořil Měsíc. Potvrzují to i počítačové modely. Testované vzorky navíc vykazovaly téměř totožné izotopové složení jako naše.

Spojení se Zemí

Měsíc oběhne kolem Země za 27,3 dne (siderická perioda), ale oba objekty se pohybují kolem Slunce současně, takže družice stráví na jedné fázi pro Zemi 29,5 dne (známé fáze Měsíce).

Přítomnost Měsíce má dopad na naši planetu. Především mluvíme o slapových účincích. Všímáme si toho, jak stoupá hladina moří. Rotace Země je 27krát rychlejší než rotace Měsíce. Přílivy a odlivy oceánů jsou také zesíleny třecím spojením vody se zemskou rotací prostřednictvím dna oceánů, setrvačnosti vody a oscilací pánve.

Moment hybnosti urychluje lunární oběžnou dráhu a zvedá družici výše po delší dobu. Kvůli tomu se vzdálenost mezi námi zvětšuje a rotace Země se zpomaluje. Satelit se od nás vzdálí o 38 mm za rok.

V důsledku toho dosáhneme vzájemného slapového uzamčení, opakování situace Pluta a Charona. Ale to bude trvat miliardy let. Slunce se tedy s největší pravděpodobností stane červeným obrem a pohltí nás.

Příliv a odliv je také pozorován na měsíčním povrchu s amplitudou 10 cm po dobu 27 dní. Kumulativní stres má za následek měsíční paprsky. A vydrží o hodinu déle, protože tam není voda, která by vibrace tlumila.

Nezapomínejme na tak velkolepou událost, jako je zatmění. To se stane, pokud se Slunce, satelit a naše planeta seřadí v přímce. Lunární se objeví, pokud se úplněk objeví za zemským stínem, a sluneční - Měsíc se nachází mezi hvězdou a planetou. Během úplného zatmění můžete vidět sluneční korónu.

Oběžná dráha Měsíce je vůči Zemi nakloněna o 5°, takže v určitých okamžicích dochází k zatměním. Satelit musí být umístěn v blízkosti průsečíku orbitálních rovin. Periodicita pokrývá 18 let.

Historie měsíčních pozorování

Jak vypadá historie průzkumu Měsíce? Družice se nachází blízko a je viditelná na obloze, takže ji mohli sledovat pravěcí obyvatelé. Rané příklady zaznamenávání lunárních cyklů začínají v 5. století před naším letopočtem. E. Udělali to vědci z Babylonu, kteří zaznamenali 18letý cyklus.

Anaxagoras ze starověkého Řecka věřil, že Slunce a satelit byly velké kulovité skály, kde Měsíc odrážel sluneční světlo. Aristoteles v roce 350 před naším letopočtem věřil, že satelit je hranicí mezi sférami prvků.

Spojení mezi přílivem a odlivem a Měsícem uvedl Seleukos ve 2. století před naším letopočtem. Také si myslel, že výška bude záviset na poloze Měsíce ve vztahu ke hvězdě. První vzdálenost od Země a velikost získal Aristarchos. Jeho data vylepšil Ptolemaios.

Číňané začali předpovídat zatmění Měsíce ve 4. století před naším letopočtem. Už tehdy věděli, že satelit odráží sluneční světlo a má kulovitý tvar. Alhazen řekl, že sluneční paprsky se nezrcadlí, ale jsou vyzařovány z každé lunární oblasti všemi směry.

Až do příchodu dalekohledu všichni věřili, že vidí kulový objekt, stejně jako zcela hladký. V roce 1609 se objevila první skica Galilea Galileiho, která znázorňovala krátery a hory. Toto a pozorování dalších objektů pomohly posunout Koperníkovu heliocentrickou koncepci.

Vývoj dalekohledů vedl k detailování povrchových prvků. Všechny krátery, hory, údolí a moře byly pojmenovány na počest vědců, umělců a významných osobností. Až do 70. let 19. století všechny krátery byly považovány za sopečné útvary. Ale teprve později Richard Proctor navrhl, že by to mohly být stopy po nárazu.

Průzkum Měsíce

Vesmírná éra průzkumu Měsíce nám umožnila podívat se blíže na našeho souseda. Studená válka mezi SSSR a USA způsobila rychlý rozvoj všech technologií a Měsíc se stal hlavním cílem výzkumu. Vše začalo starty kosmických lodí a skončilo lidskými misemi.

Sovětský program Luna začal v roce 1958, kdy na povrch dopadly první tři sondy. Ale o rok později země úspěšně dodala 15 zařízení a získala první informace (informace o gravitaci a snímky povrchu). Vzorky byly dodány misemi 16, 20 a 24.

Mezi modely byly inovativní: Luna-17 a Luna-21. Sovětský program byl ale uzavřen a sondy se omezily pouze na průzkum povrchu.

NASA začala vypouštět sondy v 60. letech. V letech 1961-1965. Existoval program Ranger, který vytvořil mapu měsíční krajiny. Pak v letech 1966-1968. Rovery přistály.

V roce 1969 se stal skutečný zázrak, když astronaut Apolla 11 Neil Armstrong udělal první krok na satelitu a stal se prvním člověkem na Měsíci. Bylo to vyvrcholení mise Apollo, která měla původně za cíl létat s lidmi.

Na misích Apollo 11-17 bylo 13 astronautů. Podařilo se jim vytěžit 380 kg horniny. Všichni účastníci byli také zapojeni do různých studií. Poté nastal dlouhý klid. V roce 1990 se Japonsko stalo třetí zemí, které se podařilo nainstalovat svou sondu nad oběžnou dráhu Měsíce.

V roce 1994 poslaly Spojené státy loď Clementine, která vytvářela rozsáhlou topografickou mapu. V roce 1998 se skautovi podařilo najít v kráterech ledová ložiska.

V roce 2000 se mnoho zemí snažilo prozkoumat satelit. ESA vyslala kosmickou loď SMART-1, která v roce 2004 poprvé podrobně analyzovala chemické složení. Čína zahájila program Chang'e. První sonda dorazila v roce 2007 a zůstala na oběžné dráze 16 měsíců. Druhé zařízení také dokázalo zachytit přílet asteroidu 4179 Toutatis (prosinec 2012). Chang'e-3 vypustil rover na povrch v roce 2013.

V roce 2009 vstoupila na oběžnou dráhu japonská sonda Kaguya, která studovala geofyziku a vytvořila dvě plnohodnotné videorecenze. Od roku 2008-2009 je na oběžné dráze první mise z indického ISRO Chandrayaan. Dokázali vytvořit chemické, mineralogické a fotogeologické mapy s vysokým rozlišením.

NASA v roce 2009 použila kosmickou loď LRO a satelit LCROSS. Vnitřní struktura byla zkoumána dvěma dalšími rovery NASA vypuštěnými v roce 2012.

Smlouva mezi zeměmi uvádí, že družice zůstává společným majetkem, takže všechny země tam mohou vypouštět mise. Čína aktivně připravuje kolonizační projekt a své modely už testuje na lidech, kteří jsou dlouhodobě zavření ve speciálních kupolích. Pozadu nezůstává ani Amerika, která také hodlá osídlit Měsíc.

Využijte zdroje našeho webu k zobrazení krásných a vysoce kvalitních fotografií Měsíce ve vysokém rozlišení. Užitečné odkazy vám pomohou zjistit maximální známé množství informací o satelitu. Abyste pochopili, jaký je dnes Měsíc, stačí přejít do příslušných sekcí. Pokud si nemůžete koupit dalekohled nebo dalekohled, podívejte se na Měsíc prostřednictvím online dalekohledu v reálném čase. Snímek je neustále aktualizován a zobrazuje povrch kráteru. Místo také sleduje fáze měsíce a jeho polohu na oběžné dráze. K dispozici je pohodlný a fascinující 3D model satelitu, sluneční soustavy a všech nebeských těles. Níže je mapa měsíčního povrchu.

Satelity Země: od umělých po přirozené

Astronom Vladimir Surdin o expedicích na Měsíc, místě přistání Apolla 11 a vybavení astronautů:

Kliknutím na obrázek jej zvětšíte

Průměrná hmotnost Měsíce je asi 7,3477 x 1022 kg.

Měsíc je jediným satelitem Země a nejbližším nebeským tělesem. Zdrojem měsíční záře je Slunce, proto vždy pozorujeme pouze měsíční část obrácenou k velkému svítidlu. Druhá polovina Měsíce je v tuto chvíli ponořena do kosmické temnoty a čeká, až na ni přijde řada, aby se vynořila „do světla“. Vzdálenost mezi Měsícem a Zemí je přibližně 384 467 km. Dnes tedy zjistíme, kolik Měsíc váží ve srovnání s ostatními „obyvateli“ Sluneční soustavy, a také si prostudujeme zajímavosti o tomto tajemném pozemském satelitu.

Proč se tak Měsíc jmenuje?

Staří Římané nazývali Měsíc bohyní nočního světla, po které bylo nakonec pojmenováno i samotné noční svítidlo. Podle jiných zdrojů má slovo „měsíc“ indoevropské kořeny a znamená „jasný“ – a to z dobrého důvodu, protože družice Země je z hlediska jasu na druhém místě po Slunci. Ve staré řečtině se hvězda zářící studeným nažloutlým světlem na noční obloze nazývala jménem bohyně Selene.

Jaká je hmotnost Měsíce?

Měsíc váží asi 7,3477 x 1022 kg.

Ve skutečnosti z fyzikálního hlediska neexistuje nic takového jako „váha planety“. Koneckonců, hmotnost je síla, kterou působí těleso na vodorovnou plochu. Alternativně, pokud je těleso zavěšeno na svislém závitu, pak jeho hmotnost je tahová síla tohoto závitu tělesem. Je jasné, že Měsíc se nenachází na povrchu a není v „zavěšeném“ stavu. Takže z fyzikálního hlediska Měsíc nemá žádnou váhu. Proto by bylo vhodnější mluvit o hmotnosti tohoto nebeského tělesa.

Váha Měsíce a jeho pohyb – jaký je vztah?

Po dlouhou dobu se lidé pokoušeli rozluštit „záhadu“ pohybu družice Země. Teorie pohybu Měsíce, kterou poprvé vytvořil americký astronom E. Brown v roce 1895, se stala základem moderních výpočtů. K přesnému určení pohybu Měsíce však bylo nutné znát jeho hmotnost a také různé koeficienty goniometrických funkcí.

Díky úspěchům moderní vědy však bylo možné provádět přesnější výpočty. Pomocí metody laserového měření vzdálenosti můžete určit velikost nebeského tělesa s chybou pouhých několika centimetrů. Vědci tak identifikovali a dokázali, že hmotnost Měsíce je 81krát menší než hmotnost naší planety a poloměr Země je 37krát větší než stejný lunární parametr.

Takové objevy byly samozřejmě možné až s příchodem éry vesmírných satelitů. Ale vědci z éry velkého „objevitele“ Newtonova zákona univerzální gravitace určili hmotnost Měsíce studiem přílivu a odlivu způsobeného periodickými změnami polohy nebeského tělesa vzhledem k Zemi.

Měsíc - charakteristika a čísla

• povrch - 38 milionů km 2, což je přibližně 7,4 % povrchu Země
• objem - 22 mld. m 3 (2 % hodnoty stejného terestrického ukazatele)
• průměrná hustota - 3,34 g/cm 3 (v blízkosti Země - 5,52 g/cm 3)
• gravitace je rovna 1/6 zemské

Měsíc je poměrně „těžký“ nebeský satelit, který není typický pro pozemské planety. Pokud porovnáme hmotnost všech planetárních satelitů, bude Měsíc na pátém místě. I Pluto, které bylo do roku 2006 považováno za plnohodnotnou planetu, má více než pětkrát menší hmotnost než Měsíc. Jak víte, Pluto se skládá z kamenů a ledu, takže jeho hustota je nízká – přibližně 1,7 g/cm 3 . Ale Ganymede, Titan, Callisto a Io, což jsou satelity obřích planet Sluneční soustavy, převyšují hmotnost Měsíce.

Je známo, že gravitační síla nebo gravitace jakéhokoli tělesa ve vesmíru spočívá v přítomnosti přitažlivé síly mezi různými tělesy. Velikost přitažlivé síly zase závisí na hmotnosti těles a vzdálenosti mezi nimi. Země tedy přitahuje člověka na svůj povrch - a ne naopak, protože planeta je mnohem větší. V tomto případě se gravitační síla rovná váze osoby. Zkusme zdvojnásobit vzdálenost mezi středem Země a člověkem (např. vylezme na horu 6500 km nad zemským povrchem). Nyní člověk váží čtyřikrát méně!

Ale Měsíc je hmotnostně výrazně nižší než Země, a proto je měsíční gravitační síla také menší než síla zemské gravitace. Takže astronauti, kteří jako první přistáli na měsíčním povrchu, mohli dělat nepředstavitelné skoky – dokonce i s těžkým skafandrem a dalším „vesmírným“ vybavením. Vždyť na Měsíci se váha člověka sníží až šestkrát! Nejvhodnější místo pro stanovení „meziplanetárních“ olympijských rekordů ve skoku vysokém.

Nyní tedy víme, kolik Měsíc váží, jeho hlavní charakteristiky a další zajímavá fakta o hmotnosti tohoto tajemného pozemského satelitu.

Země a Měsíc se neustále otáčejí kolem své vlastní osy a kolem Slunce. Měsíc také obíhá kolem naší planety. V tomto ohledu můžeme na obloze pozorovat četné jevy spojené s nebeskými tělesy.

Nejbližší kosmické těleso

Měsíc je přirozený satelit Země. Vidíme ho jako svítící kouli na obloze, přestože sama světlo nevyzařuje, ale pouze odráží. Zdrojem světla je Slunce, jehož záření osvětluje měsíční povrch.

Pokaždé můžete na obloze vidět jiný Měsíc, jeho různé fáze. To je přímý důsledek rotace Měsíce kolem Země, která se zase otáčí kolem Slunce.

Lunární průzkum

Měsíc byl pozorován mnoha vědci a astronomy po mnoho staletí, ale skutečné, takříkajíc „živé“ studium družice Země začalo v roce 1959. Poté se k tomuto nebeskému tělesu dostala sovětská meziplanetární automatická stanice Luna-2. Pak toto zařízení nemělo schopnost pohybovat se po povrchu Měsíce, ale mohlo pouze zaznamenávat některá data pomocí přístrojů. Výsledkem bylo přímé měření slunečního větru – toku ionizovaných částic vycházejících ze Slunce. Poté byla na Měsíc doručena kulovitá vlajka s obrázkem státního znaku Sovětského svazu.

Sonda Luna 3, vypuštěná o něco později, pořídila první fotografii z vesmíru odvrácené strany Měsíce, která není ze Země viditelná. O několik let později, v roce 1966, přistála na zemském satelitu další automatická stanice s názvem Luna-9. Podařilo se jí provést měkké přistání a přenést na Zemi televizní panoramata. Pozemšťané poprvé viděli televizní show přímo z Měsíce. Před vypuštěním této stanice došlo k několika neúspěšným pokusům o měkké „lunární přistání“. Pomocí výzkumu provedeného pomocí tohoto přístroje byla potvrzena meteorologická teorie o vnější struktuře družice Země.

Cestu ze Země na Měsíc provedli Američané. Armstrong a Aldrin měli to štěstí, že byli prvními lidmi, kteří se prošli po Měsíci. Tato událost se stala v roce 1969. Sovětští vědci chtěli nebeské těleso prozkoumat pouze s pomocí automatizace, použili k tomu měsíční vozítka.

Charakteristika Měsíce

Průměrná vzdálenost Měsíce od Země je 384 tisíc kilometrů. Když je satelit nejblíže naší planetě, tento bod se nazývá Perigee, vzdálenost je 363 tisíc kilometrů. A když je mezi Zemí a Měsícem maximální vzdálenost (tento stav se nazývá apogeum), je to 405 tisíc kilometrů.

Dráha Země má vůči dráze její přirozené družice sklon – 5 stupňů.

Měsíc se na své oběžné dráze kolem naší planety pohybuje průměrnou rychlostí 1,022 kilometru za sekundu. A za hodinu uletí přibližně 3681 kilometrů.

Poloměr Měsíce je na rozdíl od Země (6356) přibližně 1737 kilometrů. Toto je průměrná hodnota, protože se může lišit v různých bodech na povrchu. Například na měsíčním rovníku je poloměr o něco větší než průměr - 1738 kilometrů. A v oblasti pólu je to o něco méně - 1735. Měsíc je také spíše elipsoid než koule, jako by byl trochu „zploštělý“. Naše Země má stejnou vlastnost. Tvar naší domovské planety se nazývá „geoid“. Je to přímý důsledek rotace kolem osy.

Hmotnost Měsíce v kilogramech je přibližně 7,3 * 1022, Země váží 81krát více.

Měsíční fáze

Fáze Měsíce jsou různé polohy družice Země vzhledem ke Slunci. První fází je novoluní. Pak přijde první čtvrtletí. Po něm přichází úplněk. A pak poslední čtvrtletí. Linie oddělující osvětlenou část satelitu od tmavé se nazývá terminátor.

Novoluní je fáze, kdy není na obloze vidět družice Země. Měsíc není viditelný, protože je blíže Slunci než naše planeta, a proto jeho strana přivrácená k nám není osvětlena.

První čtvrtina – polovina nebeského tělesa je viditelná, hvězda osvětluje pouze její pravou stranu. Mezi novoluním a úplňkem Měsíc „roste“. Právě v této době vidíme na obloze zářící srpek a nazýváme jej „rostoucím měsícem“.

Úplněk – Měsíc je viditelný jako kruh světla, který vše osvětluje svým stříbrným světlem. Světlo nebeského těla v této době může být velmi jasné.

Poslední čtvrtina – družice Země je viditelná jen částečně. Během této fáze se Měsíc nazývá „starý“ nebo „ubývající“, protože je osvětlena pouze jeho levá polovina.

Snadno rozeznáte přibývající měsíc od ubývajícího měsíce. Když měsíc ubývá, připomíná písmeno „C“. A když vyroste, když přiložíte klacek na měsíc, dostanete písmeno „R“.

Otáčení

Vzhledem k tomu, že Měsíc a Země jsou docela blízko u sebe, tvoří jeden systém. Naše planeta je mnohem větší než její satelit, takže ji ovlivňuje svou gravitační silou. Měsíc k nám směřuje stále na stejnou stranu, takže před lety do vesmíru ve 20. století nikdo druhou stranu neviděl. To se děje proto, že se Měsíc a Země otáčejí kolem své osy ve stejném směru. A rotace satelitu kolem své osy trvá stejnou dobu jako rotace kolem planety. Navíc společně udělají revoluci kolem Slunce, která trvá 365 dní.

Ale zároveň se nedá říct, kterým směrem se Země a Měsíc otáčí. Zdálo by se, že jde o jednoduchou otázku, ať už ve směru nebo proti směru hodinových ručiček, ale odpověď může záviset pouze na výchozím bodě. Rovina, na které se nachází oběžná dráha Měsíce, je mírně nakloněna vůči Zemi, úhel sklonu je přibližně 5 stupňů. Body, kde se protínají oběžné dráhy naší planety a její družice, se nazývají uzly měsíční oběžné dráhy.

Hvězdný měsíc a synodický měsíc

Hvězdný nebo hvězdný měsíc je časový úsek, během kterého Měsíc obíhá kolem Země a vrací se na stejné místo, odkud se začal pohybovat, vzhledem ke hvězdám. Tento měsíc trvá na planetě 27,3 dne.

Synodický měsíc je období, během kterého Měsíc provádí úplnou revoluci, pouze ve vztahu ke Slunci (doba, během které se mění měsíční fáze). Trvá 29,5 pozemského dne.

Synodický měsíc je o dva dny delší než siderický měsíc kvůli rotaci Měsíce a Země kolem Slunce. Vzhledem k tomu, že družice rotuje kolem planety a ta se zase otáčí kolem hvězdy, ukazuje se, že k tomu, aby družice prošla všemi svými fázemi, je potřeba další čas, než je úplná otáčka.

Příběh Odhady hmotnosti Měsíce pochází stovky let. Retrospektivu tohoto procesu představuje článek zahraničního autora Davida W. Hughese. Překlad tohoto článku byl proveden podle mých skromných znalostí angličtiny a je uveden níže. Newton odhadl hmotnost Měsíce na dvojnásobek hodnoty, která je nyní považována za přijatelnou. Každý má svou pravdu, ale pravda je jen jedna. Ukažte na tento problém mohli bychom položit Američany kyvadlem na povrch Měsíce. Koneckonců tam byli ;) . Telemetristé by mohli udělat totéž na základě orbitálních charakteristik LRO a dalších satelitů. Škoda, že tyto informace zatím nejsou k dispozici.

Observatoř

Měření hmotnosti Měsíce

Recenze ke 125. výročí hvězdárny

David W. Hughes

Katedra fyziky a astronomie, University of Sheffield

První odhad měsíční hmotnosti provedl Isaac Newton. Hodnota této veličiny (hmotnosti), stejně jako hustota Měsíce, je od té doby předmětem debat.

Úvod

Hmotnost je jednou z nejnevhodnějších veličin k měření v astronomickém kontextu. Obvykle měříme sílu, kterou působí neznámá hmota na známou hmotu nebo naopak. V dějinách astronomie neexistovala žádná představa o „hmotě“ řekněme Měsíce, Země a Slunce (M M, M E, M C) až do času Isaac Newton(1642 - 1727). Po Newtonovi byly stanoveny poměrně přesné hmotnostní poměry. Takže například v prvním vydání Živlů (1687) je uveden poměr MC/M E = 28700, který se pak zvyšuje na M C/M E = 227512 a M C/M E = 169282 ve druhém (1713) a třetím (1726 ) publikace, respektive v souvislosti s objasněním astronomické jednotky. Tento vztah zdůrazňoval skutečnost, že Slunce je důležitější než Země a poskytoval významnou podporu pro heliocentrickou hypotézu Koperník.

Údaje o hustotě (hmotnosti/objemu) tělesa pomáhají odhadnout jeho chemické složení. Před více než 2200 lety získali Řekové poměrně přesné hodnoty pro velikosti a objemy Země a Měsíce, ale hmotnosti nebyly známy a hustoty nebylo možné vypočítat. I když tedy Měsíc vypadal jako kamenná koule, nebylo možné to vědecky ověřit. Navíc se nepodařilo učinit první vědecké kroky k objasnění původu Měsíce.

Zdaleka nejlepší metoda pro určení hmotnosti planety dnes, ve vesmírném věku, spoléhá na třetí (harmonický) Keplerův zákon. Pokud má satelit hmotnost m, rotuje kolem Měsíce o hmotnosti M M , pak

Kde A je časově zprůměrovaná průměrná vzdálenost mezi M M a m, G je Newtonova gravitační konstanta a P- oběžná doba. Od M M >> m, tato rovnice udává přímo hodnotu M M.

Pokud může astronaut změřit gravitační zrychlení, G M na povrchu Měsíce, pak

kde RM je měsíční poloměr, parametr, který se od té doby měří s přiměřenou přesností Aristarchos ze Samosu, asi před 2290 lety.

Isaac Newton 1 neměřil hmotnost Měsíce přímo, ale pokusil se odhadnout vztah mezi sluneční a měsíční hmotností pomocí měření mořských přílivů a odlivů. I když mnoho lidí před Newtonem předpokládalo, že příliv a odliv souvisí s pozicí a vlivem Měsíce, Newton byl první, kdo se na toto téma podíval z gravitační perspektivy. Uvědomil si, že slapová síla vytvářená tělesem o hmotnosti M na dálku dúměrný M/d 3 . Pokud má toto těleso průměr D a hustotu ρ , tato síla je úměrná ρ D 3 / d 3 . A pokud úhlová velikost těla, α , malá, přílivová síla je úměrná ρα 3. Slapová síla Slunce je tedy o něco menší než polovina síly Měsíce.

Komplikace nastaly proto, že nejvyšší příliv byl pozorován, když bylo Slunce skutečně 18,5° od syzygy, a také proto, že měsíční dráha neleží v rovině ekliptiky a je excentrická. Bere toto vše v úvahu, Newton na základě svých pozorování, že „K ústí řeky Avon, tři míle pod Bristolem, výška stoupání vody v jarních a podzimních syzygiích svítidel (podle pozorování Samuela Sturmyho) je asi 45 stop, ale v kvadratuře pouze 25 “, dospěl k závěru, že „hustota hmoty Měsíce se vztahuje k hustotě hmoty Země jako 4891 až 4000 nebo jako 11 až 9. Měsíc je hustší a pozemskější než Země samotná“ a „hmotnost hmoty Měsíce bude v hmotnosti hmoty Země jako 1 ku 39,788“ (Principy, kniha 3, tvrzení 37, problém 18).

Vzhledem k tomu, že aktuální hodnota poměru mezi hmotností Země a hmotností Měsíce je udávána jako M E /M M = 81,300588, je jasné, že s Newtonem se něco pokazilo. Je také 3.0 poněkud realističtější než 9/5 pro poměr výšky syzygy? a kvadraturní příliv. Velkým problémem byla také Newtonova nepřesná hodnota hmotnosti Slunce. Všimněte si, že Newton měl velmi malou statistickou přesnost a jeho údaj o pěti platných číslicích v hodnotě M E /M M je zcela nepodložený.

Pierre-Simon Laplace(1749 - 1827) věnoval značný čas analýze výšek přílivu (zejména u Brestu), přičemž se soustředil na příliv a odliv ve čtyřech hlavních fázích Měsíce při slunovratech a rovnodennostech. Laplace 2 pomocí krátké série pozorování v 18. století získal hodnotu M E /M M 59. Do roku 1797 tuto hodnotu zpřesnil na 58,7. Použitím rozšířeného souboru slapových dat v roce 1825 získal Laplace 3 ME/M M = 75.

Laplace si uvědomil, že slapový přístup je jedním z mnoha způsobů, jak zjistit měsíční hmotnost. Fakt, že rotace Země komplikuje slapové modely a že konečným produktem výpočtu byl poměr hmotnosti Měsíce a Slunce, mu zjevně vadil. Porovnal tedy svou slapovou sílu s měřeními získanými jinými metodami. Laplace 4 dále zapisuje koeficienty M E /M M jako 69,2 (s použitím d'Alembertových koeficientů), 71,0 (s použitím Maskelyneovy analýzy Bradleyho nutace a pozorování paralaxy) a 74,2 (s použitím Burgovy práce o nerovnosti lunární paralaxy). Laplace zjevně považoval každý výsledek za stejně důvěryhodný a jednoduše zprůměroval čtyři hodnoty, aby získal průměr. „La valeur le plus vraisembable de la masse de la lune, qui me parait vyústil des divers phenomenes 1/68.5“ (odkaz 4, str. 160). Průměrný poměr ME/M M rovný 68,5 je opakovaně nalezen u Laplace5.

Je pochopitelné, že na počátku devatenáctého století musely vzniknout pochybnosti o Newtonově hodnotě 39,788, zejména v myslích některých britských astronomů, kteří si byli vědomi práce svých francouzských kolegů.

Finlayson 6 se vrátil k slapové technice a pomocí měření syzygy? a kvadraturních přílivů a odlivů v Doveru za roky 1861, 1864, 1865 a 1866, získal následující hodnoty ME/M M: 89,870, 88,243, 87,943 a 86,000, v tomto pořadí. Ferrell 7 extrahoval hlavní harmonické z devatenácti let slapových dat v Brestu (1812 - 1830) a získal výrazně nižší poměr M E / M M = 78. Harkness 8 udává slapovou hodnotu M E / M M = 78,65.

Tzv kyvadlová metoda je založeno na měření gravitačního zrychlení. Vrátíme-li se ke třetímu Keplerovu zákonu, vezmeme-li v úvahu druhý Newtonův zákon, který získáme

Kde AM- časově zprůměrovaná vzdálenost mezi Zemí a Měsícem, P M- lunární hvězdná doba revoluce (tj. délka hvězdného měsíce), GE gravitační zrychlení na povrchu Země, a R E- poloměr Země. Tak

Podle Barlowa a Bryana 9 byl tento vzorec použit Airy 10 k měření M E / M M, ale byl nepřesný kvůli malé hodnotě této hodnoty a akumulované akumulované nejistotě v hodnotách veličin. AM , GE, R E, A P M.

Jak byly dalekohledy pokročilejší a přesnost astronomických pozorování se zvyšovala, bylo možné řešit lunární rovnici přesněji. Celkové těžiště systému Země/Měsíc se pohybuje kolem Slunce po eliptické dráze. Země i Měsíc obíhají kolem tohoto těžiště každý měsíc.

Pozorovatelé na Zemi tak v průběhu každého měsíce vidí mírný posun na východ a poté malý posun v nebeské poloze objektu směrem na západ ve srovnání se souřadnicemi objektu, které by měl, kdyby neexistovala masivní družice Země. Ani u moderních přístrojů není tento pohyb v případě hvězd detekován. Lze jej však snadno změřit pro Slunce, Mars, Venuši a asteroidy, které procházejí poblíž (například Eros je ve svém nejbližším bodě jen 60krát dále než Měsíc). Amplituda měsíčního posunu polohy Slunce je asi 6,3 úhlových sekund. Tím pádem

Kde aC- průměrná vzdálenost mezi Zemí a těžištěm soustavy Země-Měsíc (to je asi 4634 km), a tak jako- průměrná vzdálenost mezi Zemí a Sluncem. Pokud je průměrná vzdálenost Země-Měsíc M je také známo, že

Bohužel konstanta této „lunární rovnice“, tzn. 6,3", to je velmi malý úhel, který je extrémně obtížné přesně změřit. Navíc M E / M M závisí na přesné znalosti vzdálenosti Země-Slunce.

Hodnota měsíční rovnice může být několikanásobně větší pro asteroid, který prochází blízko Země. Gill 11 použil pozorování polohy asteroidu 12 Victoria v letech 1888 a 1889 a sluneční paralaxu na 8,802" ± 0,005" a dospěl k závěru, že ME/M M = 81,702 ± 0,094. Hinks 12 použil dlouhou sekvenci pozorování asteroidu 433 Eros a dospěl k závěru, že ME/M M = 81,53 ± 0,047. Poté použil aktualizovanou hodnotu sluneční paralaxy a opravené hodnoty pro asteroid 12 Victoria od Davida Gilla a získal opravenou hodnotu M E / M M = 81,76 ± 0,12.

Pomocí tohoto přístupu Newcomb 13 z pozorování Slunce a planet získal M E /M M = 81,48 ± 0,20.

Spencer John S 14 analyzovala pozorování asteroidu 433 Eros, když v roce 1931 procházel 26 x 10 6 km od Země. Hlavním cílem bylo měření sluneční paralaxy a za tímto účelem byla v roce 1928 vytvořena komise Mezinárodní astronomické unie. Spencer Jones objevil, že konstanta měsíční rovnice je 6,4390 ± 0,0015 úhlových sekund. To v kombinaci s novou hodnotou pro sluneční paralaxu vedlo k poměru ME/M M =81,271±0,021.

Lze použít i precesi a nutaci. Pól zemské rotační osy se pohybuje kolem pólu ekliptiky každých zhruba 26 000 let, což se odráží také v pohybu prvního bodu Berana podél ekliptiky rychlostí asi 50,2619" za rok. Precese byla objevena Hipparchem v roce 2000 Tento pohyb překrývá rychlejší, malý periodický pohyb známý jako nutace James Bradley(1693~1762) v roce 1748. Nutace nastává hlavně proto, že rovina měsíční oběžné dráhy se neshoduje s rovinou ekliptiky. Maximální nutace je asi 9,23" a úplný cyklus trvá asi 18,6 let. Existují také další nutace produkované Sluncem. Všechny tyto efekty jsou způsobeny točivými momenty působícími na rovníkové výdutě Země.

Velikost lunisolární precese v ustáleném stavu v zeměpisné délce a amplitudy různých periodických nutací v zeměpisné délce jsou funkcemi, mimo jiné, hmotnosti Měsíce. Stone 15 poznamenal, že lunisolární precese L a nutační konstanta N jsou dány vztahem:

kde ε=(M M/M S) (a S/a M) 3, a S a a M jsou průměrné vzdálenosti Země-Slunce a Země-Měsíc;

e E a e M jsou excentricity zemské a měsíční oběžné dráhy. Delaunayova konstanta je reprezentována jako γ. K prvnímu přiblížení je γ sinus poloviny úhlu sklonu lunární oběžné dráhy k ekliptice. Hodnota ν je posunutí uzlu lunární oběžné dráhy,

během juliánského roku ve vztahu k linii rovnodenností; χ je konstanta, která závisí na průměrné rušivé síle Slunce, momentu setrvačnosti Země a úhlové rychlosti Země na její oběžné dráze. Všimněte si, že χ se ruší, pokud je L děleno N. Stone dosazením L = 50,378" a N = 9,223" dostane M E /M M = 81,36. Newcomb použil svá vlastní měření L a N a zjistil M E/M M = 81,62 ± 0,20. Proctor 16 zjistil, že ME/M M = 80,75.

Pohyb Měsíce kolem Země by byl přesně elipsa, pokud by Měsíc a Země byly jedinými tělesy ve sluneční soustavě. Skutečnost, že nejsou, vede k měsíční paralaktické nerovnosti. V důsledku přitažlivosti jiných těles ve sluneční soustavě, a zejména Slunce, Dráha Měsíce je extrémně složitá. Tři největší nerovnosti, které je třeba použít, jsou způsobeny evekcí, variací a roční rovnicí. V kontextu této práce je variace nejdůležitější nerovností. (Historicky, Sedillot říká, že měsíční variace byla objevena Abul-Wafa v 9. století; jiní připisují objev Tycho Brahe).

Měsíční variace je způsobena změnou, ke které dochází v důsledku rozdílu ve sluneční gravitaci v systému Země-Měsíc během synodického měsíce. Tento efekt je nulový, když jsou vzdálenosti od Země ke Slunci a Měsíce ke Slunci stejné, což je situace, která nastává velmi blízko první a poslední čtvrti. Mezi první čtvrtí (přes úplněk) a poslední čtvrtí, kdy je Země blíže Slunci než Měsíc a Země je převážně od Měsíce odtažena. Mezi poslední čtvrtí (přes nov) a první čtvrtí je Měsíc blíže Slunci než Země, a proto je Měsíc převážně od Země odtahován. Výslednou zbytkovou sílu lze rozložit na dvě složky, jednu tečnou k lunární dráze a druhou kolmou k dráze (tj. ve směru Měsíc-Země).

Poloha Měsíce se mění až o ±124,97 úhlových sekund (podle Brouwera a Clementse 17) vzhledem k poloze, kterou by měl, kdyby bylo Slunce nekonečně daleko. Právě tato 124,9" je známá jako nerovnost paralaxy.

Protože těchto 124,97 úhlových sekund odpovídá čtyřem minutám času, očekává se, že tuto hodnotu lze měřit s přiměřenou přesností. Nejzřetelnějším důsledkem paralaktické nerovnosti je, že interval mezi novoluním a první čtvrtí je asi osm minut, tzn. déle než od stejné fáze do úplňku. Přesnost, s jakou lze tuto veličinu měřit, bohužel poněkud snižuje skutečnost, že měsíční povrch je nerovný a že pro měření polohy Měsíce v různých částech oběžné dráhy je třeba použít různé hrany měsíce. (Kromě toho dochází také k malé periodické změně zdánlivého polovičního průměru Měsíce v důsledku měnícího se kontrastu mezi jasností okraje Měsíce a oblohy. To představuje chybu, která se pohybuje mezi ±0,2" a 2 “, viz Campbell a Nason 18).

Roy 19 poznamenává, že měsíční paralaktická nerovnost P je definována jako

Podle Campbella a Nasona 18 byla zjištěna nerovnost paralaxy 123,5" v roce 1812, 122,37" v roce 1854, 126,46" v roce 1854, 124,70" v roce 1859, 125,36" v roce 18251 a 68,36" v roce 18267, Poměr hmotnosti Země/Měsíce lze tedy vypočítat z pozorování disparit paralaxy, pokud jiné veličiny, a zejména sluneční paralaxy (tj. tak jako), jsou známy. To vedlo k dichotomii mezi astronomy. Někteří navrhují použít poměr hmotnosti Země/Měsíce z paralaktické nerovnosti k odhadu průměrné vzdálenosti Země-Slunce. Jiní navrhují hodnotit první prostřednictvím druhého (viz Moulton 20).

Nakonec zvažte narušení oběžných drah planet. Dráhy našich nejbližších sousedů, Marsu a Venuše, které zažívají gravitační vliv systému Země-Měsíc. Díky této akci se orbitální parametry, jako je excentricita, délka uzlu, sklon a perihelium, mění jako funkce času. Přesné měření těchto změn lze použít k odhadu celkové hmotnosti systému Země/Měsíc a odečtením hmotnosti Měsíce.

Tento návrh poprvé předložil Le Verrier (viz Young 21). Zdůraznil skutečnost, že pohyby uzlů a perihelia, i když jsou pomalé, jsou plynulé, a budou tak s postupem času známy se stále větší přesností. Le Verrier byl touto myšlenkou tak nadšen, že opustil pozorování tehdejšího přechodu Venuše v přesvědčení, že sluneční paralaxa a hmotnostní poměr Slunce/Země budou nakonec mnohem přesněji nalezeny perturbační metodou.

Nejranější bod pochází z Newtonova principu.

Přesnost známé měsíční hmotnosti.

Metody měření lze rozdělit do dvou kategorií. Technika přílivu a odlivu vyžaduje speciální vybavení. Odstupňovaná vertikální tyč se ztrácí v pobřežním bahně. Bohužel složitost přílivových podmínek kolem pobřeží a zálivů Europy znamenala, že výsledné hodnoty měsíční hmotnosti nebyly ani zdaleka přesné. Slapová síla, se kterou tělesa interagují, je úměrná jejich hmotnosti dělené třetí mocninou vzdálenosti. Je tedy třeba připomenout, že konečným produktem výpočtu je ve skutečnosti poměr mezi hmotností Měsíce a Slunce. A vztah mezi vzdálenostmi Měsíce a Slunce musí být přesně znám. Typické slapové hodnoty M E / M M 40 (v roce 1687), 59 (v roce 1790), 75 (v roce 1825), 88 (v roce 1865) a 78 (v roce 1874), zvýrazňují obtížnost související s interpretací dat.

Všechny ostatní metody se spoléhaly na přesná teleskopická pozorování astronomických pozic. Detailní pozorování hvězd během dlouhých časových období vedlo k odvození precesních konstant a nutaci zemské rotační osy. Lze je interpretovat z hlediska vztahu mezi hmotností Měsíce a Slunce. Přesná poziční pozorování Slunce, planet a některých asteroidů během několika měsíců vedlo k odhadu vzdálenosti Země od středu hmoty systému Země-Měsíc. Pečlivá pozorování polohy Měsíce jako funkce času v průběhu měsíce vyústila v amplitudu paralaxní disparity. Poslední dvě metody, společně spoléhat se na měření zemského poloměru, délky hvězdného měsíce a gravitačního zrychlení na zemském povrchu, vedly k odhadu velikosti , spíše než hmotnosti samotného Měsíce. Je zřejmé, že pokud je známa pouze s přesností ±1 %, je hmotnost Měsíce nejistá. Pro získání poměru M M /M E s přesností, řekněme, 1, 0,1, 0,01 %, je nutné změřit hodnotu s přesností ± 0,012, 0,0012, respektive 0,00012 %.

Když se podíváme zpět na historické období od roku 1680 do roku 2000, můžeme vidět, že měsíční hmotnost byla známa ±50 % mezi lety 1687 a 1755, ±10 % mezi lety 1755 a 1830, ±3 % mezi lety 1830 a 1900, ±0,15 % mezi lety 1900 a 1968 a ± 0,0001 % mezi rokem 1968 a současností. Mezi lety 1900 a 1968 byly ve vážné literatuře běžné dva významy. Lunární teorie indikovala M E/M M = 81,53 a lunární rovnice a lunární paralaktická nerovnost daly o něco menší hodnotu M E/M M = 81,45 (viz Garnett a Woolley 22). Jiné hodnoty byly citovány výzkumníky, kteří ve svých příslušných rovnicích použili jiné hodnoty sluneční paralaxy. Tento menší zmatek byl odstraněn, když lehký orbiter a velitelský modul létaly po dobře známých a přesně změřených drahách kolem Měsíce během éry Apolla. Aktuální hodnota M E /M M = 81,300588 (viz Seidelman 23) je jednou z nejpřesněji známých astronomických veličin. Naše přesné znalosti o skutečné měsíční hmotě jsou zahaleny nejistotou v Newtonově gravitační konstantě G.

Význam měsíční hmoty v astronomické teorii

Isaac Newton 1 udělal jen velmi málo se svými nově nalezenými lunárními znalostmi. I když byl prvním vědcem, který změřil měsíční hmotnost, jeho M E / M M = 39,788 by si podle všeho nezasloužilo moderní komentář. Skutečnost, že odpověď byla příliš malá, téměř dvojnásobná, nebyla realizována více než šedesát let. Jediný fyzikálně významný závěr je, že Newton vycházel z ρ M /ρ E = 11/9, což znamená, že „tělo Měsíce je hustší a pozemskější než tělo naší Země“ (Principia, kniha 3, tvrzení 17, důsledek 3).

Naštěstí tento fascinující, i když mylný závěr nezavede svědomité kosmogonisty do slepé uličky ve snaze vysvětlit jeho význam. Kolem roku 1830 se ukázalo, že ρ M /ρ E bylo 0,6 a M E /M M bylo mezi 80 a 90. Grant 24 poznamenal, že „toto je bod, ve kterém větší přesnost neoslovila existující principy vědy“, což naznačuje, že přesnost je zde nedůležitá jednoduše proto, že ani astronomická teorie, ani teorie původu Měsíce se na tato data příliš nespoléhala. Agnes Clerk 25 byla opatrnější a poznamenala, že "lunárně-pozemský systém... byl zvláštní výjimkou mezi tělesy pod vlivem Slunce."

Měsíc (hmotnost 7,35-10 25 g) je pátý z deseti satelitů ve Sluneční soustavě (počínaje číslem jedna, to jsou Ganymed, Titan, Callisto, Io, Luna, Europa, Saturnovy prstence, Triton, Titania, a Rhea). Současný v 16. a 17. století, Koperníkův paradox (skutečnost, že Měsíc se točí kolem Země, zatímco Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter a Saturn se točí kolem Slunce) byl dávno zapomenut. Velkou kosmogonickou a selenologickou zajímavostí byl „primární/nejmasivnější-sekundární“ hmotnostní poměr. Zde je seznam Pluto/Charon, Země/Měsíc, Saturn/Titan, Neptun/Triton, Jupiter/Callisto a Uran/Titania, koeficienty jsou 8,3, 81,3, 4240, 4760, 12800 a 24600, v tomto pořadí. To je první věc, která ukazuje na jejich možný společný původ bifurkací kondenzací tělesné tekutiny (viz např. Darwin 26, Jeans 27 a Binder 28). Ve skutečnosti neobvyklý poměr hmotnosti Země/Měsíce vedl Wooda 29 k závěru, že „zcela jasně naznačuje, že událost nebo proces, který vytvořil Měsíc Země, byl neobvyklý, a naznačuje, že určité uvolnění normální averze k přitahování zvláštních okolností může být v tomto přípustné. problém."

Selenologie, studium původu Měsíce, se stala „vědeckou“ objevem měsíců Jupitera v roce 1610 Galileem. Měsíc ztratil své jedinečné postavení. Poté Edmond Halley 30 zjistil, že lunární oběžná doba se mění s časem. Tak tomu však nebylo, dokud dílo G.H. Darwina koncem 70. let 19. století, kdy vyšlo najevo, že Země a Měsíc byly původně mnohem blíže k sobě. Darwin navrhl, že bifurkace vyvolaná rezonancí na začátku, rychlá rotace a kondenzace roztavené Země vedly ke vzniku Měsíce (viz Darwin 26). Osmond Fisher 31 a V.H. Pickering 32 zašel dokonce tak daleko, že naznačoval, že povodí Tichého oceánu byla jizva, která zůstala po odtržení Měsíce od Země.

Druhým hlavním selenologickým faktem byl hmotnostní poměr Země/Měsíc. Skutečnost, že došlo k porušení významů Darwinových tezí, zaznamenal A.M. Ljapunov a F.R. Moulton (viz například Moulton 33). . Spolu s nízkým kombinovaným momentem hybnosti systému Země-Měsíc to vedlo k pomalé smrti Darwinovy ​​slapové teorie. Poté bylo navrženo, že Měsíc byl jednoduše vytvořen jinde ve sluneční soustavě a poté zachycen v nějakém složitém procesu tří těles (viz například C 34).

Třetím hlavním faktem byla měsíční hustota. Newtonova hodnota ρ M /ρ E 1,223 se stala 0,61 v roce 1800, 0,57 v roce 1850 a 0,56 v roce 1880 (viz Štětec 35). Na úsvitu devatenáctého století se ukázalo, že Měsíc má hustotu asi 3,4 g cm -3. Na konci dvacátého století zůstala tato hodnota téměř nezměněna a činila 3,3437 ± 0,0016 g cm -3 (viz Hubbard 36). Je zřejmé, že složení měsíce bylo odlišné od složení Země. Tato hustota je podobná hustotě hornin v mělkých hloubkách v zemském plášti a naznačuje, že k darwinovské bifurkaci došlo v heterogenní spíše než homogenní Zemi v době po diferenciaci a hlavní morfogenezi. V poslední době je tato podobnost jedním z hlavních faktů přispívajících k popularitě hypotézy berana o měsíční formaci.

Bylo poznamenáno, že průměr Hustota Měsíce byl stejný jako meteority(a možná asteroidy). Gullemin 37 poukázal Hustota Měsíce PROTI 3.55 krát více než voda. Poznamenal, že „je tak zajímavé znát hodnoty hustoty 3,57 a 3,54 pro některé meteority sesbírané poté, co dopadly na povrch Země.“ Nasmyth a Carpenter 38 poznamenali, že „měrnou hmotnost měsíční hmoty (3,4) schopnost všimnout je přibližně stejná jako u křemíku, skla nebo diamantu: a kupodivu je téměř totožná s meteority, které čas od času najdeme ležet na zemi; V důsledku toho se potvrzuje teorie, že tato tělesa byla původně úlomky měsíční hmoty a pravděpodobně byla kdysi vyvržena z měsíčních sopek takovou silou, že spadla do sféry zemské gravitace a nakonec spadla na zemský povrch.“

Urey 39, 40 využil této skutečnosti k podpoře své teorie zachycování Měsíce, ačkoli se obával rozdílu mezi hustotou Měsíce a hustotou určitých chondritických meteoritů a jiných pozemských planet. Epic 41 považoval tyto rozdíly za nepodstatné.

závěry

Hmotnost Měsíce je extrémně netypická. Je příliš velký na to, aby se náš satelit mohl pohodlně umístit mezi skupiny planetárních zachycených asteroidů, jako jsou Phobos a Deimos kolem Marsu, skupiny Himalia a Ananke kolem Jupiteru a skupiny Iapetus a Phoebe kolem Saturnu. Skutečnost, že tato hmotnost je 1,23 % Země, je bohužel pouze vedlejším vodítkem z mnoha na podporu navrhovaného mechanismu vzniku dopadu. Bohužel, dnešní populární teorie jako „těleso velikosti Marsu narazí na nově diferencovanou Zemi a vyrazí tunu materiálu“ má určité problémy. I když byl tento proces shledán možným, nezaručuje to, že je pravděpodobný. takhle, jako „proč v té době vznikl jen jeden Měsíc?“, „proč se jiné Měsíce nevytvářejí jindy?“, „proč tento mechanismus fungoval na planetě Zemi, ale ne u našich sousedů Venuše, Mars a Rtuť?" přijít na mysl.

Hmotnost Měsíce je příliš malá na to, aby byl zařazen do stejné kategorie jako Charon Pluta. 8,3/1 Poměr mezi hmotnostmi Pluta a Charonu, koeficient, který udává, že dvojice těchto těles je tvořena kondenzační bifurkací, rotací téměř kapalného tělesa, a je velmi vzdálená hodnotě 81,3/1. poměr hmotností Země a Měsíce.

Lunární hmotnost známe v rámci jedné části 109. Ale nemůžeme se zbavit dojmu, že obecná odpověď na to je přesně „no a co“. Tyto znalosti jako vodítko nebo vodítko o původu našeho nebeského partnera nestačí. Ve skutečnosti v jednom z posledních 555stránkových svazků na toto téma 42 rejstřík dokonce nezahrnuje „měsíční hmotu“ jako položku!

Reference

(1) I. Newton, Principia, 1687. Zde používáme Sira Isaaca Newtona Matematické principy přírodní filozofie, přeložil do angličtiny Andrew Motte v roce 1729; překlad revidoval a dodal s historickou a vysvětlující přílohou Florian Cajori, Svazek 2: Systém světa(University of California Press, Berkeley a Los Angeles), 1962.

(2) P.-S. Laplace, Mem. Acad. des Sciences, 45, 1790.

(3) P.-S. Laplace, Tome 5, Livre 13 (Bachelier, Paříž), 1825.

(4) P.-S. Laplace, Traite de Mechanique Celeste, Tome 3 (rimprimerie de Crapelet, Paříž), 1802, s, 156.

(5) P.-S. Laplace, Traite de Mechanique Celeste, Tome 4 (Courcicr, Paříž), 1805, str. 346.

(6) H. P. Finlayson, MNRAS, 27, 271, 1867.

(7) W. E, Fcrrel, Výzkumy přílivu a odlivu. Příloha ke zprávě Coast Survey Report za rok 1873 (Washington, DC) 1874.

(8) W. Harkness, Pozorování Washingtonské observatoře, 1885? Dodatek 5, 1891,

(9) C. W. C. Barlow Sc G. H Bryan, Elementární matematická astronomie(University Tutorial Press, Londýn) 1914, str. 357.

(10) G. B. Airy, Mem. RAS., 17, 21, 1849.

(11) D. Gill, Annals of the Cape Observatory, 6, 12, 1897.

(12) A. R. Hinks, MNRAS, 70, 63, 1909.

(13) S. Ncwcomb, Doplněk k americké efemeridě pro tSy?(Washington, D.C.), 1895, str. 189.

(14) H. Spencer Jones, MNRAS, 10], 356, 1941.

(15) E. J. Stone, MNRAS, 27, 241, 1867.

(16) R. A. Proctor, Stará a síťová astronomie(Longmans, Green, and Co., Londýn), )