јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > ћ≥с¤ць - супутник «емл≥

ћ≥с¤ць - супутник «емл≥

¬ступ.

ћ≤—я÷№, Їдиний природний супутник «емл≥ ≥ найближче до нас небесне т≥ло; середн¤ в≥дстань до ћ≥с¤ц¤ - 384000 к≥лометр≥в.

–ух м≥с¤ц¤.

ћ≥с¤ць рухаЇтьс¤ навколо «емл≥ ≥з середньою швидк≥стю 1,02 км/сек по приблизно ел≥птичн≥й орб≥т≥ в т≥м же напр¤мку, у ¤кому рухаЇтьс¤ переважна б≥льш≥сть ≥нших т≥л —он¤чноњ системи, тобто проти вартовий стр≥лки, сел≥ дивитис¤ на орб≥ту ћ≥с¤ц¤ з боку ѕ≥вн≥чного полюса св≥ту. ¬елика п≥вв≥сь орб≥ти ћ≥с¤ц¤, р≥вний середн≥й в≥дстан≥ м≥ж центрами «емл≥ ≥ ћ≥с¤ц¤, складаЇ 384 400 км (приблизно 60 земних рад≥ус≥в). ¬насл≥док ел≥птичност≥ орб≥ти ≥ збурювань в≥дстань до ћ≥с¤ц¤ коливаЇтьс¤ м≥ж 356 400 ≥ 406 800 км. ѕер≥од звертанн¤ ћ≥с¤ц¤ навколо «емл≥, так називаний сидеричний (зор¤ний) м≥с¤ць дор≥внюЇ 27,32166 доби, але п≥дданий невеликим коливанн¤м ≥ дуже малому в≥ковому скороченню. –ух ћ≥с¤ц¤ навколо «емл≥ дуже складно, ≥ його вивченн¤ складаЇ одну з найскладн≥ших задач небесноњ механ≥ки. ≈л≥птичний рух ¤вл¤Ї собою лише грубе наближенн¤, на нього накладаютьс¤ багато збурювань, обумовлен≥ прит¤ганн¤м —онц¤, планет ≥ сплюснут≥стю «емл≥. Ќайголовн≥ш≥ з цих збурювань, чи нер≥вностей, минулого в≥дкрит≥ з≥ спостережень задовго до теоретичного висновку њх ≥з закону всесв≥тнього т¤ж≥нн¤. ѕрит¤ганн¤ ћ≥с¤ц¤ —онцем у 2,2 рази сильн≥ше, н≥ж «емлею, так що, строго говор¤чи, варто було б розгл¤дати рух ћ≥с¤ц¤ навколо —онц¤ ≥ збурюванн¤ цього руху «емлею. ќднак, оск≥льки досл≥дника ц≥кавить рух ћ≥с¤ц¤, ¤ким воно видно з «емл≥, грав≥тац≥йна теор≥¤, що розробл¤ли багато найб≥льших учених, починаючи з ». Ќьютона, розгл¤даЇ рух ћ≥с¤ц¤ саме навколо «емл≥. ” 20 стол≥тт≥ користаютьс¤ теор≥Їю американського математика ƒж. ’илла, на основ≥ ¤коњ американський астроном Ё. Ѕраун обчислив (1919) математичн≥, р¤ди ≥ склав таблиц≥, що м≥ст¤ть широту, довготу ≥ паралакс ћ≥с¤ц¤. јргументом служить час.

ѕлощина орб≥ти ћ≥с¤ц¤ нахилена до екл≥птики п≥д кутом 5про8Ф43Ф, п≥дданим невеликим коливанн¤м.  рапки перетинанн¤ орб≥ти з екл≥птикою, називаютьс¤ висх≥дним ≥ спадним вузлами, мають нер≥вном≥рний назадн≥й рух ≥ робл¤ть повний оборот по екл≥птиц≥ за 6794 доби (близько 18 рок≥в), унасл≥док чого ћ≥с¤ць повертаЇтьс¤ до тому самому вузла через ≥нтервал часу - так званий дракон≥чний м≥с¤ць, - б≥льш короткий, чим сидеричний ≥ в середньому р≥вний 27.21222 доби, з цим м≥с¤цем зв'¤зана пер≥одичн≥сть сон¤чних ≥ м≥с¤чних затьмарень. ћ≥с¤ць обертаЇтьс¤ навколо ос≥, нахиленоњ до площини екл≥птики п≥д кутом 88∞28', з пер≥одом, точно р≥вним сидеричному м≥с¤цю, унасл≥док чого вона повернена до «емл≥ завжди одн≥Їњ ≥ т≥Їю же стороною. “акий зб≥г пер≥од≥в осьового обертанн¤ й орб≥тального звертанн¤ не випадково, а викликано терт¤м приплив≥в, що «емл¤ робила у тверд≥й чи н≥коли р≥дк≥й оболонц≥ ћ≥с¤ц¤. ќднак сполученн¤ р≥вном≥рного обертанн¤ з нер≥вном≥рним рухом по орб≥т≥ викликаЇ невелик≥ пер≥одичн≥ в≥дхиленн¤ в≥д незм≥нного напр¤мку до «емл≥, що дос¤гають 7∞ 54' по довгот≥, а нахил ос≥ обертанн¤ ћ≥с¤ц¤ до площини њњ орб≥ти обумовлюЇ в≥дхиленн¤ до 6∞50' по широт≥, унасл≥док чого в р≥зний час ≥з «емл≥ можна бачити до 59 % ус≥Їњ поверхн≥ ћ≥с¤ц¤ (хоча област≥ б≥л¤ крањв м≥с¤чного диска видн≥ лише в сильному перспективному ракурс≥); так≥ в≥дхиленн¤ називаютьс¤ л≥брац≥Їю ћ≥с¤ц¤. ѕлощини екватора ћ≥с¤ц¤, екл≥птики ≥ м≥с¤чноњ орб≥ти завжди перетинаютьс¤ по одн≥Їњ пр¤моњ (закон  асс≥н≥).

‘орма ћ≥с¤ц¤.

‘орма ћ≥с¤ц¤ дуже близька до кул≥ з рад≥усом 1737 км, що дор≥внюЇ 0,2724 екватор≥ального рад≥уса «емл≥. ѕлоща поверхн≥ ћ≥с¤ц¤ складаЇ 3,8 * 107 км2, а обс¤г 2,2 * 1025. Ѕ≥льш детальне визначенн¤ ф≥гури ћ≥с¤ц¤ утруднене тим, що на ћ≥с¤ц≥, ≥з за в≥дсутност≥ океан≥в, немаЇ ¤вно вираженоњ р≥вноњ поверхн≥ стосовно ¤коњ можна було б визначити висоти ≥ глибини; кр≥м того, оск≥льки ћ≥с¤ць повернений до «емл≥ одн≥Їю стороною, вим≥рювати з «емл≥ рад≥уси крапок поверхн≥ видимоњ п≥вкул≥ ћ≥с¤ц¤ (кр≥м крапок на самому крањ м≥с¤чного диска) представл¤Їтьс¤ можливим лише на п≥дстав≥ слабкого стереоскоп≥чного ефекту, обумовленого л≥брац≥Їю. ¬ивченн¤ л≥брац≥њ дозволило оц≥нити р≥зницю головних п≥восей ел≥псоњда ћ≥с¤ц¤. ѕол¤рна в≥сь менше екватор≥альноњ, спр¤мованоњ уб≥к «емл≥, приблизно на 700 м ≥ менше екватор≥альн≥й ос≥, перпендикул¤рноњ напр¤мку на «емлю, на 400 м. “аким чином, ћ≥с¤ць п≥д впливом приливних сил, небагато вит¤гнутий уб≥к «емл≥. ћаса ћ≥с¤ц¤ точн≥ше всього визначаЇтьс¤ з≥ спостережень њњ штучних супутник≥в. ¬она в 81 раз≥в менше маси земл≥, що в≥дпов≥даЇ 7.35 *1025 р. —ередн¤ щ≥льн≥сть ћ≥с¤ц¤ дор≥внюЇ 3,34 р. (0.61 середньоњ щ≥льност≥ «емл≥). ѕрискоренн¤ сили ваги на поверхн≥ ћ≥с¤ц¤ в 6 раз≥в б≥льше, н≥ж на «емл≥, складаЇ 162.3 ≥ зменшуЇтьс¤ на 0.187 при п≥дйом≥ на 1 к≥лометр. ѕерша косм≥чна швидк≥сть 1680 м/сек, друга 2375 м/сек. ”насл≥док малого прит¤ганн¤ ћ≥с¤ць не зм≥г удержати навколо себе газовоњ оболонки, а також воду у в≥льному стан≥.

‘ази ћ≥с¤ц¤.

Ќе будучи самосв≥тним, ћ≥с¤ць видний т≥льки в т≥й частин≥, куди падають сон¤чн≥ промен≥, або промен≥, в≥дбит≥ «емлею. ÷им порозум≥ваютьс¤ фази ћ≥с¤ц¤.  ожен м≥с¤ць ћ≥с¤ць, рухаючи по орб≥т≥, проходить м≥ж «емлею ≥ —онцем ≥ звернена до нас темною стороною, у цей час в≥дбуваЇтьс¤ молодик. „ерез 1 - 2 дн≥ п≥сл¤ цього на зах≥дн≥й частин≥ неба з'¤вл¤Їтьс¤ вузький ¤скравий серп молодого ћ≥с¤ц¤. ≤нша частина м≥с¤чного диска буваЇ в цей час слабко осв≥тлена «емлею, поверненоњ до ћ≥с¤ц¤ своЇю денною п≥вкулею. „ерез 7 доби ћ≥с¤ць в≥дходить в≥д —онц¤ на 900, настаЇ перша чверть, коли осв≥тлена р≥вно половина диска ћ≥с¤ц¤ ≥ терм≥натор, тобто л≥н≥¤ розд≥лу св≥тлоњ ≥ темноњ сторони, стаЇ пр¤моњ - д≥аметром м≥с¤чного диска. ” наступн≥ дн≥ терм≥натор стаЇ опуклим, вид ћ≥с¤ц¤ наближаЇтьс¤ до св≥тлого кола ≥ через 14 - 15 доби настаЇ повн¤. Ќа 22-≥ доба спостер≥гаЇтьс¤ останн¤ чверть.  утова в≥дстань ћ≥с¤ц¤ в≥д сонц¤ зменшуЇтьс¤, вона знову стаЇ серпом ≥ через 29.5 доби знову настаЇ молодик. ѕром≥жок м≥ж двома посл≥довними молодиками називаЇтьс¤ синодичним м≥с¤цем, що маЇ середню тривал≥сть 29.5 доби. —инодичний м≥с¤ць б≥льше сидеричного, тому що «емл¤ за цей час проходить приблизно 113 своЇњ орб≥ти ≥ ћ≥с¤ць, щоб знову пройти м≥ж «емлею ≥ —онцем, повинна пройти додатково ще 113 частина своЇњ орб≥ти, на що витрачаЇтьс¤ не набагато б≥льше 2 доби. якщо молодик в≥дбуваЇтьс¤ поблизу одного з вузл≥в м≥с¤чноњ орб≥ти, в≥дбуваЇтьс¤ сон¤чне затьмаренн¤, а повн¤ б≥л¤ вузла супроводжуЇтьс¤ м≥с¤чним затьмаренн¤м. —истема фаз, що спостер≥гаЇтьс¤ легко, ћ≥с¤ц¤ послужила основою дл¤ р¤ду календарних систем.

ѕоверхн¤ ћ≥с¤ц¤.

ѕоверхн¤ ћ≥с¤ц¤ досить темна, њњ альбедо дор≥внюЇ 0.073, тобто вона в≥дбиваЇ в середньому лише 7.3 % св≥тлових промен≥в —онц¤. ¬≥зуальна зор¤на величина повного ћ≥с¤ц¤ на середн≥й в≥дстан≥ дор≥внюЇ - 12.7; вона посилаЇ в повню на «емлю в 465 000 раз≥в менше св≥тла, чим —онце. ” залежност≥ в≥д фаз, ц¤ к≥льк≥сть св≥тла зменшуЇтьс¤ набагато швидше, н≥ж площа осв≥тленоњ частини ћ≥с¤ц¤, так що коли ћ≥с¤ць знаходитьс¤ у чверт≥, ≥ ми бачимо половину њњ диска св≥тлоњ, вона посилаЇ нам не 50 %, а лише 8 % св≥тла в≥д повного ћ≥с¤ц¤ ѕоказник кольору м≥с¤чного св≥тла дор≥внюЇ + 1.2, тобто в≥н пом≥тно червон≥ше сон¤чного. ћ≥с¤ць обертаЇтьс¤ щодо —онц¤ з пер≥одом, р≥вним синодичному м≥с¤цю, тому день на ћ≥с¤ц≥ триваЇ майже 1.5 доба ≥ ст≥льки ж продовжуЇтьс¤ н≥ч. Ќе будучи захищена атмосферою, поверхн¤ ћ≥с¤ц¤ нагр≥ваЇтьс¤ вдень до + 110∞—, а вноч≥ остигаЇ до -120∞—, однак, ¤к показали рад≥оспостереженн¤, ц≥ величезн≥ коливанн¤ температури проникають усередину лише на к≥лька дециметр≥в унасл≥док надзвичайно слабкоњ теплопров≥дност≥ поверхневих шар≥в. ѕо т≥й же причин≥ ≥ п≥д час повних м≥с¤чних затьмарень нагр≥та поверхн¤ швидко прохолоджуЇтьс¤, хоча де¤к≥ м≥сц¤ довше збер≥гають тепло, ≥мов≥рно, унасл≥док великоњ теплоЇмност≥ (так зван≥ Угар¤ч≥ пл¤миФ).

Ќав≥ть неозброЇним оком на ћ≥с¤ц≥ видн≥ неправильн≥ темнуват≥ прот¤жн≥ пл¤ми, що були прийн¤т≥ за мор¤; назва збереглас¤, хоча ≥ було встановлено, що ц≥ утворенн¤ н≥чого загального з земними мор¤ми не мають. “елескоп≥чн≥ спостереженн¤, ¤ким поклали початок у 1610 ћ. √алилей, дозволили знайти гористу буд≥влю поверхн≥ ћ≥с¤ц¤. «'¤сувалос¤, що мор¤ - це р≥внини б≥льш темного в≥дт≥нку, чим ≥нш≥ област≥, ≥нод≥ називан≥ континентальними (чи материковими), що бу¤ють горами, б≥льш≥сть ¤ких маЇ к≥льцепод≥бну форму (кратери). «а багатор≥чними спостереженн¤ми були складен≥ докладн≥ карти ћ≥с¤ц¤. ѕерш≥ так≥ карти видав у 1647 я. √евелий у Ћанцет≥ (√даньск). «бер≥гши терм≥н Умор¤Ф, в≥н привласнив назви також ≥ найголовн≥шим м≥с¤чним хребтам - по аналог≥чним земним утворенн¤м: јпенн≥ни,  авказ, јльпи. ƒж. –иччоли в 1651 дав великим темним низинам фантастичн≥ назви: ќкеан Ѕур, ћоре  риз, ћоре —покою, ћоре ƒощ≥в ≥ так дал≥, що менше примикають до мор≥в темн≥ област≥ в≥н назвав затоками, наприклад, «алив ¬еселки, а невелик≥ неправильн≥ пл¤ми - болотами, наприклад Ѕолото √нили. ќкрем≥ гори, головним чином к≥льцепод≥бн≥, в≥н назвав ≥менами видатних учених:  оперник,  еплер, “ихо Ѕраз≥ й ≥ншими. ÷≥ назви збереглис¤ на м≥с¤чних картах ≥ понин≥, причому додано багато нових ≥мен видатних людей, учених б≥льш п≥знього часу. Ќа картах зворотноњ сторони ћ≥с¤ц¤, складених за спостереженн¤ми, виконаним з косм≥чних зонд≥в ≥ штучних супутник≥в ћ≥с¤ц¤, з'¤вилис¤ ≥мена  . Ё. ÷≥олковського, —. ѕ.  орольова, ё. ј. √агар≥на й ≥нших. ƒокладн≥ ≥ точн≥ карти ћ≥с¤ц¤ були складен≥ за телескоп≥чними спостереженн¤ми в 19 стол≥тт≥ н≥мецькими астрономами ». ћедлером, …. Ўмидтом ≥ ≥н.  арти складалис¤ в ортографической проекц≥њ дл¤ середньоњ фази л≥брац≥њ, тобто приблизно такими, ¤кий ћ≥с¤ць видний ≥з «емл≥. ” к≥нц≥ 19 стол≥тт¤ почалис¤ фотограф≥чн≥ спостереженн¤ ћ≥с¤ц¤.

1	2	3	4

Ќазва: ћ≥с¤ць - супутник «емл≥
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (3225 прочитано)