Bulan: deskripsi, karakteristik, fakta menarik.

Sebuah foto: Bulan- satelit alami Bumi dan dunia asing unik yang telah dikunjungi umat manusia.

Bulan

Karakteristik Bulan

Bulan berputar mengelilingi Bumi dalam orbit yang sumbu semi-mayornya adalah 383.000 km (elips 0,055). Bidang orbit bulan condong ke bidang ekliptika dengan sudut 5°09. Periode rotasi sama dengan 27 hari 7 jam 43 menit. Ini adalah periode sidereal atau sidereal. Periode sinodik - periode perubahan fase bulan- sama dengan 29 hari 12 jam 44 menit. Periode rotasi Bulan pada porosnya sama dengan periode sideris. Sejauh satu putaran waktu Bulan mengelilingi bumi persis sama dengan waktu satu kali rotasinya pada porosnya, bulan selalu menghadap bumi sisi yang sama. Bulan adalah objek yang paling terlihat di langit setelah matahari. Maksimum besarnya sama dengan - 12,7m.

Bobot dari satelit bumi adalah 7,3476 * 1022 kg (81,3 kali lebih kecil dari massa bumi), kepadatan rata-rata adalah p = 3,35 g/cm3, dan jari-jari khatulistiwa adalah 1.737 km. Hampir tidak ada retraksi dari kutub. Percepatan jatuh bebas di permukaan adalah g = 1,63 m/s2. Gravitasi bulan tidak dapat mempertahankan atmosfernya, jika memang pernah ada.

Struktur internal

Kepadatan Bulan sebanding dengan kepadatan mantel bumi. Oleh karena itu, Bulan tidak memiliki, atau memiliki pengaruh yang sangat kecil inti besi. Struktur internal Bulan telah dipelajari dari data seismik yang dikirimkan ke Bumi oleh perangkat ekspedisi ruang angkasa Apollo. Ketebalan kerak Bulan adalah 60–100 km.

Foto: Bulan - struktur internal

Ketebalan mantel atas 400 km. Di dalamnya, kecepatan seismik tergantung pada kedalaman dan berkurang dengan jarak. Ketebalan mantel tengah sekitar 600km. Di mantel tengah, kecepatan seismik konstan. mantel bawah terletak di bawah 1100 km. Inti Bulan, mulai dari kedalaman 1500 km, kemungkinan berbentuk cair. Praktis tidak termasuk besi. Akibatnya, Bulan memiliki medan magnet yang sangat lemah, tidak melebihi sepersepuluh ribu medan magnet bumi. Anomali magnetik lokal telah terdaftar.

Suasana

Hampir tidak ada atmosfer di bulan. Ini menjelaskan tiba-tiba fluktuasi suhu beberapa ratus derajat. Pada siang hari suhu di permukaan mencapai 130 C, dan pada malam hari turun menjadi -170 C. Pada saat yang sama, pada kedalaman 1 m, suhu hampir selalu tidak berubah. Langit di atas bulan selalu hitam, karena untuk pembentukan warna biru langit itu perlu udara, yang hilang di sana. Tidak ada cuaca di sana, tidak ada angin yang bertiup. Selain itu, di bulan memerintah keheningan total.

Foto: permukaan bulan dan atmosfernya

Bagian yang terlihat

Dari Bumi, hanya bagian bulan yang terlihat. Tapi ini bukan 50% dari permukaan, tetapi sedikit lebih. Bulan berputar mengelilingi bumi elips Bulan bergerak lebih cepat di dekat perigee dan lebih lambat di dekat apogee. Tapi bulan berputar seragam di sekitar porosnya. Akibatnya, fluktuasi bujur terbentuk. Sepertinya nilai maksimum itu adalah 7°54. Karena librasi, kita memiliki kesempatan untuk mengamati dari Bumi, selain sisi Bulan yang terlihat, juga jalur sempit yang berdekatan dari wilayah sisi sebaliknya. PADA total 59% permukaan bulan dapat dilihat dari Bumi.

Bulan di masa awal

Ada anggapan bahwa dalam waktu awal Dari sejarahnya, Bulan memutar porosnya lebih cepat dan, karenanya, berbalik ke arah Bumi dengan berbagai bagian permukaannya. Namun karena kedekatan Bumi yang masif, gelombang pasang yang mengesankan lahir di tubuh padat Bulan. Proses pelambatan Bulan berlangsung hingga ternyata selalu menghadap kita hanya dengan satu sisi.

Cerita perkiraan massa bulan berumur ratusan tahun. Sebuah retrospeksi dari proses ini disajikan dalam sebuah artikel oleh penulis asing David W. Hughes. Terjemahan artikel ini dibuat sejauh pengetahuan saya tentang bahasa Inggris dan disajikan di bawah ini. Newton memperkirakan massa bulan dua kali lipat dari nilai yang sekarang diterima sebagai hal yang masuk akal. Setiap orang memiliki kebenarannya sendiri, tetapi hanya ada satu kebenaran. titik dalam pertanyaan ini kita bisa menempatkan Amerika dengan bandul di permukaan bulan. Mereka ada disana ;) . Hal yang sama dapat dilakukan oleh operator telemetri pada karakteristik orbit LRO dan ISL lainnya. Sangat disayangkan bahwa informasi ini belum tersedia.

Observatorium

Mengukur Massa Bulan

Ulasan untuk peringatan 125 tahun Observatorium

David W. Hughes

Departemen Fisika dan Astronomi, Universitas Sheffield

Perkiraan pertama massa bulan dibuat oleh Isaac Newton. Arti kuantitas (massa), serta kepadatan Bulan, telah menjadi bahan diskusi sejak saat itu.

pengantar

Bobot adalah salah satu besaran yang paling tidak nyaman untuk diukur dalam konteks astronomi. Kami biasanya mengukur gaya massa yang tidak diketahui pada massa yang diketahui, atau sebaliknya. Dalam sejarah astronomi, tidak ada konsep "massa", katakanlah, Bulan, Bumi, dan Matahari (MM M , M E , M C) sampai waktu Isaac Newton(1642 - 1727). Setelah Newton, rasio massa yang cukup akurat ditetapkan. Jadi, misalnya, dalam edisi pertama Permulaan (1687), diberikan rasio M C / M E \u003d 28700, yang kemudian meningkat menjadi M C / M E \u003d 227512 dan M C / M E \u003d 169282 pada yang kedua (1713) dan ketiga (1726) publikasi, masing-masing, sehubungan dengan penyempurnaan unit astronomi. Hubungan ini menyoroti fakta bahwa Matahari lebih penting daripada Bumi dan memberikan dukungan yang signifikan untuk hipotesis heliosentris. Copernicus.

Data kepadatan (massa / volume) tubuh membantu untuk mengevaluasinya komposisi kimia. Orang Yunani lebih dari 2200 tahun yang lalu sudah cukup nilai yang tepat untuk ukuran dan volume Bumi dan Bulan, tetapi massanya tidak diketahui dan kepadatannya tidak dapat dihitung. Jadi, meskipun Bulan tampak seperti bola batu, itu tidak dapat dikonfirmasi secara ilmiah. Selain itu, langkah ilmiah pertama untuk menjelaskan asal usul bulan tidak dapat diambil.

Niscaya, metode terbaik menentukan massa planet saat ini, di zaman ruang angkasa, bergantung pada ketiga (harmonik) hukum Kepler. Jika satelit memiliki massa m, berputar mengelilingi Bulan dengan massa M M , maka

di mana sebuah adalah jarak rata-rata waktu antara M M dan m, G adalah konstanta gravitasi Newton, dan P adalah periode orbit. Sejak MM >> m, persamaan ini memberikan nilai M M secara langsung.

Jika seorang astronot dapat mengukur percepatan gravitasi, G M, di permukaan bulan, maka

di mana R M adalah radius bulan, parameter yang telah diukur dengan akurasi yang wajar sejak Aristarchus dari Samos, sekitar 2290 tahun yang lalu.

Isaac Newton 1 tidak mengukur massa Bulan secara langsung, tetapi mencoba memperkirakan hubungan antara massa matahari dan bulan menggunakan pengukuran pasang surut air laut. Meskipun banyak orang sebelum Newton berasumsi bahwa pasang surut terkait dengan posisi dan pengaruh bulan, Newton adalah orang pertama yang melihat subjek dalam hal gravitasi. Dia menyadari bahwa gaya pasang surut yang diciptakan oleh benda bermassa M di kejauhan d sebanding M/d 3 . Jika benda ini memiliki diameter D dan kerapatan ρ , gaya ini sebanding dengan ρ D 3 / d 3 . Dan jika ukuran sudut tubuh, α , kecil, gaya pasang surut sebanding dengan 3. Jadi kekuatan pembentuk pasang surut Matahari sedikit kurang dari setengah kekuatan bulan.

Komplikasi muncul karena pasang tertinggi tercatat ketika Matahari sebenarnya 18,5 ° dari syzygy, dan juga karena orbit bulan tidak terletak pada bidang ekliptika dan memiliki eksentrisitas. Mempertimbangkan semua ini, Newton, berdasarkan pengamatannya, bahwa “Sampai ke muara Sungai Avon, tiga mil di bawah Bristol, ketinggian naiknya air di musim semi dan musim gugur syzygies dari tokoh-tokoh (menurut pengamatan Samuel Sturmy) adalah sekitar 45 kaki, tetapi dalam kuadratur hanya 25 ”, disimpulkan, “bahwa kerapatan zat Bulan dengan kerapatan zat Bumi terkait dengan 4891 hingga 4000, atau sebagai 11 hingga 9. Oleh karena itu, substansi Bulan lebih padat dan lebih membumi daripada Bumi itu sendiri”, dan “massa substansi Bulan akan berada dalam massa substansi Bumi sebagai 1 banding 39.788” (Awal, Buku 3, Proposisi 37, Soal 18).

Karena nilai saat ini untuk rasio antara massa Bumi dan massa Bulan diberikan sebagai M E / M M = 81,300588, jelas ada yang tidak beres dengan Newton. Selain itu, nilai 3,0 agak lebih realistis daripada 9/5 untuk rasio tinggi syzygy? dan pasang surut kuadrat. Juga nilai Newton yang tidak akurat untuk massa Matahari adalah masalah besar. Perhatikan bahwa Newton memiliki ketepatan statistik yang sangat sedikit, dan kutipannya tentang lima angka penting dalam M E /MM M sama sekali tidak masuk akal.

Pierre-Simon Laplace(1749 - 1827) mencurahkan banyak waktu untuk analisis ketinggian pasang surut (terutama di Brest), berkonsentrasi pada pasang surut di empat fase utama bulan di kedua titik balik matahari dan ekuinoks. Laplace 2, menggunakan serangkaian pengamatan singkat dari abad ke-18, memperoleh nilai M E /MM M 59. Pada 1797, ia mengoreksi nilai ini menjadi 58,7. Dengan menggunakan kumpulan data pasang surut yang diperluas pada tahun 1825, Laplace 3 memperoleh M E /M M = 75.

Laplace menyadari bahwa pendekatan pasang surut adalah salah satu dari banyak cara untuk mengetahui massa bulan. Fakta bahwa rotasi Bumi memperumit model pasang surut, dan bahwa hasil akhir perhitungannya adalah rasio massa Bulan/Matahari, jelas mengganggunya. Oleh karena itu, ia membandingkan gaya pasang surutnya dengan hasil pengukuran yang diperoleh dengan metode lain. Laplace 4 selanjutnya menulis koefisien M E /MM M sebagai 69,2 (menggunakan koefisien d'Alembert), 71,0 (menggunakan analisis nutasi dan paralaks Bradley's Maskeline), dan 74,2 (menggunakan karya Burg pada ketidaksetaraan paralaks bulan). Laplace tampaknya menganggap setiap hasil sama-sama kredibel dan hanya rata-rata empat nilai untuk sampai pada rata-rata. “La valeur le plus vraisembable de la masse de la lune, qui me parait mengakibatkan des divers phenomenes 1/68.5” (ref 4, hal. 160). Rasio rata-rata M E /M M sama dengan 68,5 berulang kali ditemukan di Laplace 5 .

Dapat dimengerti bahwa pada awal abad kesembilan belas, keraguan tentang nilai Newton 39,788 seharusnya muncul, terutama di benak beberapa astronom Inggris yang menyadari pekerjaan rekan Prancis mereka.

Finlayson 6 kembali ke teknik pasang surut dan kapan menggunakan pengukuran syzygy? dan pasang surut kuadratur di Dover untuk tahun 1861, 1864, 1865, dan 1866, ia menerima nilai-nilai berikut M E / M M: 89.870, 88.243, 87.943, dan 86.000. Ferrell 7 mengekstrak harmonik utama dari data pasang surut sembilan belas tahun di Brest (1812 - 1830) dan memperoleh rasio yang jauh lebih kecil M E / M M = 78. Harkness 8 memberikan nilai pasang surut M E /M M = 78,65.

Disebut metode bandul berdasarkan pengukuran percepatan gravitasi. Kembali ke hukum ketiga Kepler, dengan mempertimbangkan hukum kedua Newton, kita peroleh

di mana sebuahM adalah jarak rata-rata waktu antara Bumi dan Bulan, PM- periode revolusi sidereal bulan (yaitu panjang bulan sideris), gE percepatan gravitasi di permukaan bumi, dan ULANG adalah jari-jari bumi. Jadi

Menurut Barlow dan Brian 9 , rumus ini digunakan oleh Airy 10 untuk mengukur M E / M M, tetapi tidak akurat karena kecilnya kuantitas ini dan akumulasi - akumulasi ketidakpastian dalam nilai kuantitas sebuahM , gE, ULANG, dan PM.

Ketika teleskop menjadi lebih maju dan akurasi pengamatan astronomi meningkat, menjadi mungkin untuk memecahkan persamaan bulan dengan lebih akurat. Pusat massa bersama sistem Bumi/Bulan bergerak mengelilingi Matahari dalam orbit elips. Baik Bumi dan Bulan berputar di sekitar pusat massa ini setiap bulan.

Pengamat di Bumi melihat, selama setiap bulan, sedikit ke arah timur dan kemudian sedikit pergeseran ke barat dari posisi langit suatu objek, dibandingkan dengan koordinat objek yang seandainya Bumi tidak memiliki satelit besar. Bahkan dengan instrumen modern, gerakan ini tidak dapat dideteksi dalam kasus bintang. Namun, dapat dengan mudah diukur untuk Matahari, Mars, Venus, dan asteroid yang melintas di dekatnya (Eros, misalnya, pada titik terdekatnya hanya 60 kali lebih jauh dari Bulan). Amplitudo pergeseran bulanan posisi Matahari adalah sekitar 6,3 detik busur. Dengan demikian

di mana sebuah C- jarak rata-rata antara Bumi dan pusat massa sistem Bumi-Bulan (sekitar 4634 km), dan sebagai adalah jarak rata-rata antara Bumi dan Matahari. Jika jarak rata-rata Bumi-Bulan saya diketahui juga bahwa

Sayangnya, konstanta dari "persamaan bulan" ini, yaitu. 6.3", ini adalah sudut yang sangat kecil, yang sangat sulit untuk diukur secara akurat. Selain itu, M E / M M bergantung pada pengetahuan yang akurat tentang jarak Bumi-Matahari.

Nilai persamaan bulan bisa beberapa kali lebih besar untuk sebuah asteroid yang melintas dekat dengan Bumi. Gill 11 menggunakan pengamatan posisi asteroid 12 Victoria tahun 1888 dan 1889 dan paralaks matahari sebesar 8,802" ± 0,005" dan menyimpulkan bahwa M E /M M = 81,702 ± 0,094. Hinks 12 menggunakan urutan panjang pengamatan asteroid 433 Eros dan menyimpulkan bahwa M E /M M = 81,53±0,047. Dia kemudian menggunakan paralaks surya yang diperbarui dan nilai koreksi untuk asteroid 12 Victoria oleh David Gill dan memperoleh nilai koreksi M E /M M = 81,76±0,12.

Dengan menggunakan pendekatan ini, Newcomb 13 menurunkan M E /M M =81,48±0,20 dari pengamatan Matahari dan planet-planet.

Spencer John s 14 menganalisis pengamatan asteroid 433 Eros saat melewati 26 x 106 km dari Bumi pada tahun 1931. Tugas utamanya adalah mengukur paralaks matahari, dan sebuah komisi dari Persatuan Astronomi Internasional dibentuk pada tahun 1928 untuk tujuan ini. Spencer Jones menemukan bahwa konstanta persamaan bulan adalah 6,4390 ± 0,0015 detik busur. Ini, dikombinasikan dengan nilai baru untuk paralaks surya, menghasilkan rasio M E /M M =81,271±0,021.

Presesi dan nutasi juga dapat digunakan. Kutub dari sumbu rotasi bumi berpresesi di sekitar kutub ekliptika setiap 26.000 tahun atau lebih, yang juga memanifestasikan dirinya dalam pergerakan titik pertama Aries sepanjang ekliptika sekitar 50,2619" per tahun. Presesi ditemukan oleh Hipparchus lebih dari 2000 tahun yang lalu, gerakan periodik kecil yang dikenal sebagai nutasi, ditemukan James Bradley(1693~1762) pada tahun 1748. Nutasi terutama terjadi karena bidang orbit bulan tidak bertepatan dengan bidang ekliptika. Nutasi maksimum adalah sekitar 9,23" dan satu siklus lengkap memakan waktu sekitar 18,6 tahun. Ada juga nutasi tambahan yang dihasilkan oleh Matahari. Semua efek ini disebabkan momen gaya yang bekerja pada tonjolan ekuator Bumi.

Besarnya presesi lunisolar keadaan tunak di garis bujur, dan amplitudo berbagai nutasi periodik dalam garis bujur, adalah fungsi, antara lain, massa Bulan. Batu 15 mencatat bahwa presesi lunisolar, L, dan konstanta nutasi, N, diberikan sebagai:

di mana =(M M /M S) (a S /a M) 3 , a S dan a M adalah jarak rata-rata Bumi-Matahari dan Bumi-Bulan;

e E dan e M masing-masing adalah eksentrisitas orbit bumi dan bulan. Konstanta Delaunay direpresentasikan sebagai . Dalam pendekatan pertama, adalah sinus dari setengah sudut kemiringan orbit bulan ke ekliptika. Nilai adalah perpindahan simpul orbit bulan,

selama tahun Julian, dalam kaitannya dengan garis ekuinoks; adalah konstanta yang bergantung pada gaya gangguan rata-rata Matahari, momen inersia Bumi, dan kecepatan sudut Bumi pada orbitnya. Perhatikan bahwa batal jika L habis dibagi H. Batu yang menggantikan L = 50,378" dan N = 9,223" didapat M E / M M = 81,36. Newcomb menggunakan pengukurannya sendiri dari L dan N dan menemukan M E / M M = 81,62 ± 0,20. Pengawas 16 menemukan bahwa M E /M M = 80,75.

Pergerakan Bulan mengelilingi Bumi akan persis berbentuk elips jika Bulan dan Bumi adalah satu-satunya benda di tata surya. Fakta bahwa mereka tidak mengarah ke ketidaksetaraan paralaks bulan. Karena daya tarik benda-benda lain di tata surya, dan Matahari khususnya, orbit bulan sangat kompleks. Tiga ketidaksetaraan terbesar yang harus diterapkan adalah karena eveksi, variasi, dan persamaan tahunan. Dalam konteks tulisan ini, variasi adalah ketidaksetaraan yang paling penting. (Secara historis, Sedilloth mengatakan bahwa variasi bulan ditemukan oleh Abul-Wafa pada abad ke-9; yang lain mengaitkan penemuan ini dengan Tycho Brahe.)

Variasi bulan disebabkan oleh perubahan yang berasal dari perbedaan gaya tarik matahari dalam sistem Bumi-Bulan selama bulan sinodik. Efek ini adalah nol ketika jarak dari Bumi ke Matahari dan Bulan ke Matahari sama, dalam situasi yang terjadi sangat dekat dengan kuartal pertama dan terakhir. Antara kuartal pertama (melalui bulan purnama) dan kuartal terakhir, ketika Bumi lebih dekat ke Matahari daripada Bulan, dan Bumi sebagian besar ditarik menjauh dari Bulan. Antara kuartal terakhir (melalui bulan baru) dan kuartal pertama, Bulan lebih dekat ke Matahari daripada Bumi, dan karena itu Bulan sebagian besar ditarik menjauh dari Bumi. Gaya sisa yang dihasilkan dapat diuraikan menjadi dua komponen, satu bersinggungan dengan orbit bulan dan yang lainnya tegak lurus terhadap orbit (yaitu, dalam arah Bulan-Bumi).

Posisi Bulan berubah sebanyak ±124,97 detik busur (menurut Brouwer dan Clements 17) dari posisinya jika Matahari berada jauh tak terhingga. Ini adalah 124,9" yang dikenal sebagai ketidaksetaraan paralaks.

Karena 124,97 detik busur ini sesuai dengan waktu empat menit, diharapkan nilai ini dapat diukur dengan akurasi yang memadai. Konsekuensi paling jelas dari ketidaksetaraan paralaks adalah bahwa interval antara bulan baru dan kuartal pertama adalah sekitar delapan menit, yaitu. lebih lama dari fase yang sama hingga bulan purnama. Sayangnya, akurasi yang dapat digunakan untuk mengukur kuantitas ini agak berkurang karena fakta bahwa permukaan bulan tidak rata dan tepi bulan yang berbeda harus digunakan untuk mengukur posisi bulan di berbagai bagian orbit. (Selain itu, ada juga sedikit variasi periodik dalam setengah diameter Bulan yang tampak karena perubahan kontras antara kecerahan tepi Bulan dan langit. Ini menimbulkan kesalahan yang bervariasi antara ±0,2" dan 2 ", lihat Campbell dan Neison 18).

Roy 19 mencatat bahwa disparitas paralaks bulan, P, didefinisikan sebagai

Menurut Campbell dan Neyson,18 ketidaksamaan paralaks ditetapkan sebagai 123,5" pada tahun 1812, 122,37" pada tahun 1854, 126,46" pada tahun 1854, 124,70" pada tahun 1859, 125,36" pada tahun 1867, dan 125,46" pada tahun 1868. Dengan demikian, rasio massa Bumi/Bulan dapat dihitung dari pengamatan ketidaksetaraan paralaks jika besaran lain, dan terutama paralaks matahari (mis. sebagai) diketahui. Hal ini menyebabkan dikotomi di antara para astronom. Beberapa menyarankan menggunakan rasio massa Bumi/Bulan dari ketidaksetaraan paralaks untuk memperkirakan jarak rata-rata Bumi-Matahari. Yang lain mengusulkan untuk mengevaluasi yang pertama melalui yang terakhir (lihat Moulton 20).

Akhirnya, pertimbangkan gangguan orbit planet. Orbit tetangga terdekat kita, Mars dan Venus, yang berada di bawah pengaruh gravitasi sistem Bumi-Bulan. Karena tindakan ini, parameter orbital seperti eksentrisitas, bujur simpul, kemiringan, dan argumen perihelion berubah sebagai fungsi waktu. Pengukuran yang akurat perubahan ini dapat digunakan untuk memperkirakan massa total sistem Bumi/Bulan, dan dengan pengurangan, massa Bulan.

Saran ini pertama kali dibuat oleh Le Verrier (lihat Young 21). Dia menekankan fakta bahwa gerakan nodul dan perihelion, meskipun lambat, terus menerus, dan dengan demikian akan diketahui dengan akurasi yang meningkat seiring berjalannya waktu. Le Verrier begitu bersemangat dengan gagasan ini sehingga dia mengabaikan pengamatan transit Venus saat itu, karena yakin bahwa paralaks matahari dan rasio massa Matahari/Bumi pada akhirnya akan ditemukan jauh lebih akurat dengan metode gangguan.

Titik paling awal berasal dari Newton's Principia.

Keakuratan massa bulan yang diketahui.

Metode pengukuran dapat dibagi menjadi dua kategori. Teknologi pasang surut membutuhkan peralatan khusus. Sebuah tiang vertikal dengan gradasi hilang di lumpur pantai. Sayangnya, kompleksitas lingkungan pasang surut di sekitar pantai dan teluk Europa membuat nilai massa bulan yang dihasilkan jauh dari akurat. Gaya pasang surut yang berinteraksi dengan benda sebanding dengan massanya dibagi pangkat tiga jarak. Jadi ketahuilah bahwa produk akhir dari perhitungan sebenarnya adalah rasio antara massa bulan dan matahari. Dan hubungan antara jarak ke Bulan dan Matahari harus diketahui secara tepat. Nilai pasang surut khas M E / M M adalah 40 (tahun 1687), 59 (tahun 1790), 75 (tahun 1825), 88 (tahun 1865), dan 78 (tahun 1874), menyoroti kesulitan yang melekat dalam interpretasi data.

Semua metode lain mengandalkan pengamatan teleskopik yang akurat dari posisi astronomi. Pengamatan rinci bintang selama jangka waktu yang lama telah menyebabkan penurunan konstanta untuk presesi dan nutasi sumbu rotasi bumi. Mereka dapat ditafsirkan dalam hal rasio antara massa bulan dan matahari. Pengamatan posisi yang akurat dari Matahari, planet dan beberapa asteroid selama beberapa bulan telah menyebabkan perkiraan jarak Bumi dari pusat massa sistem Bumi-Bulan. Pengamatan yang cermat terhadap posisi Bulan sebagai fungsi waktu selama bulan telah menyebabkan amplitudo ketidaksetaraan paralaktik. Dua metode terakhir, bersama-sama, mengandalkan pengukuran jari-jari bumi, panjang bulan sidereal, dan percepatan gravitasi di permukaan bumi, menyebabkan perkiraan besarnya , daripada massa Bulan secara langsung. Jelas, jika diketahui hanya dalam ± 1%, massa Bulan tidak dapat ditentukan. Untuk mendapatkan rasio M M / M E dengan akurasi, katakanlah, 1, 0,1, 0,01%, diperlukan untuk mengukur nilai dengan akurasi masing-masing ± 0,012, 0,0012, dan 0,00012%.

melihat ke belakang periode sejarah Dari tahun 1680 sampai tahun 2000, dapat dilihat bahwa massa bulan diketahui ± 50% antara tahun 1687 dan 1755, ± 10% antara tahun 1755 dan 1830, ± 3% antara tahun 1830 dan 1900, ± 0,15% antara tahun 1900 dan 1968, dan ± 0,0001 % antara tahun 1968 sampai sekarang. Antara tahun 1900 dan 1968, dua makna itu umum dalam literatur serius. Teori bulan menunjukkan bahwa M E /MM M = 81,53, dan persamaan bulan dan ketidaksetaraan paralaks bulan memberikan nilai M E /MM M = 81,45 yang agak lebih kecil (lihat Garnett dan Woolley 22). Nilai lain telah dikutip oleh para peneliti yang telah menggunakan nilai paralaks matahari yang berbeda dalam persamaan masing-masing. Kebingungan kecil ini telah dihilangkan ketika pengorbit cahaya dan modul perintah terbang mengorbit terkenal dan terukur di sekitar bulan selama era Apollo. Nilai saat ini dari M E /M M = 81,300588 (lihat Seidelman 23), adalah salah satu besaran astronomi yang paling akurat diketahui. Pengetahuan pasti kita tentang massa bulan yang sebenarnya diselimuti oleh ketidakpastian dalam konstanta gravitasi Newton, G.

Pentingnya massa bulan dalam teori astronomi

Isaac Newton melakukan sangat sedikit dengan pengetahuan bulan yang baru ditemukannya. Meskipun dia adalah ilmuwan pertama yang mengukur massa bulan, M E / M M = 39,788-nya tampaknya tidak banyak mendapat komentar kontemporer. Fakta bahwa jawabannya terlalu kecil, hampir dua kali, tidak disadari selama lebih dari enam puluh tahun. Yang signifikan secara fisik hanyalah kesimpulan yang ditarik Newton dari M /ρ E =11/9, yaitu bahwa "tubuh Bulan lebih padat dan lebih membumi daripada tubuh bumi kita" (Awal, Buku 3, Proposisi 17, Akibat wajar 3).

Untungnya, kesimpulan yang menarik, meskipun salah, ini tidak akan membawa kosmogonis yang teliti ke jalan buntu dalam upaya untuk menjelaskan maknanya. Sekitar tahun 1830, menjadi jelas bahwa M /ρ E adalah 0,6 dan M E / M M antara 80 dan 90. Grant 24 mencatat bahwa "ini adalah titik di mana presisi yang lebih tinggi tidak menarik bagi dasar-dasar sains yang ada", menyinggung, akurasi yang tidak penting di sini hanya karena baik teori astronomi maupun teori asal usul bulan sangat bergantung pada data ini. Agnes Clerk 25 lebih berhati-hati, mencatat bahwa "sistem bulan-terestrial ... adalah pengecualian khusus di antara benda-benda yang dipengaruhi oleh Matahari."

Bulan (massa 7,35-1025 g) adalah satelit kelima dari sepuluh satelit di tata surya (dimulai dari nomor satu, yaitu Ganymede, Titan, Callisto, Io, Luna, Europa, Cincin Saturnus, Triton, Titania, dan Rhea). Relevan pada abad 16 dan 17, Paradoks Copernicus (fakta bahwa Bulan berputar mengelilingi Bumi, sedangkan Merkurius, Venus, Bumi, Mars, Yupiter, dan Saturnus mengelilingi Matahari) telah lama dilupakan. Perhatian kosmogonik dan selenologis yang besar adalah rasio massa "utama / paling masif-sekunder". Berikut adalah daftar Pluto/Charon, Bumi/Bulan, Saturnus/Titan, Neptunus/Triton, Jupiter/Callisto dan Uranus/Titania, koefisien masing-masing seperti 8,3, 81,3, 4240, 4760, 12800 dan 24600. Ini adalah indikasi pertama kemungkinan asal sendi mereka dengan bifurkasi melalui kondensasi cairan tubuh (lihat, misalnya, Darwin 26, Jeans 27, dan Binder 28). Faktanya, rasio massa Bumi/Bulan yang tidak biasa membuat Wood 29 menyimpulkan bahwa "menunjukkan dengan cukup jelas bahwa peristiwa atau proses yang menciptakan Bulan Bumi tidak biasa, dan menunjukkan bahwa beberapa pelemahan penolakan normal terhadap keterlibatan keadaan khusus mungkin terjadi. dapat diterima." dalam masalah ini."

Selenology, studi tentang asal usul bulan, menjadi "ilmiah" dengan penemuan bulan-bulan Jupiter pada tahun 1610 oleh Galileo. Bulan telah kehilangan status uniknya. Kemudian Edmond Halley 30 menemukan bahwa periode orbit bulan berubah seiring waktu. Ini tidak terjadi, bagaimanapun, sampai karya G.Kh. Darwin pada akhir tahun 1870-an, ketika menjadi jelas bahwa Bumi dan Bulan yang asli lebih dekat satu sama lain. Darwin menyarankan bahwa bifurkasi awal yang diinduksi resonansi, rotasi cepat, dan kondensasi Bumi cair menyebabkan pembentukan Bulan (lihat Darwin 26). Osmond Fisher 31 dan W.H. Pickering 32 bahkan melangkah lebih jauh dengan menyarankan bahwa Cekungan Pasifik adalah bekas luka yang tersisa ketika Bulan memisahkan diri dari Bumi.

Fakta selenologis utama kedua adalah rasio massa Bumi/Bulan. Fakta bahwa ada pelanggaran makna untuk tesis Darwin dicatat oleh A.M. Lyapunov dan F.R. Moulton (lihat, misalnya, Moulton 33). . Bersama dengan momentum sudut gabungan yang rendah dari sistem Bumi-Bulan, ini menyebabkan kematian lambat teori pasang surut Darwin. Kemudian diusulkan bahwa Bulan hanya terbentuk di tempat lain di tata surya dan kemudian ditangkap dalam beberapa proses tiga benda yang kompleks (lihat misalnya C 34).

Fakta dasar ketiga adalah kepadatan bulan. Nilai Newtonian dari M /ρ E dari 1,223 menjadi 0,61 pada 1800, 0,57 pada 1850, dan 0,56 pada 1880 (lihat Kuas 35). Pada awal abad kesembilan belas, menjadi jelas bahwa Bulan memiliki kerapatan sekitar 3,4 g cm -3. Pada akhir abad ke-20, nilai ini hampir tidak berubah dan berjumlah 3,3437±0,0016 g cm -3 (lihat Hubbard 36). Jelas bahwa komposisi bulan berbeda dari komposisi Bumi. Kepadatan ini mirip dengan kerapatan batuan pada kedalaman dangkal di mantel bumi dan menunjukkan bahwa bifurkasi Darwin terjadi di Bumi yang heterogen daripada homogen pada waktu yang terjadi setelah diferensiasi dan morfogenesis dasar. Baru-baru ini, kesamaan ini telah menjadi salah satu fakta utama yang berkontribusi pada popularitas hipotesis domba jantan tentang pembentukan bulan.

Tercatat bahwa rata-rata kepadatan bulan sama seperti meteorit(dan mungkin asteroid). Gullemine 37 menunjuk kepadatan bulan di 3.55 kali lebih banyak dari air. Dia mencatat bahwa "sangat penasaran untuk mengetahui nilai kepadatan 3,57 dan 3,54 untuk beberapa meteorit yang dikumpulkan setelah mereka menabrak permukaan Bumi". Nasmyth dan Carpenter 38 mencatat bahwa " berat jenis dari substansi bulan (3.4) kita mungkin memperhatikan, itu hampir sama dengan kaca silikon atau berlian: dan anehnya itu hampir bertepatan dengan meteorit yang kita temukan tergeletak di bumi dari waktu ke waktu; oleh karena itu, teori tersebut menegaskan bahwa benda-benda ini pada mulanya adalah fragmen materi bulan, dan mungkin pernah dikeluarkan dari gunung berapi bulan dengan kekuatan sedemikian rupa sehingga mereka jatuh ke bidang gravitasi bumi, dan akhirnya jatuh ke permukaan bumi.

Urey 39, 40 menggunakan fakta ini untuk mendukung teorinya tentang penangkapan asal bulan, meskipun dia prihatin tentang perbedaan antara kepadatan bulan dan kepadatan meteorit chondrite tertentu, dan planet terestrial lainnya. Epic 41 menganggap perbedaan ini tidak signifikan.

temuan

Massa bulan sangat tidak seperti biasanya. Terlalu besar untuk menempatkan satelit kita dengan nyaman di antara gugusan asteroid yang ditangkap planet, seperti Phobos dan Deimos di sekitar Mars, gugus Himalia dan Ananke di sekitar Yupiter, dan gugus Iapetus dan Phoebe di sekitar Saturnus. Fakta bahwa massa ini adalah 1,23% dari Bumi sayangnya hanya petunjuk kecil di antara banyak yang mendukung mekanisme asal tumbukan yang diusulkan. Sayangnya, teori populer saat ini seperti "benda seukuran Mars menabrak Bumi yang baru dibedakan dan merobohkan banyak material" memiliki beberapa masalah kecil.Meskipun proses ini telah diakui sebagai mungkin, itu tidak menjamin bahwa itu mungkin. seperti “mengapa hanya satu bulan yang terbentuk pada waktu itu?”, “mengapa bulan-bulan lain tidak terbentuk di waktu lain?”, “mengapa mekanisme ini bekerja di planet Bumi, dan tidak menyentuh tetangga kita Venus, Mars, dan Merkurius? ” kepikiran.

Massa Bulan terlalu kecil untuk ditempatkan dalam kategori yang sama dengan Charon Pluto. 8.3/1 Rasio antara massa Pluto dan Charon, koefisien yang menunjukkan bahwa pasangan benda ini dibentuk oleh bifurkasi kondensasi, rotasi hampir tubuh cair, dan sangat jauh dari nilai 81,3/1 rasio massa Bumi dan Bulan.

Kita tahu massa bulan dalam satu bagian dari 10 9 . Tetapi kita tidak dapat menahan perasaan bahwa jawaban umum untuk ketepatan ini adalah "jadi apa". Sebagai panduan, atau petunjuk tentang asal usul pasangan surgawi kita, pengetahuan ini tidak cukup. Faktanya, dalam salah satu volume 555 halaman terakhir pada subjek 42 , indeks bahkan tidak memasukkan "massa bulan" sebagai entri!

Referensi

(1) I. Newton, prinsipia, 1687. Di sini kita menggunakan Sir Isaac Newton Prinsip Matematika Filsafat Alam, diterjemahkan ke dalam bahasa Inggris oleh Andrew Motte pada tahun 1729; terjemahan direvisi dan dilengkapi dengan lampiran sejarah dan penjelasan oleh Florian Cajori, Volume 2: Sistem Dunia(University of California Press, Berkeley dan Los Angeles), 1962.

(2) P.-S. tempat, m. Ilmu Acad.des, 45, 1790.

(3) P.-S. tempat, Volume 5, Livre 13 (Bachelier, Paris), 1825.

(4) P.-S. tempat, Traite de Mechanique Celeste, Tome 3 (rimprimerie de Crapelet, Paris), 1802, hal, 156.

(5) P.-S. tempat, Traite de Mechanique Celeste, Volume 4 (Courcicr, Paris), 1805, hal. 346.

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

(7) W.E, Fcrrel, Penelitian Pasang Surut. Lampiran Laporan Survei Pantai untuk tahun 1873 (Washington, D. C) 1874.

(8) W. Harkness, Pengamatan Observatorium Washington, 1885? Lampiran 5, 1891

(9) C.W.C. Barlow ScG. H, Bryan, Astronomi Matematika Dasar(Pers Tutorial Universitas, London) 1914, hal. 357.

(10) G.B. Airy, m. ras., 17, 21, 1849.

(11) D.Gil, sejarah dari Observatorium Cape, 6, 12, 1897.

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

(13) S.Ncwcomb, Tambahan untuk American Ephemeris untuk tSy?(Washington, D.C.), 1895, hal. 189.

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

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

(16) R.A. Pengawas, Astronomi Lama dan Jaring(Longmans, Green, and Co., London), )