Природний супутник нашої рідної Землі Місяць привертав




Скачати 36.48 Kb.
Pdf просмотр
Дата конвертації18.11.2016
Розмір36.48 Kb.

Природний супутник нашої рідної Землі – Місяць – привертав увагу людей з доісторичних часів. Другий за яскравістю об’єкт на земному небосхилі після Сонечка і найближчий до нього природ- ний супутник планет, п’ятий за величиною серед них (після супут- ників Юпітера Іо, Ганімеда, Каллісто та супутника Сатурна Титана).
Давні римляни називали Місяць Луною (лат. Luna). Назва похо- дить від індоєвропейського кореня „louksnā” – світла, блискуча. В елліністичну добу давньогрецької цивілізації наш супутник нази- вали Селеною (дав.-гр. „Σελήνη”), а стародавні єгиптяни – Я’х („Іях”).
Характеристики орбiтального руху Мiсяця
З давніх часів люди намагалися описати і пояснити рух Міся- ця, використовуючи щоразу точніші теорії. У першому наближенні можна вважати, що Місяць рухається еліптичною орбітою. Наймен- ша відстань між центрами Землі і Місяця – 356 410 км (в перигеї), найбільша – 406 740 км (у апогеї). Середня відстань між центрами
Землі і Місяця – 384 400 км. Цю відстань промінь світла проходить за 1,28 с. Найшвидший в історії людства міжпланетний зонд „Нові горизонти”, який нещодавно пролетів повз Плутон, здолав 19 січня
2006 року шлях до орбіти Місяця за 8 год. 35 хв.
Хоча Місяць і обертається навколо своєї осі, він завжди обер- нений до Землі однією і тією ж стороною. Це тому, що відносно зір
Місяць робить один оберт навколо своєї осі за той самий час, що й один оберт навколо Землі – в середньому за 27,321582 доби (27 діб
7 год. 43 хв. 5 с). Цей період обертання називають сидеричним (від лат. „sidus” – зоря; родовий відмінок: sideris). А оскільки напрямки обох обертань збігаються, протилежний бік Місяця із Землі поба- чити неможливо.
Щоправда, завдяки тому, що рух Місяця еліптичною орбітою відбувається нерівномірно (поблизу перигею він рухається швид- ше, поблизу апогею – повільніше), а обертання супутника навколо власної осі рівномірне, можна побачити невеличкі ділянки захід- ного і східного країв зворотного боку Місяця. Це явище називають оптичною лібрацією за довготою.
Завдяки нахилу осі обертання Місяця до площини земної ор- біти (в середньому на 5°09’) можна побачити краєчки північної та південної зони зворотного боку Місяця (оптична лібрація за широ- тою). Також існує фізична лібрація, зумовлена коливанням Місяця навколо положення рівноваги внаслідок зміщення центру мас від- носно його геометричного центру (центр мас Місяця розташова- ний приблизно за 2 км від геометричного центру в напрямку до
Землі), а також у зв’язку з дією припливних сил з боку Землі. Фізич- на лібрація має величину 0,02° за довготою і 0,04° за широтою. Вна- слідок усіх видів лібрації із Землі можна спостерігати приблизно
59 % місячної поверхні. Явище оптичної лібрації відкрив видатний
італійський учений Галілео Галілей у 1635 році.
Місяць не самосвітне тіло. Бачити його можна лише тому, що він відбиває сонячне світло. У процесі руху Місяця кут між Землею,
ЧАСТИНА 1
ОЛЕКСАНДР
ШЕВЧУК
ЧАСТИНА 1
Вид на Землю з поверхні Місяця
33
32
33
32
СОНЯЧНА СИСТЕМА

Місяцем і Сонцем змінюється, тому умови освітлення поверхні Мі- сяця та умови її спостереження з поверхні Землі теж змінюються.
Ми спостерігаємо це явище як цикл фаз Місяця (мал. 1).
Молодик – фаза, коли неосвітлений Місяць перебуває між Зем- лею і Сонцем. У цей час він невидимий для земного спостерігача.
Повня – фаза, коли Місяць знаходиться в протилежній точці своєї орбіти і його освітлена Сонцем півкуля видима земному спостеріга- чеві повністю. Проміжні фази – положення Місяця між молодиком і повнею – називають чвертями (перша та остання). Період часу між двома послідовними фазами становить у середньому 29,530588 доби (708 год. 44 хв. 3 с). Саме цей період – синодичний (від грець- кого „σύνοδος” – сполучення, з’єднання) – і є однією зі структурних частин календаря – місяцем.
Описані вище закономірності у русі Місяця аж ніяк не вичер- пують усі його особливості. Реальний рух Місяця доволі складний.
Основою сучасних розрахунків руху Місяця є теорія Ернеста Бра- уна (1866–1938), створена на рубежі XIX–XX століть. Вона передба- чає положення Місяця на орбіті з величезною точністю і враховує багато чинників, які впливають на рух Місяця: сплюснутість Землі, вплив Сонця, а також гравітаційні збурення від планет і астероїдів.
Похибка в розрахунках за теорією Брауна не перевищує 1 км за 50 років! Уточнюючи положення теорії Брауна, сучасна наука може розраховувати рух Місяця і перевіряти розрахунки на практиці зі ще більшою точністю.
Фiзичнi характеристики та будова Мiсяця
Місяць має майже кулясту форму – він дещо сплюснутий вздовж полярної осі. Його екваторіальний радіус дорівнює 1738,14 км, що ста- новить 27,3 % величини екваторіального радіуса Землі. Полярний ра- діус дорівнює 1735,97 км (27,3 % величини полярного радіуса Землі).
Отже, середнє значення радіуса Місяця – 1737,10 км (27,3 % земного), а площа поверхні приблизно 3,793•10 7
км² (7,4 % площі поверхні Зем- лі). Об’єм Місяця дорівнює 2,1958•10 10
км³ (2,0 % об’єму Землі), а його маса 7,3477•10 22
кг (1,23 % маси Землі). За даними супутників „Лунар
Орбітер” створена гравітаційна карта Місяця та виявле- ні гравітаційні аномалії – маскони – зони підвищеної густини. Ці аномалії набагато більші, ніж на Землі.
Атмосфера Місяця вкрай розріджена.
Коли поверхня не освітлена Сонцем, вміст газів над нею не перевищує 2,0•10 5
части- нок/см³ (для Землі цей показник становить
2,7•10 19
частинок/см³ – так зване число Лош- мідта), а після сходу Сонця збільшується при- близно в сто разів за рахунок дегазації ґрунту.
Розрідженість атмосфери призводить до висо- кого перепаду температур на поверхні Місяця (на екваторі від −170 °C перед сходом Сонця до +120 °C в середині дня, який на Місяці триває 14,77 земних доби). Завдяки малій теплопровідності ґрунту температура порід, що залягають на глибині 1 м, майже постійна та дорівнює −35 °C. Зважаючи на прак- тичну відсутність атмосфери, небо на Місяці завжди чорне, навіть коли Сонце перебуває над горизонтом, і на ньому завжди видно зорі.
Місячна кора на зворотному боці товща, ніж на видимому. Мак- симальна її товщина в околицях кратера Корольов, де перевищує середню приблизно вдвічі, а мінімальна – під деякими великими кратерами. Середнє ж її значення становить, за різними оцінками,
30–50 км. Під корою знаходиться мантія і невелике двошарове ядро.
Оболонка внутрішнього ядра, з радіусом 240 км, багата на Ферум, зовнішнє ядро складається переважно з рідкого заліза і має радіус приблизно 300–330 км. Маса ядра складає 2 % маси Місяця. Навколо ядра розташований частково розплавлений магматичний шар з ра- діусом приблизно 480–500 км (мал. 2).
Новий
Перша чверть
Повня
Остання чверть
Новий
Молодик Зрілий Спадаючий Старіючий
Мал. 1
Мал. 2
Мантія
Частковий розплав
Рідке зовнішнє ядро
Тверде внутрішнє ядро
35
34
35
34

Рельc-ф Мiсяця
Ландшафт Місяця доволі цікавий та різноманітний. Наука, що вивчає будову поверхні Місяця, називається селенографією. Біль- шу частину поверхні Місяця вкрито реголітом – сумішшю тонкого пилу і скелястих уламків, утворених зіткненнями з метеоритами.
Поверхню можна поділити на два типи: дуже стара гірська міс- цевість з великою кількістю кратерів (материки) і відносно гладенькі й молоді місячні моря. Місячні моря, які займають приблизно 16 % всієї поверхні Місяця, – це величезні кратери, що виникли в резуль- таті зіткнень з небесними тілами. Ці кратери були пізніше затопле- ні рідкою лавою (мал. 3). Сучасна селенографія виділяє на поверхні
Місяця 22 моря, з них 2 розташовані на невидимій із Землі поверхні
Місяця. Невеликі ділянки деяких морів селенографи називають зато- ками, яких налічується 11 (мал. 4), а ще дрібніші залиті лавою частини поверхні Місяця – озерами (їх налічується 22, з них 2 знаходяться на невидимій із Землі частині Місяця) та болотами (їх є 3).
Місяць вкритий кратерами різних розмірів – від сотень кіломе- трів до міліметрів. Більшість кратерів назвали на честь видатних до- слідників: Тихо Браге (мал. 5), Коперника (мал. 6), Архімеда (мал. 7),
Клавія (мал. 8) та інших. Кратери на невидимій із Землі частині по- верхні Місяця здебільшого названі на честь видатних особистостей сучас- ності: Гагаріна, Корольова, Герцшпрунга (мал. 9) тощо. Найбільший кратер Місяця розташований на півдні його зворотного боку. Він такий великий, що його називають басейном „Південний полюс – кратер Ейткен” (мал. 10). Розміри басейну 2 400×2 050 км, глибина коливається у межах 6–8 км. Південний край басейну видно із Землі.
Крім цих структур на Місяці трапляються й інші деталі рельєфу: куполи, хребти, долини, ескарпи й тріщини (борозни).
Перші відносно якісні карти Місяця склали Міхаель ван Лангрен
(1645 рік), Ян Гевелій (1647 рік) та Джованні Річчолі (1651 рік). Вони ж заклали основу сучасної номенклатури деталей його поверхні.
Винахід телескопів сприяв виявленню дрібніших деталей рельєфу
Місяця. Зараз існують дуже детальні карти обох півкуль Місяця. У колишньому СРСР було створено „Повну карту Місяця” у масштабі
1:5 000 000 та глобус Місяця у масштабі 1:10 000 000. У 2011 році в
Інтернеті було розміщено найдокладнішу фотографію зворотного боку Місяця. Зображення було складене з тисяч світлин, отрима- них зондом LRO*.
*Lunar Reconnaissance Orbiter
(LRO, Місячний орбітальний зонд) – автоматична міжпла- нетна станція NASA, штучний супутник Місяця. Запуск відбувся
19 червня 2009 року.
Мал. 3
Мал. 4
Мал. 6
Мал. 5
Мал. 7
Мал. 8
Мал. 10
Мал. 9
37
36
37
36


Поділіться з Вашими друзьями:


База даних захищена авторським правом ©chito.in.ua 2017
звернутися до адміністрації

войти | регистрация
    Головна сторінка


загрузить материал