Luna: opis, značilnosti, zanimiva dejstva.

Fotografija: luna- naravni satelit Zemlje in edinstven tuji svet, ki ga je obiskalo človeštvo.

luna

Značilnosti lune

Luna se vrti okoli Zemlje po orbiti, katere velika polos je 383.000 km (eliptičnost 0,055). Ravnina lunine orbite je nagnjena k ravnini ekliptike pod kotom 5°09. Obdobje rotacije enako 27 dni 7 ur 43 minut. To je siderično ali siderično obdobje. Sinodično obdobje - obdobje sprememb lunine faze- enako 29 dni 12 ur 44 minut. Obdobje vrtenja Lune okoli svoje osi je enako sideričnemu obdobju. V kolikor čas enega obrata Luna okoli Zemlje je točno enaka času enega njenega vrtenja okoli svoje osi, lune vedno obrnjen proti zemlji isti strani. Luna je najbolj viden predmet na nebu po njej sonce. največ velikost enako - 12,7m.

Utež Zemljinega satelita je 7,3476 * 1022 kg (81,3-krat manj od mase Zemlje), povprečna gostota je p = 3,35 g/cm3, ekvatorialni polmer pa 1737 km. Umika s palic skoraj ni. Pospešek prostega pada na površini je g = 1,63 m/s2. Lunina gravitacija ni mogla zadržati njene atmosfere, če jo je kdaj imela.

Notranja struktura

Gostota Luna je primerljiva z gostoto zemeljskega plašča. Zato Luna bodisi nima, ali pa ima zelo nepomembno železno jedro. Notranja struktura Luno so preučevali na podlagi seizmičnih podatkov, ki so jih na Zemljo posredovale naprave vesoljske odprave Apollo. Debelina Lunine skorje je 60–100 km.

Foto: Luna - notranja zgradba

Debelina zgornji plašč 400 km. V njej so potresne hitrosti odvisne od globine in se z razdaljo zmanjšujejo. Debelina srednji plašč približno 600 km. V srednjem plašču so potresne hitrosti konstantne. spodnji plašč ki se nahaja pod 1100 km. Jedro Luna, ki se začne na globini 1500 km, je verjetno tekoča. Praktično ne vključuje železa. Posledično ima Luna zelo šibko magnetno polje, ki ne presega ene desettisočake zemeljskega magnetnega polja. Registrirane so lokalne magnetne anomalije.

Vzdušje

Na Luni praktično ni ozračja. To pojasnjuje nenadno temperaturna nihanja nekaj sto stopinj. Podnevi temperatura na površini doseže 130 C, ponoči pa pade na -170 C. Hkrati je na globini 1 m temperatura skoraj vedno nespremenjena. nebo nad luno je vedno črna, ker je za nastanek modre barve neba potrebna zrak, ki tam manjka. Tam ni vremena, ne pihajo vetrovi. Poleg tega na luni kraljuje popolna tišina.

Fotografija: površina lune in njeno ozračje

Vidni del

Samo z Zemlje vidni del lune. Ampak to ni 50% površine, ampak malo več. Luna se vrti okoli zemlje elipsa Luna se giblje hitreje blizu perigeja in počasneje blizu apogeja. Toda luna se enakomerno vrti okoli svoje osi. Posledično nastane nihanje dolžine. Zelo verjetno največja vrednost je 7°54. Zaradi libracije imamo možnost z Zemlje poleg vidne strani Lune opazovati tudi ozke pasove ozemlja njene hrbtne strani, ki meji nanjo. AT skupaj 59 % lunine površine je vidno z Zemlje.

Luna v zgodnjih časih

Obstaja domneva, da v zgodnji časi v svoji zgodovini se je Luna hitreje obračala okoli svoje osi in se zato z različnimi deli svoje površine obračala proti Zemlji. Toda zaradi bližine masivne Zemlje so se v trdnem Luninem telesu rodili impresivni plimski valovi. Proces upočasnjevanja Lune je trajal, dokler se ni izkazalo, da je k nam vedno obrnjena samo z eno stranjo.

Zgodba ocene lunine mase je star sto let. Retrospektiva tega procesa je predstavljena v članku tujega avtorja Davida W. Hughesa. Prevod tega članka je bil narejen v obsegu mojega skromnega znanja angleščine in je predstavljen spodaj. Newton ocenil maso lune na dvakratno vrednost, ki je zdaj sprejeta kot verjetna. Vsak ima svojo resnico, a resnica je samo ena. točka v tem vprašanju lahko bi postavil Američane z nihalom na površje lune. Tam so bili ;) . Enako bi lahko storili operaterji telemetrije glede orbitalnih značilnosti LRO in drugih ISL. Škoda, da ta podatek še ni na voljo.

Observatorij

Merjenje lunine mase

Recenzija ob 125. obletnici Observatorija

David W. Hughes

Oddelek za fiziko in astronomijo Univerze v Sheffieldu

Prvo oceno lunine mase je naredil Isaac Newton. Pomen te količine (mase), kot tudi gostota Lune, sta od takrat predmet razprave.

Uvod

Utež je ena najbolj neprijetnih veličin za merjenje v astronomskem kontekstu. Običajno merimo silo neznane mase na znano maso ali obratno. V zgodovini astronomije ni bilo pojma "mase", recimo Lune, Zemlje in Sonca (MM M, M E, M C) do časa Isaac Newton(1642 - 1727). Po Newtonu so bila ugotovljena dokaj natančna masna razmerja. Tako je na primer v prvi izdaji Začetkov (1687) podano razmerje M C / M E = 28700, ki se nato poveča na M C / M E = 227512 in M ​​C / M E = 169282 v drugi (1713) in tretja (1726) publikacija v zvezi z izpopolnjevanjem astronomske enote. Ti odnosi so poudarili dejstvo, da je Sonce pomembnejše od Zemlje, in so zagotovili pomembno podporo heliocentrični hipotezi. Kopernik.

Podatki o gostoti (masi / prostornini) telesa pomagajo oceniti kemična sestava. Grki pred več kot 2200 leti so imeli dovolj točne vrednosti za velikosti in prostornine Zemlje in Lune, vendar mase niso bile znane in gostot ni bilo mogoče izračunati. Torej, čeprav je bila Luna videti kot krogla iz kamna, tega ni bilo mogoče znanstveno potrditi. Poleg tega ni bilo mogoče narediti prvih znanstvenih korakov k razjasnitvi izvora lune.

nedvomno, najboljša metoda določanje mase planeta danes, v vesoljski dobi, se opira na tretjino (harmonično) Keplerjev zakon. Če ima satelit maso m, se torej vrti okoli Lune z maso M M

kje a je časovno povprečna povprečna razdalja med M M in m, G je Newtonova konstanta gravitacije in P je obdobje orbite. Ker M M >> m, ta enačba neposredno daje vrednost M M.

Če lahko astronavt izmeri gravitacijski pospešek G M na lunini površini, potem

kjer je R M lunin polmer, parameter, ki se od takrat meri s primerno natančnostjo Aristarh iz Samosa, pred približno 2290 leti.

Isaac Newton 1 ni neposredno izmeril mase Lune, ampak je skušal oceniti razmerje med sončno in lunino maso z meritvami plimovanja v morju. Čeprav je veliko ljudi pred Newtonom domnevalo, da so plimovanje povezane s položajem in vplivom lune, je bil Newton prvi, ki je to temo pogledal z vidika gravitacije. Ugotovil je, da je plimska sila, ki jo ustvari telo z maso M na daljavo d sorazmerno M/d 3 . Če ima to telo premer D in gostoto ρ , ta sila je sorazmerna ρ D 3 / d 3 . In če je kotna velikost telesa, α , majhna, plimska sila je sorazmerna z ρα 3. Torej je moč Sonca, ki tvori plimovanje, nekoliko manjša od polovice lunine.

Zapleti so nastali, ker je bila najvišja plima zabeležena, ko je bilo Sonce dejansko 18,5° od sizigije, in tudi zato, ker lunina orbita ne leži v ravnini ekliptike in ima ekscentričnost. Ob upoštevanju vsega tega je Newton na podlagi svojih opažanj ugotovil, da je »do ustja reke Avon, tri milje pod Bristolom, višina dviga vode v spomladanskem in jesenskem sizigijah svetilk (po opazovanja Samuela Sturmyja) je približno 45 čevljev, v kvadraturah pa le 25," je zaključil, "da je gostota snovi Lune z gostoto snovi Zemlje povezana kot 4891 do 4000 ali kot 11 do 9. Zato je substanca Lune gostejša in bolj zemeljska od same Zemlje«, in »masa lunine snovi bo v masi snovi Zemlje 1 v 39,788« (Začetki, knjiga 3, predlog 37, problem 18).

Ker je trenutna vrednost razmerja med maso Zemlje in maso Lune podana kot M E / M M = 81,300588, je jasno, da je šlo z Newtonom nekaj narobe. Poleg tega je vrednost 3,0 nekoliko bolj realistična kot 9/5 za razmerje višine syzygy? in kvadraturno plimovanje. Velik problem je bila tudi Newtonova netočna vrednost za maso Sonca. Upoštevajte, da je imel Newton zelo malo statistične natančnosti in njegovo citiranje petih pomembnih številk v M E /MM M je popolnoma nesmiselno.

Pierre-Simon Laplace(1749 - 1827) je veliko časa posvetil analizi višin plimovanja (zlasti v Brestu), pri čemer se je osredotočil na plimovanje v štirih glavnih luninih fazah tako ob solsticijah kot enakonočjih. Laplace 2 je z uporabo kratke serije opazovanj iz 18. stoletja dobil vrednost M E /MM M 59. Do leta 1797 je to vrednost popravil na 58,7. Z uporabo razširjenega nabora podatkov o plimovanju leta 1825 je Laplace 3 dobil M E / M M = 75.

Laplace je spoznal, da je plimski pristop eden od mnogih načinov za ugotavljanje lunine mase. Očitno ga je motilo dejstvo, da vrtenje Zemlje otežuje modele plimovanja in da je končni produkt izračuna masno razmerje Luna/Sonce. Zato je svojo plimsko silo primerjal z rezultati meritev, pridobljenimi z drugimi metodami. Laplace 4 dalje zapiše koeficiente M E /MM M kot 69,2 (z uporabo d'Alembertovih koeficientov), ​​71,0 (z uporabo Bradleyeve analize Maskeline opazovanj nutacije in paralakse) in 74,2 (z uporabo Burgovega dela o neenakosti lunine paralakse). Laplace je očitno vsak rezultat smatral za enako verodostojnega in je preprosto povprečil štiri vrednosti, da bi dosegel povprečje. »La valeur le plus vraisembable de la masse de la lune, qui me parait resulted des divers phenomenes 1/68.5« (ref 4, str. 160). Povprečno razmerje M E / M M, ki je enako 68,5, je večkrat najdeno v Laplaceu 5 .

Povsem razumljivo je, da bi se do začetka devetnajstega stoletja morali pojaviti dvomi o Newtonovi vrednosti 39,788, zlasti v glavah nekaterih britanskih astronomov, ki so se zavedali dela svojih francoskih kolegov.

Finlayson 6 se vrnil k tehniki plimovanja in pri uporabi meritve syzygy? in kvadraturnih plimovanja v Dovru za leta 1861, 1864, 1865 in 1866, je prejel naslednje vrednosti M E / M M: 89,870, 88,243, 87,943 oziroma 86,000. Ferrell 7 je izvlekel glavne harmonike iz devetnajstletnih podatkov o plimovanju v Brestu (1812 - 1830) in dobil veliko manjše razmerje M E / M M = 78. Harkness 8 daje vrednost plimovanja M E / M M = 78,65.

Tako imenovani nihalna metoda temelji na merjenju pospeška zaradi gravitacije. Če se vrnemo k Keplerjevemu tretjemu zakonu, ob upoštevanju drugega Newtonovega zakona, dobimo

kje aM je časovno povprečna razdalja med Zemljo in Luno, P M- lunino siderično obdobje vrtenja (tj. dolžina zvezdnega meseca), gE pospešek zaradi gravitacije na zemeljskem površju, in R E je polmer zemlje. Torej

Po mnenju Barlowa in Briana 9 je to formulo uporabil Airy 10 za merjenje M E / M M, vendar je bila zaradi majhnosti te količine netočna in nakopičena - nakopičena negotovost v vrednostih količin aM , gE, RE, in P M.

Ko so teleskopi postali naprednejši in se je natančnost astronomskih opazovanj izboljšala, je postalo mogoče natančneje rešiti lunino enačbo. Skupno središče mase sistema Zemlja/Luna se giblje okoli Sonca po eliptični orbiti. Tako Zemlja kot Luna se vsak mesec vrtita okoli tega središča mase.

Opazovalci na Zemlji tako med vsakim mesecem opazijo rahel premik nebesnega položaja predmeta proti vzhodu in nato rahel zahod v primerjavi s koordinatami predmeta, da bi, če Zemlja ne bi imela ogromnega satelita. Tudi pri sodobnih instrumentih tega gibanja pri zvezdah ni mogoče zaznati. Lahko pa ga zlahka izmerimo za Sonce, Mars, Venero in asteroide, ki gredo v bližini (Eros je na primer le 60-krat dlje od Lune na najbližji točki). Amplituda mesečnega premika položaja Sonca je približno 6,3 ločne sekunde. Tako

kje a C- povprečna razdalja med Zemljo in središčem mase sistema Zemlja-Luna (to je približno 4634 km), in a S je povprečna razdalja med Zemljo in Soncem. Če je povprečna razdalja Zemlja-Luna a M tudi to je znano

Na žalost je konstanta te "lunine enačbe", tj. 6,3", to je zelo majhen kot, ki ga je izjemno težko natančno izmeriti. Poleg tega je M E / M M odvisen od natančnega poznavanja razdalje Zemlja-Sonce.

Vrednost lunine enačbe je lahko nekajkrat večja za asteroid, ki gre blizu Zemlje. Gill 11 je uporabil opazovanja položaja asteroida 12 Victoria iz let 1888 in 1889 in sončne paralakse 8,802" ± 0,005" in ugotovil, da je M E /M M = 81,702 ± 0,094. Hinks 12 je uporabil dolgo zaporedje opazovanj asteroida 433 Eros in ugotovil, da je M E /M M = 81,53±0,047. Nato je uporabil posodobljeno sončno paralakso in popravljene vrednosti za asteroid 12 Victoria Davida Gilla in dobil popravljeno vrednost M E / M M = 81,76±0,12.

S tem pristopom je Newcomb 13 iz opazovanj Sonca in planetov izpeljal M E /M M =81,48±0,20.

Spencer John S 14 je analiziral opazovanja asteroida 433 Eros, ko je leta 1931 šel od Zemlje 26 x 10 6 km. Glavna naloga je bila merjenje sončne paralakse in v ta namen je bila leta 1928 ustanovljena komisija Mednarodne astronomske zveze. Spencer Jones je ugotovil, da je konstanta lunine enačbe 6,4390 ± 0,0015 ločne sekunde. To je skupaj z novo vrednostjo za sončno paralakso povzročilo razmerje M E / M M =81,271±0,021.

Uporabita se lahko tudi precesija in nutacija. Pol Zemljine rotacijske osi precesira okoli pola ekliptike vsakih 26.000 let, kar se kaže tudi v gibanju prve točke Ovna vzdolž ekliptike pri približno 50,2619" na leto. Precesijo je odkril Hiparh. pred več kot 2000 leti ugotovljeno majhno periodično gibanje, znano kot nutacija James Bradley(1693~1762) leta 1748. Nutacija se pojavlja predvsem zato, ker ravnina lunine orbite ne sovpada z ravnino ekliptike. Največja nutacija je približno 9,23" in celoten cikel traja približno 18,6 let. Obstaja tudi dodatna nutacija, ki jo proizvaja Sonce. Vsi ti učinki so posledica trenutkov sil, ki delujejo na zemeljske ekvatorialne izbokline.

Velikost stabilne lunisolarne precesije v zemljepisni dolžini in amplitude različnih periodičnih nutacij v dolžini sta med drugim funkciji mase Lune. Stone 15 je ugotovil, da sta lunisolarna precesija L in nutacijska konstanta N podani kot:

pri čemer sta ε=(M M /M S) (a S /a M) 3 , a S in a M povprečne razdalje Zemlja-Sonce in Zemlja-Luna;

e E in e M sta ekscentričnosti zemeljske in lunine orbite. Delaunayeva konstanta je predstavljena kot γ. V prvem približku je γ sinus polovice kota naklona lunine orbite proti ekliptiki. Vrednost ν je premik vozlišča lunine orbite,

med julijanskim letom glede na črto enakonočja; χ je konstanta, ki je odvisna od povprečne vznemirljive sile Sonca, vztrajnostnega momenta Zemlje in kotne hitrosti Zemlje v njeni orbiti. Upoštevajte, da χ izniči, če je L deljivo s H. Stone, ki nadomesti L = 50,378" in N = 9,223" je dobil M E / M M = 81,36. Newcomb je uporabil lastne meritve L in N in ugotovil M E / M M = 81,62 ± 0,20. Proctor 16 je ugotovil, da je M E / M M = 80,75.

Gibanje Lune okoli Zemlje bi bilo natanko elipsa, če bi bili Luna in Zemlja edini telesi v sončnem sistemu. Dejstvo, da niso, vodi do neenakosti lunine paralakse. Zaradi privlačnosti drugih teles v sončnem sistemu, zlasti Sonca, lunina orbita je izjemno zapletena. Tri največje neenakosti, ki jih je treba uporabiti, so posledica evakcije, variacije in letne enačbe. V kontekstu tega prispevka je variacija najpomembnejša neenakost. (Zgodovinsko gledano Sedilloth pravi, da je lunino variacijo odkril Abul-Wafa v 9. stoletju; drugi to odkritje pripisujejo Tychu Braheju.)

Lunino variacijo povzroča sprememba, ki izhaja iz razlike v sončni privlačnosti v sistemu Zemlja-Luna v sinodičnem mesecu. Ta učinek je enak nič, če sta razdalji od Zemlje do Sonca in Lune do Sonca enaki, v situaciji, ki se zgodi zelo blizu prvi in ​​zadnji četrtini. Med prvo četrtino (skozi polno luno) in zadnjo četrtino, ko je Zemlja bližje Soncu kot Luni in je Zemlja pretežno odmaknjena od Lune. Med zadnjo četrtino (skozi mlado luno) in prvo četrtino je Luna bližje Soncu kot Zemlja, zato je Luna pretežno odmaknjena od Zemlje. Nastalo preostalo silo lahko razdelimo na dve komponenti, eno tangentno na lunino orbito in drugo pravokotno na orbito (tj. v smeri Luna-Zemlja).

Položaj Lune se spremeni za kar ±124,97 ločne sekunde (po Brouwerju in Clementsu 17) od položaja, ki bi ga imela, če bi bilo Sonce neskončno daleč. Prav teh 124,9" so znane kot neenakost paralakse.

Ker teh 124,97 ločnih sekund ustreza štirim minutam časa, je treba pričakovati, da je to vrednost mogoče izmeriti z zadostno natančnostjo. Najbolj očitna posledica neenakosti paralakse je, da je interval med mlado luno in prvo četrtino približno osem minut, t.j. dlje kot od iste faze do polne lune. Na žalost je natančnost, s katero je mogoče izmeriti to količino, nekoliko zmanjšana zaradi dejstva, da je lunina površina neenakomerna in da je treba za merjenje luninega položaja uporabiti različne lunine robove. različni deli orbite. (Poleg tega obstaja tudi rahlo periodično nihanje navideznega polovičnega premera Lune zaradi spreminjajočega se kontrasta med svetlostjo Luninega roba in neba. To prinaša napako, ki se giblje med ±0,2" in 2 «, glej Campbell in Neison 18).

Roy 19 ugotavlja, da je nesorazmerje lunine paralakse, P, opredeljeno kot

Po Campbellu in Neysonu18 je bila neenakost paralakse ugotovljena kot 123,5" leta 1812, 122,37" leta 1854, 126,46" leta 1854, 124,70" leta 1859, 125,36" in 4" leta 1861. Tako je mogoče masno razmerje Zemlja/Luna izračunati iz opazovanj neenakosti paralakse, če so druge količine, zlasti sončna paralaksa (tj. a S) so znani. To je povzročilo dihotomijo med astronomi. Nekateri predlagajo uporabo masnega razmerja Zemlja/Luna iz neenakosti paralakse za oceno povprečne razdalje Zemlja-Sonce. Drugi predlagajo, da se prvo ovrednoti skozi slednje (glej Moulton 20).

Na koncu razmislite o motnjah planetarnih orbit. Orbite naših najbližjih sosedov, Marsa in Venere, ki sta pod gravitacijskim vplivom sistema Zemlja-Luna. Zaradi tega delovanja se parametri orbite, kot so ekscentričnost, dolžina vozlišča, naklon in argument perihelija, spreminjajo kot funkcija časa. Natančna meritev te spremembe se lahko uporabijo za oceno celotne mase sistema Zemlja/Luna in z odštevanjem mase Lune.

Ta predlog je prvi podal Le Verrier (glej Young 21). Poudaril je dejstvo, da so gibanja vozličev in perihelov, čeprav počasna, neprekinjena in bodo tako s časom vse bolj natančno znana. Le Verrier je bil tako navdušen nad to idejo, da je opustil opazovanja takratnega prehoda Venere, saj je bil prepričan, da bosta sončno paralakso in masno razmerje Sonce/Zemlja sčasoma veliko natančneje odkrila z metodo motenj.

Najstarejša točka izvira iz Newtonovih Principi.

Natančnost znane lunine mase.

Merilne metode lahko razdelimo v dve kategoriji. Tehnologija plimovanja zahteva posebno opremo. V obalnem blatu se izgubi navpični drog z diplomami. Na žalost je zapletenost okolja plimovanja okoli obal in zalivov Evrope pomenila, da so bile vrednosti lunine mase daleč od točne. Sila plimovanja, s katero delujejo telesa, je sorazmerna z njihovo maso, deljeno s kocko razdalje. Zato se zavedajte, da je končni produkt izračuna dejansko razmerje med lunino in sončno maso. In razmerje med razdaljami do Lune in Sonca mora biti natančno znano. Tipične vrednosti plimovanja M E / M M so 40 (leta 1687), 59 (leta 1790), 75 (leta 1825), 88 (leta 1865) in 78 (leta 1874), kar poudarja težave, povezane z interpretacijo podatkov.

Vse druge metode so temeljile na natančnih teleskopskih opazovanjih astronomskih položajev. Podrobna opazovanja zvezd v daljših časovnih obdobjih so privedla do izpeljave konstant za precesijo in nutacijo Zemljine osi vrtenja. Lahko jih razlagamo v smislu razmerja med lunino in sončno maso. Natančna opazovanja položaja Sonca, planetov in nekaterih asteroidov v nekaj mesecih so privedla do ocene oddaljenosti Zemlje od središča mase sistema Zemlja-Luna. Natančna opazovanja položaja Lune kot funkcije časa med mesecem so privedla do amplitude paralaktične neenakosti. Zadnji dve metodi skupaj, ki se opirata na meritve zemeljskega polmera, dolžine sideričnega meseca in pospeška gravitacije na zemeljski površini, sta privedli do ocene velikosti , ne pa neposredno mase Lune. Očitno je, da je masa Lune nedoločena, če je znana le na ± 1%. Za pridobitev razmerja M M / M E z natančnostjo, recimo, 1, 0,1, 0,01 %, je potrebno izmeriti vrednost z natančnostjo ± 0,012, 0,0012 oziroma 0,00012 %.

gledam nazaj zgodovinsko obdobje od 1680 do 2000 je razvidno, da je bila lunina masa znana ± 50 % med 1687 in 1755, ± 10 % med 1755 in 1830, ± 3 % med 1830 in 1900, ± 0,15 % med 1908 in 19080, 0,0 % od leta 1968 do danes. Med letoma 1900 in 1968 sta bila dva pomena pogosta v resni literaturi. Lunarna teorija je pokazala, da je M E /MM M = 81,53, lunina enačba in neenakost lunine paralakse pa sta dali nekoliko manjšo vrednost M E /MM M = 81,45 (glej Garnett in Woolley 22). Druge vrednosti so navedli raziskovalci, ki so v svojih enačbah uporabili različne vrednosti sončne paralakse. Ta manjša zmeda je bila odpravljena, ko sta lahka orbiter in poveljniški modul letela po dobro znanih in dobro izmerjenih orbitah okoli lune v času Apolla. Trenutna vrednost M E / M M = 81,300588 (glej Seidelman 23) je ena najbolj natančno znanih astronomskih veličin. Naše natančno znanje o dejanski lunini masi je zamegljeno zaradi negotovosti v Newtonovi gravitacijski konstanti, G.

Pomen lunine mase v astronomski teoriji

Isaac Newton je s svojim novoodkritim lunarnim znanjem naredil zelo malo. Čeprav je bil prvi znanstvenik, ki je izmeril lunino maso, se zdi, da njegova M E / M M = 39,788 zasluži malo sodobnih komentarjev. Da je bil odgovor premajhen, skoraj dvakrat, se ni zavedalo več kot šestdeset let. Fizično pomemben je le zaključek, ki ga je Newton potegnil iz ρ M /ρ E =11/9, kar je, da je "telo Lune gostejše in bolj zemeljsko kot telo naše zemlje" (Začetki, knjiga 3, trditev 17, posledica 3).

Na srečo ta fascinanten, čeprav napačen zaključek vestnih kozmogonistov ne bo pripeljal v slepo ulico, da bi razložili njegov pomen. Okoli leta 1830 je postalo jasno, da je ρ M /ρ E 0,6 in M ​​E / M M med 80 in 90. Grant 24 je opozoril, da "to je točka, na kateri večja natančnost ni všeč obstoječim temeljim znanosti", pri čemer je namigoval, ta natančnost je tukaj nepomembna preprosto zato, ker se niti astronomska teorija niti teorija o nastanku lune nista močno zanašala na te podatke. Agnes Clerk 25 je bila bolj previdna in je opozorila, da je "lunarno-zemeljski sistem ... posebna izjema med telesi, na katere vpliva Sonce."

Luna (masa 7,35-1025 g) je peti od desetih satelitov v sončnem sistemu (začenši s številko ena, to so Ganimed, Titan, Kalisto, Io, Luna, Evropa, Saturnovi prstani, Triton, Titanija in Reja). Kopernikanski paradoks (dejstvo, da se Luna vrti okoli Zemlje, medtem ko se Merkur, Venera, Zemlja, Mars, Jupiter in Saturn vrtijo okoli Sonca), je bil pomemben v 16. in 17. stoletju kopernikanski paradoks. Velik kozmogonični in selenološki interes je bilo razmerje množic »glavno/najmasovnejše-sekundarno«. Tukaj je seznam Plutona/Charona, Zemlje/Lune, Saturna/Titana, Neptuna/Tritona, Jupitra/Kalista in Urana/Titanije, koeficienti, kot so 8,3, 81,3, 4240, 4760, 12800 oziroma 24600. To je prvi znak njihovega možnega nastanka sklepov z bifurkacijo skozi kondenzacijo telesne tekočine (glej na primer Darwin 26, Jeans 27 in Binder 28). Pravzaprav je nenavadno masno razmerje Zemlja/Luna pripeljalo Wood 29 do zaključka, da "povsem jasno kaže, da je bil dogodek ali proces, ki je ustvaril Zemljino Luno, nenavaden, in nakazuje, da bi lahko prišlo do oslabitve običajne averzije do vpletenosti v posebne okoliščine. sprejemljivo." v tej številki."

Selenologija, študija izvora lune, je postala "znanstvena" z odkritjem Jupitrovih lun leta 1610, ki ga je Galileo odkril. Luna je izgubila svoj edinstven status. Nato je Edmond Halley 30 odkril, da se lunino orbitalno obdobje s časom spreminja. Vendar ni bilo tako, dokler ni delo G.Kh. Darwin v poznih 1870-ih, ko je postalo jasno, da sta bila prvotna Zemlja in Luna veliko bližje skupaj. Darwin je predlagal, da je zgodnja resonančna razcepitev, hitro vrtenje in kondenzacija staljene Zemlje privedla do nastanka Lune (glej Darwin 26). Osmond Fisher 31 in W.H. Pickering 32 je šel celo tako daleč, da je predlagal, da je pacifiška kotlina brazgotina, ki je ostala, ko se je Luna odcepila od Zemlje.

Drugo pomembno selenološko dejstvo je bilo masno razmerje Zemlja/Luna. Dejstvo, da je prišlo do kršitve pomenov Darwinovih tez, je opazil A.M. Lyapunov in F.R. Moulton (glej na primer Moulton 33). . Skupaj z nizkim kombiniranim kotnim momentom sistema Zemlja-Luna je to privedlo do počasne smrti Darwinove teorije plimovanja. Nato je bilo predlagano, da je bila Luna preprosto oblikovana drugje v sončnem sistemu in nato zajeta v nekem zapletenem procesu treh teles (glej npr. C 34).

Tretje osnovno dejstvo je bila lunarna gostota. Newtonova vrednost ρ M /ρ E 1,223 je postala 0,61 do leta 1800, 0,57 do leta 1850 in 0,56 do leta 1880 (glej čopič 35). Na zori devetnajstega stoletja je postalo jasno, da ima Luna gostoto približno 3,4 g cm -3. Konec 20. stoletja je ta vrednost ostala skoraj nespremenjena in je znašala 3,3437±0,0016 g cm -3 (gl. Hubbard 36). Očitno je, da se je lunina sestava razlikovala od sestave Zemlje. Ta gostota je podobna gostoti kamnin v plitvih globinah v zemeljskem plašču in nakazuje, da se je Darwinova bifurkacija zgodila v heterogeni in ne homogeni Zemlji v času, ki se je zgodil po diferenciaciji in osnovni morfogenezi. V zadnjem času je bila ta podobnost eno glavnih dejstev, ki prispevajo k priljubljenosti hipoteze o nastanku lune o ovnu.

Ugotovljeno je bilo, da je povprečje gostota lune je bil enak kot meteoriti(in morda asteroidi). Gullemine 37 poudaril gostota lune v 3.55 krat več kot voda. Opozoril je, da "je bilo tako radovedno vedeti vrednosti gostote 3,57 in 3,54 za nekatere meteorite, zbrane po tem, ko so udarili na površino Zemlje". Nasmyth in Carpenter 38 sta ugotovila, da " specifična težnost lunine snovi (3.4), ki jo lahko opazimo, je približno enaka silicijevemu steklu ali diamantu: in čudno, skoraj sovpada z meteoriti, ki jih občasno najdemo na zemlji; zato je potrjena teorija, da so bila ta telesa prvotno drobci lunine snovi in ​​so bila verjetno nekoč izvržena iz luninih vulkanov s tako silo, da so padla v zemeljsko gravitacijsko sfero in nazadnje padla na zemeljsko površino.

Urey 39, 40 je to dejstvo uporabil za podporo svoji teoriji o zajetju luninega izvora, čeprav ga je skrbela razlika med gostoto lune in gostoto nekaterih hondritnih meteoritov in drugih zemeljskih planetov. Epic 41 je menil, da so te razlike nepomembne.

ugotovitve

Masa lune je skrajno neznačilna. Prevelik je, da bi naš satelit udobno postavil med planetarno ujete kopice asteroidov, kot sta Fobos in Deimos okoli Marsa, kopice Himalija in Ananke okoli Jupitra ter kopice Japet in Phoebe okoli Saturna. Dejstvo, da je ta masa 1,23 % Zemlje, je na žalost le majhen namig med mnogimi v podporo predlaganemu mehanizmu izvora udarca. Žal ima današnja priljubljena teorija "telo v velikosti Marsa zadene novo diferencirano Zemljo in izloči veliko materiala" nekaj drobnih težav. Čeprav je bil ta proces priznan kot možen, ne zagotavlja, da je verjetno. na primer "zakaj ali je takrat nastala samo ena luna?«, »zakaj se druge lune ne tvorijo ob drugih časih?«, »zakaj je ta mehanizem deloval na planetu Zemlja in se ni dotaknil naših sosedov Venere, Marsa in Merkurja?« mi pride na misel.

Masa Lune je premajhna, da bi jo uvrstili v isto kategorijo kot Plutonov Haron. 8,3/1 Razmerje med masama Plutona in Harona, koeficient, ki kaže, da je par teh teles tvorjen s kondenzacijsko bifurkacijo, rotacijo skoraj tekoče telo, in je zelo daleč od vrednosti 81,3/1 masnega razmerja Zemlje in Lune.

Lunino maso poznamo na en del 10 9 . Toda ne moremo se izogniti občutku, da je splošni odgovor na to natančnost "pa kaj". Kot vodilo ali namig o izvoru našega nebeškega partnerja to znanje ni dovolj. Pravzaprav v enem od zadnjih 555-stranskih zvezkov na to temo 42 indeks niti ne vključuje "lunine mase" kot vnosa!

Reference

(1) I. Newton, principia, 1687. Tukaj uporabljamo Sir Isaac Newton Matematični principi naravne filozofije, v angleščino prevedel Andrew Motte leta 1729; prevod, revidiran in opremljen z zgodovinsko in pojasnjevalno dodatkom Floriana Cajorija, Zvezek 2: Sistem sveta(University of California Press, Berkeley in Los Angeles), 1962.

(2) P.-S. Laplace, Mem. Acad.des Sciences, 45, 1790.

(3) P.-S. Laplace, Zvezek 5, Livre 13 (Bachelier, Pariz), 1825.

(4) P.-S. Laplace, Traite de Mechanique Celeste, Tome 3 (rimprimerie de Crapelet, Pariz), 1802, str, 156.

(5) P.-S. Laplace, Traite de Mechanique Celeste, Letnik 4 (Courcicr, Pariz), 1805, str. 346.

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

(7) W.E, Fcrrel, Raziskave plimovanja. Dodatek k poročilu obalne raziskave za leto 1873 (Washington, D. C) 1874.

(8) W. Harkness, Opazovanja Washingtonskega observatorija, 1885? Dodatek 5, 1891

(9) C. W. C. Barlow ScG. H, Bryan, Osnovna matematična astronomija(University Tutorial Press, London) 1914, str. 357.

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

(11) D. Gill, Annals of the Cape Observatory, 6, 12, 1897.

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

(13) S. Ncwcomb, Dodatek k ameriški efemeridi za tSy?(Washington, D.C.), 1895, str. 189.

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

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

(16) R. A. Proctor, Stara in Nets astronomija(Longmans, Green and Co., London), )