Единственный естественный спутник Земли и ближайшее к нам небесное тело

ЛУНА, единственный естественный спутник Земли и ближайшее  к нам небесное

 тело; среднее расстояние  до Луны - 384000 километров, астрономический

 знак (.

 

 Движение луны.

 

 Луна движется вокруг  Земли со средней скоростью  1,02 км/сек по

 приблизительно эллиптической  орбите в том же направлении,  в котором

 движется подавляющее  большинство других тел Солнечной  системы, то есть 

 против часовой стрелки,  сели смотреть на орбиту Луны  со стороны

 Северного полюса мира. Большая полуось орбиты Луны, равная среднему

 расстоянию между центрами  Земли и Луны, составляет 384 400 км

(приблизительно 60 земных  радиусов). Вследствие эллиптичности  орбиты и

 возмущений расстояние  до Луны колеблется между 356 400 и 406 800 км.

 Период обращения Луны  вокруг Земли, так называемый  сидерический

(звездный) месяц равен  27,32166 суток, но подвержен небольшим  колебаниям

 и очень малому вековому  сокращению. Движение Луны вокруг  Земли очень

 сложно, и его изучение  составляет одну из труднейших  задач небесной

 механики. Эллиптическое  движение представляет собой  лишь грубое

 приближение, на него  накладываются многие возмущения, обусловленные

 притяжением Солнца, планет  и сплюснутостью Земли. Главнейшие  из этих

 возмущений, или неравенств, были открыты из наблюдений  задолго до

 теоретического вывода  их из закона всемирного тяготения.  Притяжение Луны

 Солнцем в 2,2 раза  сильнее, чем Землей, так что,  строго говоря,

 следовало бы рассматривать  движение Луны вокруг Солнца  и возмущения

 этого движения Землей. Однако, поскольку исследователя  интересует

 движение Луны, каким  оно видно с Земли, гравитационная  теория, которую

 разрабатывали многие  крупнейшие ученые, начиная с  И. Ньютона,

 рассматривает движение  Луны именно вокруг Земли. В  20 веке пользуются

 теорией американского  математика Дж. Хилла, на основе  которой

 американский астроном  Э. Браун вычислил (1919) математические, ряды и

 составил таблицы, содержащие  широту, долготу и параллакс Луны.

 Аргументом служит  время. 

 

 Плоскость орбиты Луны  наклонена к эклиптике под  углом 5о8”43”,

 подверженным небольшим  колебаниям. Точки пересечения орбиты  с

 эклиптикой, называются  восходящим и нисходящим узлами, имеют 

 неравномерное попятное  движение и совершают полный  оборот по эклиптике

 за 6794 суток (около 18 лет), вследствие чего Луна возвращается  к

 одному и тому же  узлу через интервал времени  - так называемый

 драконический месяц, - более короткий, чем сидерический  и в среднем 

 равный 27.21222 суток, с  этим месяцем связана периодичность  солнечных и

 лунных затмений. Луна  вращается вокруг оси, наклоненной  к плоскости

 эклиптики под углом  88°28', с периодом, точно равным  сидерическому

 месяцу, вследствие чего  она повернута к Земле всегда  одной и той же

 стороной. Такое совпадение  периодов осевого вращения и  орбитального

 обращения не случайно, а вызвано трением приливов, которое  Земля

 производила в твердой  или некогда жидкой оболочке  Луны. Однако сочетание

 равномерного вращения  с неравномерным движением по  орбите вызывает

 небольшие периодические  отклонения от неизменного направления  к Земле,

 достигающие 7° 54' по  долготе, а наклон оси вращения  Луны к плоскости ее

 орбиты обусловливает  отклонения до 6°50' по широте, вследствие  чего в

 разное время с Земли  можно видеть до 59 % всей поверхности  Луны (хотя

 области близ краев  лунного диска видны лишь в  сильном перспективном

 ракурсе); такие отклонения  называются либрацией Луны. Плоскости  экватора

 Луны, эклиптики и лунной  орбиты всегда пересекаются по  одной прямой

(закон Кассини).

 

 Форма Луны.

 

 Форма Луны очень  близка к шару с радиусом 1737 км, что равно 0,2724

 экваториального радиуса  Земли. Площадь поверхности Луны  составляет 3,8

* 107 км2, а объем 2,2 * 1025 см3. Более детальное определение  фигуры

 Луны затруднено тем,  что на Луне, из за отсутствия  океанов, нет явно

 выраженной уровенной  поверхности по отношению к  которой можно было бы

 определить высоты  и глубины; кроме того, поскольку  Луна повернута к

 Земле одной стороной, измерять с Земли радиусы точек  поверхности

 видимого полушария  Луны (кроме точек на самом  краю лунною диска)

 представляется возможным  лишь на основании слабого  стереоскопического

 эффекта, обусловленного  либрацией. Изучение либрации  позволило оценить

 разность главных полуосей  эллипсоида Луны. Полярная ось  меньше

 экваториальной, направленной  в сторону Земли, примерно на 700 м и

 меньше экваториальной  оси, перпендикулярной направлению  на Землю, на 400

 м. Таким образом,  Луна под влиянием приливных  сил, немного вытянута в 

 сторону Земли. Масса  Луны точнее всего определяется  из наблюдений её

 искусственных спутников.  Она в 81 раз меньше массы  земли, что

 соответствует 7.35 *1025 г.  Средняя плотность Луны равна  3,34 г. см3

(0.61 средней плотности  Земли). Ускорение силы тяжести  на поверхности

 Луны в 6 раз больше, чем на Земле, составляет 162.3 см. сек2 и

 уменьшается на 0.187 см. сек2 при подъеме на 1 километр. Первая

 космическая скорость 1680 м. сек, вторая 2375 м. сек. Вследствие  малого

 притяжения Луна не  смогла удержать вокруг себя  газовой оболочки, а также

 воду в свободном  состоянии.

 

 Фазы Луны.

 

 Не будучи самосветящейся, Луна видна только в той  части, куда падают

 солнечные лучи, либо  лучи, отраженные Землей. Этим объясняются  фазы

 Луны. Каждый месяц  Луна, двигаясь по орбите, проходит  между Землей и

 Солнцем и обращена  к нам темной стороной, в это  время происходит

 новолуние. Через 1 - 2 дня после этого на западной  части неба появляется

 узкий яркий серп  молодой Луны. Остальная часть  лунного диска бывает в

 это время слабо  освещена Землей, повернутой к  Луне своим дневным

 полушарием. Через 7 суток  Луна отходит от Солнца на 900, наступает

 первая четверть, когда  освещена ровно половина диска  Луны и терминатор,

 то есть линия раздела  светлой и темной стороны, становится  прямой -

 диаметром лунного  диска. В последующие дни терминатор  становится

 выпуклым, вид Луны  приближается к светлому кругу  и через 14 - 15 суток

 наступает полнолуние. На 22-е сутки наблюдается последняя  четверть.

 Угловое расстояние  Луны от солнца уменьшается,  она опять становится

 серпом и через 29.5 суток вновь наступает новолуние.  Промежуток между

 двумя последовательными  новолуниями называется синодическим  месяцем,

 имеющем среднюю продолжительность  29.5 суток. Синодический месяц  больше

 сидерического, так  как Земля за это время проходит  примерно 113 своей

 орбиты и Луна, чтобы  вновь проити между Землей  и Солнцем, должна пройти

 дополнительно еще  113 часть своей орбиты, на что  тратится немногим более

2 суток. Если новолуние  происходит вблизи одного из  узлов лунной орбиты,

 происходит солнечное  затмение, а полнолуние близ узла  сопровождается

 лунным затмением. Легко  наблюдаемая система фаз Луны  послужила основой

 для ряда календарных  систем.

 

 Поверхность Луны.

 

 Поверхность Луны довольно  темная, ее альбедо равно 0.073, то  есть она

 отражает в среднем  лишь 7.3 % световых лучей Солнца. Визуальная

 звездная величина  полной Луны на среднем расстоянии  равна - 12.7; она

 посылает в полнолуние  на Землю в 465 000 раз меньше  света, чем Солнце. В

 зависимости от фаз,  это количество света уменьшается  гораздо быстрее,

 чем площадь освещенной  части Луны, так что когда Луна  находится в

 четверти, и мы видим  половину ее диска светлой,  она посылает нам не 50

%, а лишь 8 % света от  полной Луны Показатель цвета  лунного света равен

+ 1.2, то есть он заметно  краснее солнечного. Луна вращается

 относительно Солнца  с периодом, равным синодическому  месяцу, поэтому

 день на Луне длится  почти 1.5 сутки и столько же  продолжается ночь. Не

 будучи защищена атмосферой, поверхность Луны нагревается  днем до + 110о

 С, а ночью остывает  до -120° С, однако, как показали  радионаблюдения,

 эти огромные колебания  температуры проникают вглубь  лишь на несколько

 дециметров вследствие  чрезвычайно слабой теплопроводности  поверхностных

 слоев. По той же  причине и во время полных  лунных затмений нагретая

 поверхность быстро  охлаждается, хотя некоторые места  дольше сохраняют

 тепло, вероятно, вследствие  большой теплоемкости (так называемые

 “горячие пятна”).

 

 Даже невооруженным  глазом на Луне видны неправильные  темноватые

 протяжённые пятна,  которые были приняты за моря; название сохранилось,

 хотя и было установлено,  что эти образования ничего  общего с земными

 морями не имеют.  Телескопические наблюдения, которым  положил начало в

1610 Г. Галилей, позволили  обнаружить гористое строение  поверхности

 Луны. Выяснилось, что  моря - это равнины более темного  оттенка, чем

 другие области, иногда  называемые континентальными (или  материковыми),

 изобилующие горами, большинство  которых имеет кольцеобразную  форму

(кратеры). По многолетним  наблюдениям были составлены  подробные карты

 Луны. Первые такие  карты издал в 1647 Я. Гевелий  в Ланцете (Гданьск).

 Сохранив термин “моря”, он присвоил названия также  и главнейшим лунным

 хребтам - по аналогичным  земным образованием: Апеннины, Кавказ, Альпы.

 Дж. Риччоли в 1651 дал  обширным темным низменностям  фантастические

 названия: Океан Бурь, Море Кризисов, Море Спокойствия,  Море Дождей и так

 далее, меньше примыкающие  к морям темные области он  назвал заливами,

 например, Залив Радуги, а небольшие неправильные пятна  - болотами,

 например Болото Гнили.  Отдельные горы, главным образом  кольцеобразные,

 он назвал именами  выдающихся ученых: Коперник, Кеплер, Тихо Браге и

 другими. Эти названия  сохранились на лунных картах  и поныне, причем

 добавлено много новых  имен выдающихся людей, ученых  более позднего

 времени. На картах  обратной стороны Луны, составленных  по наблюдениям,

 выполненным с космических  зондов и искусственных спутников  Луны,

 появились имена К.  Э. Циолковского, С. П. Королева, Ю. А. Гагарина и

 других. Подробные и  точные карты Луны были составлены  по телескопическим

 наблюдениям в 19 веке  немецкими астрономами И. Медлером, Й. Шмидтом и

 др. Карты составлялись  в ортографической проекции для  средней фазы

 либрации, то есть примерно  такими, какой Луна видна с  Земли. В конце 19

 века начались фотографические  наблюдения Луны.

 

 В 1896-1910 большой атлас  Луны был издан французскими  астрономами М.

 Леви и П. Пьюзе  по фотографиям, полученным на  Парижской обсерватории;

 позже фотографический  альбом Луны издан Ликской  обсерваторией в США, а в

 середине 20 века Дж. Койпер (США) составил несколько детальных  атласов

 фотографий Луны, полученных  на крупных телескопах разных  астрономических

 обсерваторий. С помощью  современных телескопов на Луне  можно заметить,

 но не рассмотреть  кратеры размером около 0,7 километров  и трещины

 шириной в первые  сотни метров.

 

 Рельеф лунной поверхности.

 

 Рельеф лунной поверхности  был в основном выяснен в  результате

 многолетних телескопических  наблюдений. “Лунные моря”, занимающие  около

40 % видимой поверхности  Луны, представляют собой равнинные  низменности,

 пересеченные трещинами  и невысокими извилистыми валами; крупных кратеров

 на морях сравнительно  мало. Многие моря окружены концентрическими

 кольцевыми хребтами. Остальная, более светлая поверхность  покрыта

 многочисленными кратерами,  кольцевидными хребтами, бороздами  и так

 далее. Кратеры менее  15-20 километров имеют простую  чашевидную форму,

 более крупные кратеры  (до 200 километров) состоят из округлого  вала с

 крутыми внутренними  склонами, имеют сравнительно плоское  дно, более

 углубленное, чем окружающая  местность, часто с центральной  горкой.

 Высоты гор над окружающей  местностью определяются по длине  теней на

 лунной поверхности  или фотометрическим способом. Таким  путем были

 составлены гипсометрические  карты масштаба 1: 1 000000 на большую  часть

 видимой стороны. Однако  абсолютные высоты, расстояния точек  поверхности

 Луны от центра фигуры  или массы Луны определяются  очень неуверенно, и

 основанные на них  гипсометрические карты дают  лишь общее представление о

 рельефе Луны. Гораздо  подробнее и точнее изучен  рельеф краевой зоны

 Луны, которая, в зависимости  от фазы либрации, ограничивает  диск Луны.

 Для этой зоны немецкий  ученый Ф. Хайн, советский ученый  А. А. Нефедьев,

 американский ученый  Ч. Уотс составили гипсометрические  карты, которые

 используются для учета  неровностей края Луны при  наблюдениях с целью