Mēness: apraksts, īpašības, interesanti fakti.

Fotogrāfija: Mēness- dabisks Zemes pavadonis un unikāla svešzemju pasaule, kuru cilvēce ir apmeklējusi.

Mēness

Mēness raksturojums

Mēness riņķo ap Zemi pa orbītu, kuras puslielā ass ir 383 000 km (eliptiskums 0,055). Mēness orbītas plakne ir slīpa pret ekliptikas plakni 5°09 leņķī. Rotācijas periods vienāds ar 27 dienām 7 stundām 43 minūtēm. Šis ir siderālais jeb siderālais periods. Sinodiskais periods - pārmaiņu periods Mēness fāzes- vienāds ar 29 dienām 12 stundām 44 minūtēm. Mēness rotācijas periods ap savu asi ir vienāds ar siderālo periodu. Ciktāl viena apgrieziena laiks Mēness ap Zemi ir tieši vienāds ar laiku, kad tas apgriežas ap savu asi, Mēnesi vienmēr vērsts pret zemi tajā pašā pusē. Mēness ir visredzamākais objekts debesīs pēc saule. Maksimums lielums vienāds ar - 12,7 m.

Svars Zemes pavadoņa svars ir 7,3476 * 1022 kg (81,3 reizes mazāks par Zemes masu), vidējais blīvums ir p = 3,35 g/cm3, un ekvatoriālais rādiuss ir 1737 km. No stabiem gandrīz nav ievilkšanas. Brīvā kritiena paātrinājums uz virsmas ir g = 1,63 m/s2. Mēness gravitācija nespēja noturēt savu atmosfēru, ja tāda kādreiz ir bijusi.

Iekšējā struktūra

Blīvums Mēness ir salīdzināms ar zemes apvalka blīvumu. Tāpēc Mēnesim vai nu nav, vai arī ir ļoti nenozīmīgs dzelzs kodols. Iekšējā struktūra Mēness pētīts no seismiskiem datiem, ko uz Zemi pārraidīja Apollo kosmosa ekspedīciju ierīces. Mēness garozas biezums ir 60–100 km.

Foto: Mēness - iekšējā struktūra

Biezums augšējā mantija 400 km. Tajā seismiskie ātrumi ir atkarīgi no dziļuma un samazinās līdz ar attālumu. Biezums vidējā mantija apmēram 600 km. Vidējā apvalkā seismiskie ātrumi ir nemainīgi. apakšējā mantija atrodas zem 1100 km. Kodols Mēness, sākot no 1500 km dziļuma, iespējams, ir šķidrs. Tas praktiski neietver dzelzi. Līdz ar to Mēnesim ir ļoti vājš magnētiskais lauks, kas nepārsniedz vienu desmittūkstošdaļu no zemes magnētiskā lauka. Ir reģistrētas lokālas magnētiskās anomālijas.

Atmosfēra

Uz Mēness praktiski nav atmosfēras. Tas izskaidro pēkšņo temperatūras svārstības vairāki simti grādu. Dienā temperatūra uz virsmas sasniedz 130 C, bet naktī noslīd līdz -170 C. Tajā pašā laikā 1 m dziļumā temperatūra gandrīz vienmēr nemainās. Debesis virs mēness vienmēr ir melns, jo debesu zilās krāsas veidošanai tas ir nepieciešams gaiss, kas tur trūkst. Tur nav laikapstākļu, nepūš vēji. Turklāt uz Mēness valda pilnīgs klusums.

Foto: Mēness virsma un tās atmosfēra

Redzama daļa

Tikai no Zemes redzamā mēness daļa. Bet tas nav 50% no virsmas, bet nedaudz vairāk. Mēness griežas ap zemi elipse Mēness kustas ātrāk perigeja tuvumā un lēnāk apogeja tuvumā. Bet mēness vienmērīgi griežas ap savu asi. Tā rezultātā veidojas garuma svārstības. Diezgan iespējams maksimālā vērtība tas ir 7°54. Librācijas dēļ mums ir iespēja no Zemes papildus Mēness redzamajai pusei novērot arī blakus esošās šaurās tā aizmugures teritorijas joslas. AT Kopā No Zemes var redzēt 59% Mēness virsmas.

Mēness agrīnajos laikos

Pastāv pieņēmums, ka iekš agrīnie laiki Savas vēstures laikā Mēness apgriezās ap savu asi ātrāk un tāpēc ar dažādām virsmas daļām pagriezās pret Zemi. Bet masīvās Zemes tuvuma dēļ Mēness cietajā ķermenī radās iespaidīgi paisuma viļņi. Mēness bremzēšanas process ilga līdz brīdim, kad izrādījās, ka tas vienmēr ir pagriezts pret mums tikai ar vienu pusi.

Stāsts mēness masas aprēķini ir simtiem gadu vecs. Šī procesa retrospekcija ir sniegta ārzemju autora Deivida V. Hjūza rakstā. Šī raksta tulkojums tika veikts, ņemot vērā manas pieticīgās angļu valodas zināšanas, un tas ir parādīts zemāk. Ņūtons novērtēja mēness masu, kas ir divreiz lielāka par vērtību, kas tagad tiek uzskatīta par ticamu. Katram ir sava patiesība, bet patiesība ir tikai viena. punkts šajā jautājumā mēs varētu nolika amerikāņus ar svārstu uz mēness virsmas. Viņi bija tur ;) . To pašu varētu darīt telemetrijas operatori par LRO un citu ISL orbitālajām īpašībām. Žēl, ka šī informācija vēl nav pieejama.

Observatorija

Mēness masas mērīšana

Atskats uz Observatorijas 125. gadadienu

Deivids V. Hjūzs

Šefīldas Universitātes Fizikas un astronomijas katedra

Pirmo Mēness masas aprēķinu veica Īzaks Ņūtons. Kopš tā laika šī daudzuma (masas) nozīme, kā arī Mēness blīvums ir diskusiju objekts.

Ievads

Svars ir viens no neērtākajiem izmēriem astronomiskā kontekstā. Mēs parasti mēra nezināmas masas spēku uz zināmu masu vai otrādi. Astronomijas vēsturē līdz laikam nebija jēdziena "masas", teiksim, Mēness, Zeme un Saule (MM M , M E , M C). Īzaks Ņūtons(1642 - 1727). Pēc Ņūtona tika noteiktas diezgan precīzas masas attiecības. Tā, piemēram, Sākuma pirmajā izdevumā (1687) ir dota attiecība M C / M E \u003d 28700, kas pēc tam palielinās līdz M C / M E \u003d 227512 un M C / M E \u003d 169282 otrajā (1713) un trešās (1726) publikācijas attiecīgi saistībā ar astronomiskās vienības pilnveidošanu. Šīs attiecības uzsvēra faktu, ka Saule bija svarīgāka par Zemi, un sniedza nozīmīgu atbalstu heliocentriskajai hipotēzei. Koperniks.

Dati par ķermeņa blīvumu (masu / tilpumu) palīdz to novērtēt ķīmiskais sastāvs. Grieķiem pirms vairāk nekā 2200 gadiem pietika precīzas vērtības Zemes un Mēness izmēriem un tilpumiem, bet masas nebija zināmas un blīvumus nevarēja aprēķināt. Tādējādi, lai arī Mēness izskatījās pēc akmens sfēras, to nevarēja zinātniski apstiprināt. Turklāt pirmos zinātniskos soļus Mēness izcelsmes noskaidrošanai nevarēja spert.

Neapšaubāmi, labākā metode planētas masas noteikšana šodien, kosmosa laikmetā, balstās uz trešo (harmonisko) Keplera likums. Ja satelītam ir masa m, griežas ap Mēnesi ar masu M M , tad

kur a ir vidējais laika vidējais attālums starp M M un m, G ir Ņūtona gravitācijas konstante un P ir orbītas periods. Kopš M M >> m, šis vienādojums tieši dod M M vērtību.

Ja astronauts var izmērīt gravitācijas paātrinājumu G M uz Mēness virsmas, tad

kur R M ir Mēness rādiuss, parametrs, kas kopš tā laika ir mērīts ar pietiekamu precizitāti Aristarhs no Samosas, apmēram pirms 2290 gadiem.

Īzaks Ņūtons 1 tieši neizmērīja Mēness masu, bet mēģināja novērtēt attiecības starp Saules un Mēness masu, izmantojot jūras plūdmaiņu mērījumus. Lai gan daudzi cilvēki pirms Ņūtona uzskatīja, ka plūdmaiņas ir saistītas ar Mēness stāvokli un ietekmi, Ņūtons bija pirmais, kas aplūkoja šo tēmu gravitācijas izteiksmē. Viņš saprata, ka paisuma spēks, ko rada M masas ķermenis attālumā d proporcionāls M/d 3 . Ja šim ķermenim ir diametrs D un blīvums ρ , šis spēks ir proporcionāls ρ D 3 / d 3 . Un, ja ķermeņa leņķiskais izmērs, α , mazs, paisuma spēks ir proporcionāls ρα 3. Tātad Saules plūdmaiņu veidošanās spēks ir nedaudz mazāks par pusi no Mēness spēka.

Sarežģījumi radās tāpēc, ka vislielākais paisums tika reģistrēts, kad Saule faktiski atradās 18,5° no sizigijas, kā arī tāpēc, ka Mēness orbīta neatrodas ekliptikas plaknē un tai ir ekscentriskums. Ņemot to visu vērā, Ņūtons, pamatojoties uz saviem novērojumiem, ka “Līdz Eivonas upes grīvai, trīs jūdzes lejpus Bristoles, ūdens kāpuma augstums pavasara un rudens gaismekļos (saskaņā ar Semjuela Stērmija novērojumi) ir aptuveni 45 pēdas, bet kvadrātā tikai 25, secināja, ka Mēness vielas blīvums ar Zemes vielas blīvumu ir saistīts ar 4891 līdz 4000 vai kā 11 līdz 9. Tāpēc Mēness viela ir blīvāka un piezemētāka nekā pati Zeme”, un “Mēness vielas masa būs Zemes vielas masā kā 1 pret 39,788” (Sākums, grāmata 3, 37. priekšlikums, 18. uzdevums).

Tā kā pašreizējā Zemes masas un Mēness masas attiecības vērtība ir dota kā M E / M M = 81,300588, ir skaidrs, ka ar Ņūtonu kaut kas nogāja greizi. Turklāt vērtība 3,0 ir nedaudz reālāka nekā 9/5 attiecībā uz syzygy augstuma attiecību? un kvadrātveida plūdmaiņas. Liela problēma bija arī Ņūtona neprecīzā Saules masas vērtība. Ņemiet vērā, ka Ņūtonam bija ļoti maza statistiskā precizitāte, un viņa citēšana par pieciem nozīmīgiem skaitļiem M E /MM M ir pilnīgi nepareiza.

Pjērs Saimons Laplass(1749 - 1827) daudz laika veltīja plūdmaiņu augstuma analīzei (īpaši Brestā), koncentrējoties uz paisumiem četrās galvenajās mēness fāzēs gan saulgriežos, gan ekvinokcijas laikā. Laplass 2, izmantojot īsu 18. gadsimta novērojumu sēriju, ieguva M E /MM M vērtību 59. Līdz 1797. gadam viņš laboja šo vērtību līdz 58,7. Izmantojot paplašinātu plūdmaiņu datu kopu 1825. gadā, Laplass 3 ieguva M E /M M = 75.

Laplass saprata, ka plūdmaiņu pieeja ir viens no daudzajiem veidiem, kā noteikt Mēness masu. Viņu acīmredzot satrauca fakts, ka Zemes rotācija sarežģī plūdmaiņu modeļus un aprēķina galaprodukts bija Mēness/Saules masas attiecība. Tāpēc viņš salīdzināja savu paisuma spēku ar mērījumu rezultātiem, kas iegūti ar citām metodēm. Laplass 4 tālāk raksta M E /MM M koeficientus kā 69,2 (izmantojot d'Alemberta koeficientus), 71,0 (izmantojot Bredlija maskalīnijas analīzi nutācijas un paralakses novērojumiem) un 74,2 (izmantojot Burga darbu par Mēness paralakses nevienlīdzību). Laplass acīmredzot uzskatīja katru rezultātu vienlīdz ticamu un vienkārši aprēķināja četras vērtības, lai iegūtu vidējo. “La valeur le plus vraisembable de la masse de la lune, qui me parait resulted des divers phenomenes 1/68.5” (atsauce 4, 160. lpp.). Laplasā 5 atkārtoti tiek atrasta vidējā attiecība M E /M M, kas vienāda ar 68,5.

Ir pilnīgi saprotams, ka līdz deviņpadsmitā gadsimta sākumam bija radušās šaubas par Ņūtona vērtību 39,788, it īpaši dažu britu astronomu prātos, kuri bija informēti par savu franču kolēģu darbu.

Finleisons 6 atgriezās pie plūdmaiņu tehnikas un, izmantojot syzygy mērījumu? un kvadrātveida plūdmaiņas Doverā par 1861., 1864., 1865. un 1866. gadu, viņš saņēma šādas vērtības M E / M M: attiecīgi 89,870, 88,243, 87,943 un 86,000. Ferrell 7 ieguva galvenās harmonikas no deviņpadsmit gadu plūdmaiņu datiem Brestā (1812–1830) un ieguva daudz mazāku attiecību M E / M M = 78. Harkness 8 dod plūdmaiņu vērtību M E / M M = 78,65.

Tā saucamais svārsta metode pamatojoties uz gravitācijas izraisītā paātrinājuma mērījumu. Atgriežoties pie Keplera trešā likuma, ņemot vērā Ņūtona otro likumu, iegūstam

kur aM ir laika vidējais attālums starp Zemi un Mēnesi, P M- Mēness siderālais revolūcijas periods (t.i., siderālā mēneša garums), gE gravitācijas radītais paātrinājums uz Zemes virsmas, un R E ir zemes rādiuss. Tātad

Saskaņā ar Bārlova un Braiena 9 šo formulu Airy 10 izmantoja M E /M M mērīšanai, taču tā bija neprecīza šī daudzuma mazuma dēļ un uzkrāta - uzkrātā lielumu vērtību nenoteiktība. aM , gE, R E, un P M.

Tā kā teleskopi kļuva progresīvāki un uzlabojās astronomisko novērojumu precizitāte, kļuva iespējams precīzāk atrisināt Mēness vienādojumu. Zemes/Mēness sistēmas kopējais masas centrs pārvietojas ap Sauli pa eliptisku orbītu. Gan Zeme, gan Mēness katru mēnesi griežas ap šo masas centru.

Tādējādi novērotāji uz Zemes katru mēnesi redz nelielu objekta debess pozīcijas nobīdi austrumu virzienā un pēc tam nelielu nobīdi rietumu virzienā, salīdzinot ar objekta koordinātām, ja Zemei nebūtu masīva satelīta. Pat ar mūsdienu instrumentiem šī kustība nav nosakāma zvaigžņu gadījumā. Tomēr to var viegli izmērīt Saulei, Marsam, Venērai un tuvumā esošajiem asteroīdiem (piemēram, Eross tuvākajā punktā atrodas tikai 60 reizes tālāk nekā Mēness). Saules stāvokļa ikmēneša nobīdes amplitūda ir aptuveni 6,3 loka sekundes. Tādējādi

kur a C- vidējais attālums starp Zemi un Zemes-Mēness sistēmas masas centru (tas ir aptuveni 4634 km) un a S ir vidējais attālums starp Zemi un Sauli. Ja vidējais Zemes-Mēness attālums a M tas arī zināms

Diemžēl šī “Mēness vienādojuma” konstante, t.i. 6,3", tas ir ļoti mazs leņķis, kuru ir ārkārtīgi grūti precīzi izmērīt. Turklāt M E / M M ir atkarīgs no precīzām zināšanām par Zemes-Saules attālumu.

Mēness vienādojuma vērtība var būt vairākas reizes lielāka asteroīdam, kas iet tuvu Zemei. Gill 11 izmantoja 1888 un 1889 asteroīda 12 Viktorijas pozicionālos novērojumus un saules paralaksi 8,802" ± 0,005" un secināja, ka M E /M M = 81,702 ± 0,094. Hinks 12 izmantoja garu asteroīda 433 Erosa novērojumu secību un secināja, ka M E /M M = 81,53±0,047. Pēc tam viņš izmantoja atjaunināto saules paralaksi un Deivida Gila koriģētās vērtības asteroīdam 12 Victoria un ieguva koriģēto vērtību M E /M M = 81,76 ± 0,12.

Izmantojot šo pieeju, Ņūkoms 13 no Saules un planētu novērojumiem atvasināja M E /M M =81,48±0,20.

Spensers Džons s 14 analizēja asteroīda 433 Eros novērojumus, kad tas 1931. gadā šķērsoja 26 x 10 6 km no Zemes. Galvenais uzdevums bija Saules paralakses mērīšana, un šim nolūkam 1928. gadā tika izveidota Starptautiskās Astronomijas savienības komisija. Spensers Džonss atklāja, ka Mēness vienādojuma konstante ir 6,4390 ± 0,0015 loka sekundes. Tas apvienojumā ar jaunu saules paralakses vērtību radīja attiecību M E /M M =81,271±0,021.

Var izmantot arī precizitāti un nutāciju. Zemes rotācijas ass pols precesē ap ekliptikas polu aptuveni ik pēc 26 000 gadiem, kas izpaužas arī Auna pirmā punkta kustībā pa ekliptiku aptuveni 50,2619" gadā. Precesiju atklāja Hiparhs vairāk nekā pirms 2000 gadiem. konstatēta neliela periodiska kustība, kas pazīstama kā nutācija Džeimss Bredlijs(1693~1762) 1748. gadā. Nutācija galvenokārt notiek tāpēc, ka Mēness orbītas plakne nesakrīt ar ekliptikas plakni. Maksimālā nutācija ir aptuveni 9,23 collas, un pilns cikls aizņem apmēram 18,6 gadus. Ir arī papildu nutācija, ko rada Saule. Visas šīs sekas ir saistītas ar spēku momentiem, kas iedarbojas uz Zemes ekvatoriālajiem izliekumiem.

Līdzsvara stāvokļa lunisolārās precesijas lielums garuma grādos un dažādu periodisko nutāciju amplitūdas garuma grādos, cita starpā, ir atkarīgas no Mēness masas. Akmens 15 atzīmēja, ka mēness precesija L un nutācijas konstante N ir norādītas kā:

kur ε=(M M /M S) (a S /a M) 3 , a S un a M ir vidējie attālumi Zeme-Saule un Zeme-Mēness;

e E un e M ir attiecīgi Zemes un Mēness orbītu ekscentricitātes. Delaunay konstante tiek attēlota kā γ. Pirmajā tuvinājumā γ ir sinusa puse no Mēness orbītas slīpuma leņķa pret ekliptiku. Vērtība ν ir Mēness orbītas mezgla pārvietojums,

Jūlija gadā saistībā ar ekvinokcijas līniju; χ ir konstante, kas ir atkarīga no Saules vidējā perturbējošā spēka, Zemes inerces momenta un Zemes leņķiskā ātruma tās orbītā. Ņemiet vērā, ka χ atceļ, ja L dalās ar H. Akmens aizstājot L = 50,378" un N = 9,223", iegūst M E / M M = 81,36. Ņūkombs izmantoja savus L un N mērījumus un atrada M E / M M = 81,62 ± 0,20. Proktors 16 konstatēja, ka M E /M M = 80,75.

Mēness kustība ap Zemi būtu tieši elipse, ja Mēness un Zeme būtu vienīgie ķermeņi Saules sistēmā. Tas, ka tie nav, noved pie Mēness paralakses nevienlīdzības. Sakarā ar citu Saules sistēmas ķermeņu un jo īpaši Saules pievilcību, Mēness orbīta ir ārkārtīgi sarežģīta. Trīs lielākās piemērojamās nevienādības ir saistītas ar izvirzīšanu, variāciju un gada vienādojumu. Šī raksta kontekstā variācijas ir vissvarīgākā nevienlīdzība. (Vēsturiski Sedillots saka, ka Mēness variācijas atklāja Abul-Vafa 9. gadsimtā; citi šo atklājumu attiecina uz Tiho Brahe.)

Mēness svārstības izraisa izmaiņas, kas rodas no Saules pievilcības atšķirībām Zemes-Mēness sistēmā sinodiskā mēneša laikā. Šis efekts ir nulle, ja attālumi no Zemes līdz Saulei un Mēness līdz Saulei ir vienādi situācijā, kas notiek ļoti tuvu pirmajam un pēdējam ceturksnim. Starp pirmo ceturksni (caur pilnmēness) un pēdējo ceturksni, kad Zeme atrodas tuvāk Saulei nekā Mēness, un Zeme pārsvarā ir atrauta no Mēness. Starp pēdējo ceturksni (caur jauno mēnesi) un pirmo ceturksni Mēness atrodas tuvāk Saulei nekā Zeme, un tāpēc Mēness pārsvarā ir atrauts no Zemes. Iegūto atlikušo spēku var sadalīt divās daļās, no kurām viena ir Mēness orbītas pieskare, bet otra ir perpendikulāra orbītai (ti, Mēness-Zeme virzienā).

Mēness stāvoklis mainās pat par ±124,97 loka sekundēm (saskaņā ar Brouwer un Clements 17) no pozīcijas, kāda tā būtu, ja Saule atrastos bezgalīgi tālu. Tieši šie 124,9 collas ir pazīstami kā paralakses nevienlīdzība.

Tā kā šīs 124,97 loka sekundes atbilst četrām minūtēm, jārēķinās, ka šo vērtību var izmērīt ar pietiekamu precizitāti. Acīmredzamākās paralakses nevienlīdzības sekas ir tādas, ka intervāls starp jauno mēnesi un pirmo ceturksni ir aptuveni astoņas minūtes, t.i. ilgāk nekā no tās pašas fāzes līdz pilnmēness. Diemžēl precizitāti, ar kādu šo daudzumu var izmērīt, nedaudz mazina tas, ka Mēness virsma ir nelīdzena un ka Mēness stāvokļa mērīšanai jāizmanto dažādas Mēness malas. dažādas daļas orbītas. (Papildus tam ir arī nelielas periodiskas atšķirības šķietamajā Mēness pusdiametrs, jo mainās kontrasts starp Mēness malas un debesu spilgtumu. Tas rada kļūdu, kas svārstās no ±0,2" līdz 2 ", skatiet Campbell un Neison 18).

Rojs 19 atzīmē, ka Mēness paralakses atšķirības P ir definētas kā

Saskaņā ar Kempbelu un Neisonu18 paralakses nevienlīdzība tika noteikta kā 123,5" 1812. gadā, 122,37" 1854. gadā, 126,46" 1854. gadā, 124,70" 1859. gadā, 125,36" 1867. gadā, 18,6125, un 125,68" Tādējādi Zemes/Mēness masas attiecību var aprēķināt no paralakses nevienādību novērojumiem, ja citi lielumi, un jo īpaši saules paralakse (t. a S) ir zināmi. Tas ir novedis pie dihotomijas starp astronomiem. Daži iesaka izmantot Zemes/Mēness masas attiecību no paralakses nevienlīdzības, lai novērtētu vidējo Zemes un Saules attālumu. Citi ierosina novērtēt pirmo, izmantojot otro (sk. Moulton 20).

Visbeidzot, apsveriet planētu orbītu traucējumus. Mūsu tuvāko kaimiņu Marsa un Veneras orbītas, kas atrodas Zemes-Mēness sistēmas gravitācijas ietekmē. Šīs darbības dēļ orbitālie parametri, piemēram, ekscentriskums, mezgla garums, slīpums un perihēlija arguments, mainās atkarībā no laika. Precīzs mērījumsšīs izmaiņas var izmantot, lai novērtētu Zemes/Mēness sistēmas kopējo masu un, atņemot, Mēness masu.

Šo ieteikumu pirmo reizi izteica Le Verjē (skat. Young 21). Viņš uzsvēra, ka mezglu un perihēliju kustības, lai arī lēnas, bija nepārtrauktas, un tāpēc laika gaitā tās būs zināmas ar pieaugošu precizitāti. Le Verjē bija tik ļoti aizrāvies ar šo ideju, ka viņš atteicās no toreizējās Venēras tranzīta novērojumiem, būdams pārliecināts, ka ar perturbācijas metodi Saules paralakse un Saules/zemes masas attiecība galu galā tiks atrasta daudz precīzāk.

Agrākais punkts nāk no Ņūtona Principijas.

Zināmās Mēness masas precizitāte.

Mērīšanas metodes var iedalīt divās kategorijās. Plūdmaiņu tehnoloģijai ir nepieciešams īpašs aprīkojums. Piekrastes dubļos pazudis vertikāls stabs ar gradācijām. Diemžēl plūdmaiņu vides sarežģītība ap Eiropas krastiem un līčiem nozīmēja, ka iegūtās Mēness masas vērtības bija tālu no precīzas. Paisuma spēks, ar kuru ķermeņi mijiedarbojas, ir proporcionāls to masai, kas dalīta ar attāluma kubu. Tāpēc ņemiet vērā, ka aprēķina galaprodukts faktiski ir attiecība starp Mēness un Saules masu. Un precīzi jāzina saistība starp attālumiem līdz Mēness un Saulei. Tipiskās M E / M M plūdmaiņu vērtības ir 40 (1687. gadā), 59 (1790. gadā), 75 (1825. gadā), 88 (1865. gadā) un 78 (1874. gadā), uzsverot interpretācijas grūtības. dati.

Visas pārējās metodes balstījās uz precīziem astronomisko pozīciju teleskopiskiem novērojumiem. Detalizēti zvaigžņu novērojumi ilgā laika periodā ir noveduši pie Zemes rotācijas ass precesijas un nutācijas konstantu atvasināšanas. Tos var interpretēt, ņemot vērā Mēness un Saules masu attiecību. Precīzi Saules, planētu un dažu asteroīdu pozicionēšanas novērojumi vairāku mēnešu garumā ir ļāvuši novērtēt Zemes attālumu no Zemes-Mēness sistēmas masas centra. Rūpīgi novērojot Mēness stāvokli kā laika funkciju mēneša laikā, ir radusies paralaktiskās nevienlīdzības amplitūda. Pēdējās divas metodes kopā, paļaujoties uz Zemes rādiusa mērījumiem, siderālā mēneša garumu un gravitācijas paātrinājumu uz Zemes virsmas, ļāva aprēķināt lielumu , nevis tieši Mēness masu. Acīmredzot, ja zināms tikai ± 1% robežās, Mēness masa ir nenoteikta. Lai iegūtu M M / M E attiecību ar precizitāti, piemēram, 1, 0,1, 0,01%, ir nepieciešams izmērīt vērtību ar precizitāti attiecīgi ± 0,012, 0,0012 un 0,00012%.

atskatoties uz vēsturiskais periods no 1680. līdz 2000. gadam var redzēt, ka Mēness masa bija zināma ± 50% no 1687. līdz 1755. gadam, ± 10% no 1755. līdz 1830. gadam, ± 3% no 1830. līdz 1900. gadam, ± 0,15% no 1960. līdz 0,0 0,0 % no 1968. gada līdz mūsdienām. No 1900. līdz 1968. gadam šīs divas nozīmes bija izplatītas nopietnajā literatūrā. Mēness teorija norādīja, ka M E /MM M = 81,53, un Mēness vienādojums un Mēness paralakses nevienlīdzība deva nedaudz mazāku vērtību M E /MM M = 81,45 (sk. Garnett un Woolley 22). Citas vērtības ir minējuši pētnieki, kuri savos vienādojumos ir izmantojuši dažādas saules paralakses vērtības. Šī nelielā neskaidrība tika novērsta, kad gaismas orbīta un komandas modulis Apollo laikmetā veica labi zināmas un labi izmērītas orbītas ap Mēnesi. Pašreizējā vērtība M E /M M = 81,300588 (sk. Seidelman 23) ir viens no visprecīzāk zināmajiem astronomiskajiem lielumiem. Mūsu precīzās zināšanas par faktisko Mēness masu aptumšo Ņūtona gravitācijas konstantes G nenoteiktība.

Mēness masas nozīme astronomijas teorijā

Īzaks Ņūtons ļoti maz darīja ar savām jauniegūtajām zināšanām par Mēness. Lai gan viņš bija pirmais zinātnieks, kurš izmērīja Mēness masu, šķiet, ka viņa M E / M M = 39,788 būtu pelnījis maz mūsdienu komentāru. Tas, ka atbilde bija pārāk maza, gandrīz divas reizes, netika saprasta vairāk nekā sešdesmit gadus. Fiziski nozīmīgs ir tikai secinājums, ko Ņūtons izdarīja no ρ M /ρ E =11/9, proti, ka "Mēness ķermenis ir blīvāks un zemes ķermenis nekā mūsu Zemei" (Sākums, 3. grāmata, 17. priekšlikums, secinājums 3).

Par laimi, šis aizraujošais, lai arī kļūdains secinājums nenovedīs apzinīgos kosmogonistus strupceļā, mēģinot izskaidrot tā nozīmi. Ap 1830. gadu kļuva skaidrs, ka ρ M /ρ E ir 0,6 un M E / M M ir no 80 līdz 90. Grants 24 atzīmēja, ka "šī ir vieta, kurā lielāka precizitāte neapmierināja esošos zinātnes pamatus", norādot šī precizitāte šeit nav svarīga tikai tāpēc, ka ne astronomiskā teorija, ne Mēness izcelsmes teorija lielā mērā nepaļāvās uz šiem datiem. Agnese Klerka 25 bija piesardzīgāka, norādot, ka "Mēness-zemes sistēma... bija īpašs izņēmums starp Saules ietekmētajiem ķermeņiem".

Mēness (masa 7,35-1025 g) ir piektais no desmit satelītiem Saules sistēmā (sākot ar pirmo numuru, tie ir Ganimēds, Titāns, Kalisto, Io, Luna, Eiropa, Saturna gredzeni, Tritons, Titānija un Reja). 16. un 17. gadsimtā aktuālais Kopernika paradokss (fakts, ka Mēness riņķo ap Zemi, bet Merkurs, Venera, Zeme, Marss, Jupiters un Saturns riņķo ap Sauli) jau sen ir aizmirsts. Lielu kosmogonisko un selenoloģisko interesi izraisīja masu attiecība “galvenā / vismasīvākā-sekundārā”. Šeit ir saraksts ar Plutona/Harona, Zemes/Mēness, Saturna/Titāna, Neptūna/Tritona, Jupitera/Kallisto un Urāna/Titānijas koeficientiem, piemēram, attiecīgi 8.3, 81.3, 4240, 4760, 12800 un 24600. Šī ir pirmā norāde uz to iespējamo locītavu izcelsmi bifurkācijas rezultātā, kondensējoties ķermeņa šķidrumam (sk., piemēram, Darwin 26, Jeans 27 un Binder 28). Faktiski neparastā Zemes/Mēness masas attiecība lika Vuds 29 secināt, ka "diezgan skaidri norāda, ka notikums vai process, kas radīja Zemes Mēnesi, bija neparasts, un liek domāt, ka var tikt vājināta parastā nepatika pret īpašu apstākļu iesaistīšanos. pieņemams." šajā numurā."

Selenoloģija, mēness izcelsmes izpēte, kļuva par "zinātnisku", kad Galilejs 1610. gadā atklāja Jupitera pavadoņus. Mēness ir zaudējis savu unikālo statusu. Tad Edmond Halley 30 atklāja, ka Mēness orbitālais periods laika gaitā mainās. Tomēr tas tā nebija, līdz G.Kh. Darvins 1870. gadu beigās, kad kļuva skaidrs, ka sākotnējā Zeme un Mēness ir daudz tuvāk kopā. Darvins ierosināja, ka izkusušās Zemes agrīnā rezonanses izraisītā bifurkācija, straujā rotācija un kondensācija izraisīja Mēness veidošanos (sk. Darvina 26. nodaļu). Osmonds Fišers 31 un W.H. Pickering 32 pat nonāca tik tālu, ka lika domāt, ka Klusā okeāna baseins ir rēta, kas palika, kad Mēness atrāvās no Zemes.

Otrs galvenais selenoloģiskais fakts bija Zemes/Mēness masas attiecība. To, ka bija Darvina tēžu nozīmju pārkāpums, atzīmēja A.M. Ļapunovs un F.R. Moulton (skat., piemēram, Moulton 33). . Kopā ar Zemes un Mēness sistēmas zemo kombinēto leņķisko impulsu tas noveda pie Darvina plūdmaiņu teorijas lēnas nāves. Pēc tam tika ierosināts, ka Mēness vienkārši tika izveidots citur Saules sistēmā un pēc tam notverts kādā sarežģītā trīs ķermeņu procesā (skat., piemēram, C 34).

Trešais pamatfakts bija Mēness blīvums. Ņūtona vērtība ρ M /ρ E 1,223 kļuva par 0,61 par 1800, 0,57 par 1850 un 0,56 par 1880 (sk. 35. otu). Deviņpadsmitā gadsimta rītausmā kļuva skaidrs, ka Mēness blīvums ir aptuveni 3,4 g cm -3. 20. gadsimta beigās šī vērtība gandrīz nemainījās un sastādīja 3,3437±0,0016 g cm -3 (sk. Habarda 36). Ir acīmredzams, ka Mēness sastāvs atšķīrās no Zemes sastāva. Šis blīvums ir līdzīgs iežu blīvumam seklā dziļumā Zemes apvalkā un liek domāt, ka Darvina bifurkācija notika neviendabīgā, nevis viendabīgā Zemē laikā, kas notika pēc diferenciācijas un pamata morfoģenēzes. Pēdējā laikā šī līdzība ir viens no galvenajiem faktiem, kas veicina Mēness veidošanās auna hipotēzes popularitāti.

Tika atzīmēts, ka vidējais mēness blīvums bija tas pats kā meteorīti(un, iespējams, asteroīdi). Gullemine 37 norādīja mēness blīvums iekšā 3.55 reizes vairāk nekā ūdens. Viņš atzīmēja, ka "bija tik interesanti uzzināt blīvuma vērtības 3,57 un 3,54 dažiem meteorītiem, kas savākti pēc tam, kad tie ietriecās Zemes virsmā." Nasmits un Kārpenters 38 atzīmēja, ka " īpaša gravitāte no Mēness vielas (3.4.) mēs varam pamanīt, ka tā ir aptuveni tāda pati kā silīcija stiklam vai dimantam: un dīvainā kārtā tas gandrīz sakrīt ar meteorītiem, kurus mēs laiku pa laikam atrodam guļam uz zemes; tāpēc tiek apstiprināta teorija, ka šie ķermeņi sākotnēji bija Mēness matērijas fragmenti un, iespējams, kādreiz tika izmesti no Mēness vulkāniem ar tādu spēku, ka tie iekrita zemes gravitācijas sfērā un galu galā nokrita uz zemes virsmas.

Urey 39, 40 izmantoja šo faktu, lai atbalstītu savu teoriju par Mēness izcelsmes uztveršanu, lai gan viņu uztrauca atšķirība starp Mēness blīvumu un dažu hondrītu meteorītu un citu sauszemes planētu blīvumu. Epic 41 uzskatīja, ka šīs atšķirības ir nenozīmīgas.

atklājumiem

Mēness masa ir ārkārtīgi neraksturīga. Tas ir pārāk liels, lai ērti novietotu mūsu satelītu starp planētu notvertajām asteroīdu kopām, piemēram, Fobos un Deimos ap Marsu, Himalia un Ananke kopām ap Jupiteru un Japeta un Fēbu kopām ap Saturnu. Fakts, ka šī masa ir 1,23% no Zemes, diemžēl ir tikai neliela norāde starp daudziem, kas atbalsta ierosināto trieciena izcelsmes mehānismu. Diemžēl mūsdienu populārajai teorijai, piemēram, "Marsa izmēra ķermenis ietriecas tikko diferencētajā Zemē un izsit daudz materiāla", ir dažas nelielas problēmas. Lai gan šis process ir atzīts par iespējamu, tas negarantē, ka tas ir iespējams. piemēram, "kāpēc tajā laikā veidojās tikai viens mēness?", "kāpēc citreiz neveidojas citi pavadoņi?", "kāpēc šis mehānisms darbojās uz planētas Zeme, nevis pieskārās mūsu kaimiņiem Venērai, Marsam un Merkūram? ” nāk prātā.

Mēness masa ir pārāk maza, lai to ierindotu vienā kategorijā ar Plutona Šaronu. 8,3/1 Plutona un Šarona masu attiecība, koeficients, kas norāda, ka šo ķermeņu pāri veido kondensācijas bifurkācija, rotācija gandrīz šķidrs ķermenis, un ir ļoti tālu no vērtības 81,3/1 no Zemes un Mēness masu attiecības.

Mēs zinām Mēness masu ar precizitāti līdz vienai daļai no 10 9 . Bet mēs nevaram nejust, ka vispārīgā atbilde uz šo precizitāti ir “nu un ko”. Kā ceļvedi vai mājienu par mūsu debesu partnera izcelsmi ar šīm zināšanām nepietiek. Faktiski vienā no pēdējiem 555 lappušu sējumiem par šo tēmu 42 rādītājā pat nav iekļauta "Mēness masa" kā ieraksts!

Atsauces

(1) I. Ņūtons, Principia, 1687. Šeit mēs izmantojam sera Īzaka Ņūtona Dabas filozofijas matemātiskie principi, angļu valodā tulkojis Endrjū Mote 1729. gadā; tulkojumu pārskatīja un pievienoja vēsturisks un skaidrojošs pielikums, ko autors Florians Cajori, 2. sējums: Pasaules sistēma(University of California Press, Bērklija un Losandželosa), 1962. gads.

(2) P.-S. Laplasa, Atm. Acad.des Sciences, 45, 1790.

(3) P.-S. Laplasa, 5. sējums, Livre 13 (Bachelier, Parīze), 1825. gads.

(4) P.-S. Laplasa, Traite de Mechanique Seleste, Tome 3 (rimprimerie de Crapelet, Parīze), 1802, 156. lpp.

(5) P.-S. Laplasa, Traite de Mechanique Seleste, 4. sējums (Courcicr, Parīze), 1805, 1. lpp. 346.

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

(7)W.E, Fcrrel, Plūdmaiņu pētījumi. Pielikums krasta apsekojuma ziņojumam par 1873. gadu (Vašingtona, D. C) 1874. gads.

(8) V. Hārkness, Vašingtonas observatorijas novērojumi, 1885? 1891. gada 5. pielikums

(9) C. W. C. Barlow ScG. H, Braiens, Pamata matemātiskā astronomija(University Tutorial Press, Londona) 1914, lpp. 357.

(10) G. B. Airijs, Atm. ras., 17, 21, 1849.

(11) D. Gils, Keipas observatorijas Annals, 6, 12, 1897.

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

(13) S. Ncwcomb, Papildinājums amerikāņu efemerīdam par tSy?(Vašingtona, DC), 1895, 1. lpp. 189.

(14) H. Spensers Džonss, MNRAS, 10], 356, 1941.

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

(16) R. A. Proktors, Old un Nets Astronomy(Longmans, Grīns un Co., Londona), )