ดวงจันทร์: คำอธิบาย ลักษณะ ข้อเท็จจริงที่น่าสนใจ

รูปภาพ: ดวงจันทร์- ดาวเทียมธรรมชาติของโลกและโลกมนุษย์ต่างดาวที่ไม่เหมือนใครที่มนุษยชาติได้ไปเยือน

ดวงจันทร์

ลักษณะของดวงจันทร์

ดวงจันทร์โคจรรอบโลกในวงโคจรที่มีแกนกึ่งเอกอยู่ที่ 383,000 กม. (วงรี 0.055) ระนาบของวงโคจรของดวงจันทร์เอียงไปที่ระนาบสุริยุปราคาที่มุม 5°09 ระยะเวลาการหมุนเท่ากับ 27 วัน 7 ชั่วโมง 43 นาที นี่คือคาบดาวฤกษ์หรือคาบดาวฤกษ์ ช่วงเวลา Synodic - ระยะเวลาของการเปลี่ยนแปลง ระยะจันทรคติ- เท่ากับ 29 วัน 12 ชั่วโมง 44 นาที คาบการหมุนของดวงจันทร์รอบแกนเท่ากับคาบดาวฤกษ์ เพราะว่า หมุนครั้งเดียวดวงจันทร์รอบโลกเท่ากับเวลาที่มันหมุนรอบแกนของมัน นั่นคือ ดวงจันทร์ หันหน้าเข้าหาโลกเสมอด้านเดียวกัน ดวงจันทร์เป็นวัตถุที่มองเห็นได้ชัดเจนที่สุดในท้องฟ้าหลังจาก ดวงอาทิตย์. ขีดสุด ขนาดเท่ากับ - 12.7ม.

น้ำหนักของดาวเทียมโลกคือ 7.3476 * 1022 กก. (น้อยกว่ามวลโลก 81.3 เท่า) ความหนาแน่นเฉลี่ย p = 3.35 g/cm3 และรัศมีเส้นศูนย์สูตร 1,737 กม. แทบไม่มีการหดกลับจากเสา ความเร่งในการตกอย่างอิสระบนพื้นผิวคือ g = 1.63 m/s2 แรงโน้มถ่วงของดวงจันทร์ไม่สามารถเกาะติดกับชั้นบรรยากาศได้ หากมี

โครงสร้างภายใน

ความหนาแน่นดวงจันทร์เปรียบได้กับความหนาแน่นของเสื้อคลุมของโลก ดวงจันทร์จึงไม่มีหรือไม่มีนัยสำคัญนัก แกนเหล็ก. โครงสร้างภายในดวงจันทร์ได้รับการศึกษาจากข้อมูลแผ่นดินไหวที่ส่งไปยังโลกโดยอุปกรณ์ของการสำรวจอวกาศอพอลโล ความหนาของเปลือกดวงจันทร์อยู่ที่ 60-100 กม.

รูปถ่าย: ดวงจันทร์ - โครงสร้างภายใน

ความหนา เสื้อคลุมด้านบน 400 กม. ความเร็วแผ่นดินไหวขึ้นอยู่กับความลึกและลดลงตามระยะทาง ความหนา เสื้อคลุมชั้นกลางประมาณ 600 กม. ในเสื้อคลุมชั้นกลาง ความเร็วของแผ่นดินไหวจะคงที่ เสื้อคลุมล่างอยู่ต่ำกว่า 1100 กม. นิวเคลียสดวงจันทร์ซึ่งเริ่มต้นที่ความลึก 1,500 กม. อาจเป็นของเหลว แทบไม่มีธาตุเหล็ก เป็นผลให้ดวงจันทร์มีสนามแม่เหล็กที่อ่อนแอมากไม่เกินหนึ่งในหมื่นของสนามแม่เหล็กโลก ความผิดปกติของแม่เหล็กในพื้นที่ได้รับการลงทะเบียนแล้ว

บรรยากาศ

แทบไม่มีบรรยากาศบนดวงจันทร์ สิ่งนี้อธิบายความกระทันหัน ความผันผวนของอุณหภูมิหลายร้อยองศา ในช่วงกลางวัน อุณหภูมิบนพื้นผิวจะสูงถึง 130 C และในเวลากลางคืนจะลดลงเหลือ -170 C ในขณะเดียวกันที่ระดับความลึก 1 ม. อุณหภูมิก็แทบไม่เปลี่ยนแปลงเลย ท้องฟ้าเหนือดวงจันทร์เป็นสีดำเสมอเพราะจำเป็นสำหรับการก่อตัวของสีฟ้าของท้องฟ้า อากาศที่ขาดหายไปนั่นเอง ที่นั่นไม่มีสภาพอากาศไม่มีลมพัด นอกจากนี้บนดวงจันทร์ยังครองราชย์ เงียบกริบ.

รูปถ่าย: พื้นผิวของดวงจันทร์และบรรยากาศ

ส่วนที่มองเห็นได้

จากโลกเท่านั้น ส่วนที่มองเห็นได้ของดวงจันทร์. แต่นี่ไม่ใช่ 50% ของพื้นผิว แต่อีกหน่อย ดวงจันทร์โคจรรอบโลก วงรีดวงจันทร์เคลื่อนที่เร็วขึ้นใกล้กับจุดสิ้นสุดและช้าลงใกล้จุดสุดยอด แต่ดวงจันทร์โคจรรอบแกนของมันอย่างสม่ำเสมอ เป็นผลให้เกิดความผันผวนของลองจิจูด ค่อนข้างจะเป็นไปได้ มูลค่าสูงสุดมันคือ 7°54 เนื่องจากการสั่นไหว เราจึงมีโอกาสสังเกตจากโลก นอกเหนือจากด้านที่มองเห็นได้ของดวงจันทร์แล้ว รวมถึงแถบแคบๆ ของอาณาเขตของด้านหลังที่อยู่ติดกับดวงจันทร์ด้วย ที่ ทั้งหมด 59% ของพื้นผิวดวงจันทร์สามารถมองเห็นได้จากโลก

พระจันทร์ในยามรุ่งสาง

มีการสันนิษฐานว่าใน สมัยก่อนจากประวัติของมัน ดวงจันทร์หมุนรอบแกนของมันเร็วขึ้น ดังนั้นจึงหันไปทางโลกด้วยส่วนต่างๆ ของพื้นผิว แต่เนื่องจากความใกล้ชิดของโลกขนาดใหญ่ คลื่นยักษ์ที่น่าประทับใจจึงเกิดขึ้นในร่างอันแข็งแกร่งของดวงจันทร์ กระบวนการลดความเร็วของดวงจันทร์ดำเนินไปจนปรากฏว่าหันกลับมาหาเราเสมอโดยมีเพียงด้านเดียว

เรื่องราว ประมาณการมวลดวงจันทร์มีอายุหลายร้อยปี กระบวนการย้อนหลังได้นำเสนอในบทความโดย David W. Hughes นักเขียนชาวต่างประเทศ การแปลบทความนี้จัดทำขึ้นตามขอบเขตความรู้ภาษาอังกฤษของฉันเล็กน้อยและนำเสนอด้านล่าง นิวตันประเมินมวลของดวงจันทร์เป็นสองเท่าของค่าที่ยอมรับในขณะนี้ว่าเป็นไปได้ ทุกคนมีความจริงของตัวเอง แต่มีความจริงเพียงอย่างเดียว ชี้ในคำถามนี้ เราทำได้วางลูกตุ้มชาวอเมริกันไว้บนพื้นผิวของดวงจันทร์ พวกเขาอยู่ที่นั่น ;) . ผู้ดำเนินการ telemetry สามารถทำได้เช่นเดียวกันกับลักษณะการโคจรของ LRO และ ISL อื่นๆ น่าเสียดายที่ยังไม่มีข้อมูลนี้

หอดูดาว

การวัดมวลของดวงจันทร์

ทบทวนวันครบรอบ 125 ปีหอดูดาว

David W. Hughes

ภาควิชาฟิสิกส์และดาราศาสตร์ University of Sheffield

ไอแซก นิวตัน ประมาณการมวลดวงจันทร์ครั้งแรก ความหมายของปริมาณ (มวล) นี้ เช่นเดียวกับความหนาแน่นของดวงจันทร์ เป็นหัวข้อของการอภิปรายตั้งแต่นั้นเป็นต้นมา

บทนำ

น้ำหนักเป็นหนึ่งในปริมาณที่ไม่สะดวกที่สุดในการวัดในบริบททางดาราศาสตร์ เรามักจะวัดแรงของมวลที่ไม่รู้จักกับมวลที่รู้จัก หรือในทางกลับกัน ในประวัติศาสตร์ดาราศาสตร์ไม่มีแนวคิดเรื่อง "มวล" เช่น ดวงจันทร์ โลก และดวงอาทิตย์ (MM M , M E , M C) จนถึงเวลา ไอแซกนิวตัน(1642 - 1727). หลังจากนิวตัน มีการกำหนดอัตราส่วนมวลที่ค่อนข้างแม่นยำ ตัวอย่างเช่นในรุ่นแรกของจุดเริ่มต้น (1687) จะได้รับอัตราส่วน MC / M E \u003d 28700 ซึ่งจะเพิ่มขึ้นเป็น MC / M E \u003d 227512 และ M C / M E \u003d 169282 ในวินาที (1713) และสิ่งพิมพ์ที่สาม (1726) ตามลำดับที่เกี่ยวข้องกับการปรับแต่งหน่วยดาราศาสตร์ ความสัมพันธ์เหล่านี้เน้นย้ำถึงความจริงที่ว่าดวงอาทิตย์มีความสำคัญมากกว่าโลกและให้การสนับสนุนอย่างมากสำหรับสมมติฐานที่เกี่ยวกับศูนย์กลางเฮลิโอเซนทริก โคเปอร์นิคัส.

ข้อมูลความหนาแน่น (มวล/ปริมาตร) ของร่างกายช่วยในการประเมิน องค์ประกอบทางเคมี. ชาวกรีกเมื่อ 2,200 ปีที่แล้วก็พอแล้ว ค่าที่แน่นอนสำหรับขนาดและปริมาตรของโลกและดวงจันทร์ แต่ไม่ทราบมวลและไม่สามารถคำนวณความหนาแน่นได้ ดังนั้นแม้ว่าดวงจันทร์จะดูเหมือนก้อนหิน แต่ก็ไม่สามารถยืนยันทางวิทยาศาสตร์ได้ นอกจากนี้ยังไม่สามารถดำเนินการตามขั้นตอนทางวิทยาศาสตร์แรกในการอธิบายที่มาของดวงจันทร์ได้

ไม่ต้องสงสัยเลย วิธีที่ดีที่สุดการกำหนดมวลของดาวเคราะห์ในปัจจุบันในยุคอวกาศอาศัยสาม (ฮาร์มอนิก) กฎของเคปเลอร์. ถ้าดาวเทียมมีมวล ม, โคจรรอบดวงจันทร์ด้วยมวล M M แล้ว

ที่ไหน เอคือระยะทางเฉลี่ยระหว่างเวลาเฉลี่ยระหว่าง M M และ ม, G คือค่าคงที่แรงโน้มถ่วงของนิวตันและ พีคือคาบของวงโคจร ตั้งแต่ M M >> มสมการนี้ให้ค่าของ MM โดยตรง

หากนักบินอวกาศสามารถวัดความเร่งของแรงโน้มถ่วง GM บนพื้นผิวดวงจันทร์ได้

โดยที่ R M คือรัศมีของดวงจันทร์ ซึ่งเป็นพารามิเตอร์ที่วัดได้อย่างแม่นยำตั้งแต่ อริสตาร์คัสแห่งซาโมสประมาณ 2290 ปีที่แล้ว

ไอแซกนิวตัน 1 ไม่ได้วัดมวลของดวงจันทร์โดยตรง แต่พยายามประเมินความสัมพันธ์ระหว่างมวลดวงอาทิตย์และดวงจันทร์โดยใช้การวัดกระแสน้ำในทะเล แม้ว่าหลายคนก่อนหน้าที่นิวตันจะสันนิษฐานว่ากระแสน้ำเกี่ยวข้องกับตำแหน่งและอิทธิพลของดวงจันทร์ นิวตันเป็นคนแรกที่มองวัตถุในแง่ของแรงโน้มถ่วง เขาตระหนักว่าแรงคลื่นที่สร้างขึ้นโดยวัตถุมวล M ในระยะไกล dสัดส่วน ม/d 3 . ถ้าร่างกายนี้มีเส้นผ่านศูนย์กลาง D และความหนาแน่น ρ , แรงนี้เป็นสัดส่วนกับ ρ ดี 3 / d 3 . และถ้าขนาดเชิงมุมของร่างกาย α แรงน้ำขึ้นน้ำลงเป็นสัดส่วนกับ ρα3. ดังนั้นพลังที่เกิดจากกระแสน้ำของดวงอาทิตย์จึงน้อยกว่าครึ่งหนึ่งของดวงจันทร์เล็กน้อย

ภาวะแทรกซ้อนเกิดขึ้นเนื่องจากระดับน้ำสูงสุดถูกบันทึกไว้เมื่อดวงอาทิตย์จริง ๆ แล้วอยู่ห่างจาก syzygy 18.5 °และเนื่องจากวงโคจรของดวงจันทร์ไม่อยู่ในระนาบของสุริยุปราคาและมีความเยื้องศูนย์ เมื่อพิจารณาทั้งหมดนี้ นิวตัน จากการสังเกตของเขาว่า “ขึ้นไปถึงปากแม่น้ำเอวอน ต่ำกว่าบริสตอลสามไมล์ ความสูงของน้ำในฤดูใบไม้ผลิและฤดูใบไม้ร่วงของผู้ทรงคุณวุฒิ (ตาม การสังเกตของ Samuel Sturmy) อยู่ที่ประมาณ 45 ฟุต แต่ในพื้นที่สี่เหลี่ยมจัตุรัสเพียง 25 ” สรุปว่า “ความหนาแน่นของสสารของดวงจันทร์ต่อความหนาแน่นของสสารของโลกสัมพันธ์กันเท่ากับ 4891 ถึง 4000 หรือ 11 ถึง 9. ดังนั้น สสารของดวงจันทร์จึงมีความหนาแน่นและเป็นดินมากกว่าตัวโลก” และ “มวลของสสารของดวงจันทร์จะอยู่ในมวลสารของโลกเท่ากับ 1 ใน 39.788” (จุดเริ่มต้น หนังสือ 3, ข้อเสนอ 37, ปัญหา 18)

เนื่องจากค่าปัจจุบันสำหรับอัตราส่วนระหว่างมวลของโลกและมวลของดวงจันทร์ถูกกำหนดเป็น M E / M M = 81.300588 เป็นที่ชัดเจนว่ามีบางอย่างผิดปกติกับนิวตัน นอกจากนี้ ค่า 3.0 ค่อนข้างเหมือนจริงมากกว่า 9/5 สำหรับอัตราส่วนความสูงของไซซีจี? และกระแสน้ำพื้นที่สี่เหลี่ยมจัตุรัส นอกจากนี้ ค่าที่ไม่ถูกต้องของนิวตันสำหรับมวลของดวงอาทิตย์ก็เป็นปัญหาสำคัญเช่นกัน โปรดทราบว่านิวตันมีความแม่นยำทางสถิติน้อยมาก และการอ้างถึงตัวเลขสำคัญห้าตัวใน M ​​E /MM M นั้นไม่สมเหตุสมผลเลย

ปิแอร์-ไซมอน ลาปลาซ(ค.ศ. 1749 - 1827) ได้ทุ่มเทเวลาอย่างมากในการวิเคราะห์ความสูงของคลื่น (โดยเฉพาะในเบรสต์) โดยมุ่งความสนใจไปที่กระแสน้ำในสี่เฟสหลักของดวงจันทร์ทั้งที่ครีษมายันและวิษุวัต Laplace 2 โดยใช้ชุดการสังเกตสั้นๆ จากศตวรรษที่ 18 ได้รับค่า M E /MM M ที่ 59 โดยในปี 1797 เขาได้แก้ไขค่านี้เป็น 58.7 การใช้ชุดข้อมูลคลื่นที่เพิ่มขึ้นในปี พ.ศ. 2368 Laplace 3 ได้รับ M E /M M = 75

ลาปลาซตระหนักว่าวิธีการขึ้นน้ำลงเป็นหนึ่งในหลายวิธีในการหามวลดวงจันทร์ ความจริงที่ว่าการหมุนของโลกทำให้แบบจำลองน้ำขึ้นน้ำลงมีความซับซ้อน และผลิตภัณฑ์สุดท้ายของการคำนวณคืออัตราส่วนมวลของดวงจันทร์/ดวงอาทิตย์ ซึ่งทำให้เขากังวลอย่างเห็นได้ชัด ดังนั้นเขาจึงเปรียบเทียบแรงคลื่นของเขากับผลการวัดที่ได้จากวิธีอื่น Laplace 4 เขียนสัมประสิทธิ์ M E /MM M เป็น 69.2 (โดยใช้สัมประสิทธิ์ d'Alembert), 71.0 (โดยใช้การวิเคราะห์ Maskeline ของ Bradley ของการสังเกต nutation และ parallax) และ 74.2 (โดยใช้งานของ Burg เกี่ยวกับความไม่เท่าเทียมกันของดวงจันทร์บนดวงจันทร์) เห็นได้ชัดว่า Laplace ถือว่าแต่ละผลลัพธ์มีความน่าเชื่อถือเท่าเทียมกันและเพียงแค่ค่าเฉลี่ยสี่ค่าเพื่อให้ได้ค่าเฉลี่ย “La valeur le plus vraisembable de la masse de la lune, qui me parait ทำให้เกิดปรากฏการณ์นักดำน้ำ 1/68.5” (อ้างอิง 4, หน้า 160) พบอัตราส่วนเฉลี่ย M E /M M เท่ากับ 68.5 ซ้ำแล้วซ้ำอีกใน Laplace 5

เป็นที่เข้าใจได้ค่อนข้างดีว่าเมื่อต้นศตวรรษที่ 19 ความสงสัยเกี่ยวกับค่าของนิวตันที่ 39.788 ควรจะเกิดขึ้น โดยเฉพาะอย่างยิ่งในจิตใจของนักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษบางคนที่ทราบถึงผลงานของเพื่อนร่วมงานชาวฝรั่งเศส

ฟินเลย์สัน 6 กลับสู่เทคนิคน้ำขึ้นน้ำลงและเมื่อใช้การวัด syzygy? และกระแสน้ำพื้นที่สี่เหลี่ยมจัตุรัสที่โดเวอร์ในปี พ.ศ. 2404, 2407, 2408 และ 2409 ท่านได้รับ ค่าต่อไปนี้ M E / M M: 89.870, 88.243, 87.943 และ 86.000 ตามลำดับ Ferrell 7 แยกฮาร์โมนิกหลักจากข้อมูลกระแสน้ำสิบเก้าปีที่เมืองเบรสต์ (1812 - 1830) และได้รับอัตราส่วนที่เล็กกว่ามาก M E / M M = 78 ความแรง 8 ให้ค่ากระแสน้ำ M E / M M = 78.65

ที่เรียกว่า วิธีลูกตุ้มขึ้นอยู่กับการวัดความเร่งเนื่องจากแรงโน้มถ่วง กลับมาที่กฎข้อที่สามของเคปเลอร์ โดยคำนึงถึงกฎข้อที่สองของนิวตัน เราจะได้

ที่ไหน เอเอ็มคือระยะทางเฉลี่ยระหว่างโลกกับดวงจันทร์ พี เอ็ม- ช่วงเวลาการปฏิวัติทางจันทรคติ (เช่น ความยาวของเดือนดาวฤกษ์) gอีความเร่งเนื่องจากแรงโน้มถ่วงบนพื้นผิวโลกและ อีกครั้งคือรัศมีของโลก ดังนั้น

ตาม Barlow และ Brian 9 สูตรนี้ถูกใช้โดย Airy 10 เพื่อวัด M E /M M แต่ไม่ถูกต้องเนื่องจากปริมาณนี้น้อยและสะสม - ความไม่แน่นอนสะสมในค่าของปริมาณ เอเอ็ม , gอี, อีกครั้ง,และ พี เอ็ม.

เมื่อกล้องโทรทรรศน์มีความก้าวหน้ามากขึ้นและความแม่นยำของการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ก็ดีขึ้น จึงสามารถแก้สมการทางจันทรคติได้แม่นยำยิ่งขึ้น จุดศูนย์กลางมวลร่วมของระบบโลก/ดวงจันทร์จะเคลื่อนที่รอบดวงอาทิตย์เป็นวงรี ทั้งโลกและดวงจันทร์โคจรรอบศูนย์กลางมวลนี้ทุกเดือน

ผู้สังเกตการณ์บนโลกจึงเห็นว่า ในแต่ละเดือน มีการเลื่อนไปทางตะวันออกเล็กน้อย จากนั้นจึงเปลี่ยนตำแหน่งท้องฟ้าของวัตถุไปทางตะวันตกเล็กน้อย เมื่อเทียบกับพิกัดของวัตถุที่จะเกิดขึ้นหากโลกไม่มีดาวเทียมขนาดใหญ่ แม้แต่กับเครื่องมือที่ทันสมัย ​​การเคลื่อนไหวนี้ไม่สามารถตรวจพบได้ในกรณีของดวงดาว อย่างไรก็ตาม สามารถวัดได้ง่ายสำหรับดวงอาทิตย์ ดาวอังคาร ดาวศุกร์ และดาวเคราะห์น้อยที่เคลื่อนผ่านในบริเวณใกล้เคียง (เช่น อีรอสอยู่ห่างจากดวงจันทร์ที่จุดที่ใกล้ที่สุดเพียง 60 เท่า) แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงรายเดือนของตำแหน่งของดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 6.3 อาร์ควินาที ทางนี้

ที่ไหน A C- ระยะทางเฉลี่ยระหว่างโลกกับจุดศูนย์กลางมวลของระบบ Earth-Moon (ประมาณ 4634 กม.) และ เช่นคือระยะทางเฉลี่ยระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ หากระยะทางเฉลี่ยระหว่างโลก-ดวงจันทร์ เป็นเป็นที่รู้จักกันว่า

น่าเสียดายที่ค่าคงที่ของ "สมการทางจันทรคติ" นี้คือ 6.3" นี่เป็นมุมที่เล็กมากซึ่งยากต่อการวัดอย่างแม่นยำ นอกจากนี้ M E / M M ยังขึ้นอยู่กับความรู้ที่แม่นยำเกี่ยวกับระยะห่างระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์

ค่าของสมการทางจันทรคติอาจมากกว่าดาวเคราะห์น้อยที่โคจรเข้าใกล้โลกได้หลายเท่า Gill 11 ใช้การสังเกตตำแหน่งของดาวเคราะห์น้อย 12 Victoria และ Parallax ของดวงอาทิตย์ในปี 1888 และ 1889 และสรุปว่า M E /M M = 81.702 ± 0.094 Hinks 12 ใช้ลำดับการสังเกตดาวเคราะห์น้อย 433 Eros เป็นเวลานานและสรุปว่า M E /M M = 81.53±0.047 จากนั้นเขาก็ใช้พารัลแลกซ์สุริยะที่อัปเดตและค่าที่แก้ไขสำหรับดาวเคราะห์น้อย 12 Victoria โดย David Gill และได้รับค่าที่แก้ไขแล้วของ ME / M M = 81.76±0.12

เมื่อใช้วิธีนี้ Newcomb 13 จะได้ M E /M M =81.48±0.20 จากการสังเกตดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์

สเปนเซอร์ จอห์นเล่ม 14 วิเคราะห์การสังเกตการณ์ดาวเคราะห์น้อย 433 อีรอส ขณะเคลื่อนผ่าน 26 x 10 6 กม. จากโลกในปี 2474 งานหลักคือการวัดพารัลแลกซ์สุริยะ และคณะกรรมการของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากลได้จัดตั้งขึ้นในปี 2471 เพื่อจุดประสงค์นี้ สเปนเซอร์ โจนส์ พบว่าค่าคงที่ของสมการดวงจันทร์คือ 6.4390 ± 0.0015 อาร์ควินาที เมื่อรวมกับค่าใหม่ของโซลาร์พารัลแลกซ์ ส่งผลให้อัตราส่วน M E /M M =81.271±0.021

นอกจากนี้ยังสามารถใช้พรีเซสชั่นและนัทเทชั่น แกนหมุนของโลกหมุนรอบขั้วสุริยุปราคาทุกๆ 26,000 ปีหรือมากกว่านั้น ซึ่งยังปรากฏให้เห็นในการเคลื่อนที่ของจุดแรกของราศีเมษตามแนวสุริยุปราคาประมาณ 50.2619" ต่อปี ฮิปปาร์คัสเป็นผู้ค้นพบ กว่า 2,000 ปีที่แล้ว การเคลื่อนที่เป็นระยะเล็ก ๆ ที่เรียกว่า nutation พบ เจมส์ แบรดลีย์(ค.ศ. 1693~1762) ในปี ค.ศ. 1748 Nutation ส่วนใหญ่เกิดขึ้นเนื่องจากระนาบของวงโคจรของดวงจันทร์ไม่ตรงกับระนาบของสุริยุปราคา การให้สารอาหารสูงสุดคือประมาณ 9.23 นิ้ว และวงจรสมบูรณ์จะใช้เวลาประมาณ 18.6 ปี นอกจากนี้ยังมีการเติมสารอาหารเพิ่มเติมที่ผลิตโดยดวงอาทิตย์ ผลกระทบทั้งหมดเหล่านี้เกิดจากช่วงเวลาของแรงที่กระทำต่อส่วนนูนของเส้นศูนย์สูตรของโลก

ขนาดของ precession ของ lunisolar ในสภาวะคงตัวในลองจิจูด และแอมพลิจูดของ nutations เป็นระยะต่างๆ ในลองจิจูด เป็นหน้าที่ของมวลของดวงจันทร์ Stone 15 ตั้งข้อสังเกตว่า precession ของ lunisolar, L และค่าคงที่ nutation, N ได้รับเป็น:

โดยที่ ε=(M M /M S) (a S /a M) 3 , a S และ a M คือระยะทางเฉลี่ยระหว่าง Earth-Sun และ Earth-Moon

e E และ e M คือความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรของโลกและดวงจันทร์ตามลำดับ ค่าคงที่เดเลาเนย์แสดงเป็น γ ในการประมาณค่าแรก γ คือไซน์ของครึ่งหนึ่งของมุมเอียงของวงโคจรของดวงจันทร์ถึงสุริยุปราคา ค่าของ ν คือการกระจัดของโหนดของวงโคจรของดวงจันทร์

ในช่วงปีจูเลียนที่สัมพันธ์กับแนววิษุวัต χ เป็นค่าคงที่ที่ขึ้นอยู่กับแรงเฉลี่ยของดวงอาทิตย์ โมเมนต์ความเฉื่อยของโลก และความเร็วเชิงมุมของโลกในวงโคจร โปรดทราบว่า χ จะยกเลิกหาก L หารด้วย H. Stone แทน L = 50.378" และ N = 9.223" ได้ M E / M M = 81.36 Newcomb ใช้การวัด L และ N ของตัวเองและพบว่า M E / M M = 81.62 ± 0.20 Proctor 16 พบว่า M E /M M = 80.75

การเคลื่อนที่ของดวงจันทร์รอบโลกจะเป็นวงรีพอดีถ้าดวงจันทร์และโลกเป็นเพียงวัตถุเดียวในระบบสุริยะ ความจริงที่ว่ามันไม่ได้นำไปสู่ความไม่เท่าเทียมกันของดวงจันทร์พารัลแลกซ์ เนื่องจากแรงดึงดูดของวัตถุอื่นในระบบสุริยะและดวงอาทิตย์โดยเฉพาะ วงโคจรของดวงจันทร์ซับซ้อนมาก. ความไม่เท่าเทียมกันที่ใหญ่ที่สุดสามประการที่จะนำไปใช้นั้นเกิดจากการเคลื่อนตัว การแปรผัน และสมการประจำปี ในบริบทของบทความนี้ ความผันแปรเป็นความไม่เท่าเทียมกันที่สำคัญที่สุด (ตามประวัติศาสตร์ เซดิลโลทกล่าวว่าการแปรผันของดวงจันทร์ถูกค้นพบโดยอาบุล-วาฟาในศตวรรษที่ 9 และคนอื่นๆ เชื่อว่าการค้นพบนี้มาจากไทโค บราเฮ)

ความแปรปรวนของดวงจันทร์เกิดจากการเปลี่ยนแปลงที่มาจากความแตกต่างของแรงดึงดูดของดวงอาทิตย์ในระบบ Earth-Moon ในช่วงเดือน Synodic ผลกระทบนี้จะเป็นศูนย์เมื่อระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์และดวงจันทร์ถึงดวงอาทิตย์เท่ากัน ในสถานการณ์ที่เกิดขึ้นใกล้กับไตรมาสแรกและไตรมาสที่แล้ว ระหว่างไตรมาสแรก (จนถึงพระจันทร์เต็มดวง) และไตรมาสสุดท้ายเมื่อโลกอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าดวงจันทร์ และโลกส่วนใหญ่ถูกดึงออกจากดวงจันทร์ ระหว่างไตรมาสที่แล้ว (ผ่านดวงจันทร์ใหม่) และไตรมาสแรก ดวงจันทร์อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าโลก ดังนั้นดวงจันทร์จึงถูกดึงออกจากโลกเป็นส่วนใหญ่ แรงตกค้างที่เป็นผลสามารถถูกแยกออกเป็นสองส่วน ส่วนหนึ่งสัมผัสกับวงโคจรของดวงจันทร์และอีกส่วนหนึ่งตั้งฉากกับวงโคจร (กล่าวคือ ในทิศทางของดวงจันทร์-โลก)

ตำแหน่งของดวงจันทร์เปลี่ยนแปลงได้มากถึง ±124.97 อาร์ควินาที (ตาม Brouwer และ Clements 17) จากตำแหน่งที่มันจะเกิดขึ้นหากดวงอาทิตย์อยู่ห่างไกลอย่างไม่สิ้นสุด มันคือ 124.9" เหล่านี้ที่เรียกว่าอสมการพารัลแลกซ์

เนื่องจาก 124.97 arcseconds เหล่านี้สอดคล้องกับเวลาสี่นาที จึงควรคาดว่าค่านี้สามารถวัดได้อย่างแม่นยำเพียงพอ ผลที่ตามมาที่ชัดเจนที่สุดของความไม่เท่าเทียมกันของพารัลแลกซ์คือช่วงเวลาระหว่างดวงจันทร์ใหม่กับไตรมาสแรกอยู่ที่ประมาณแปดนาที กล่าวคือ นานกว่าจากเฟสเดียวกันถึงพระจันทร์เต็มดวง น่าเสียดายที่ความแม่นยำในการวัดปริมาณนี้ลดลงบ้างโดยข้อเท็จจริงที่ว่าพื้นผิวดวงจันทร์ไม่เท่ากันและต้องใช้ขอบดวงจันทร์ที่แตกต่างกันในการวัดตำแหน่งของดวงจันทร์ใน ส่วนต่างๆวงโคจร (นอกจากนี้ ยังมีความแตกต่างเป็นระยะเล็กน้อยในครึ่งเส้นผ่านศูนย์กลางที่ปรากฏของดวงจันทร์ เนื่องจากการเปลี่ยนแปลงความคมชัดระหว่างความสว่างของขอบดวงจันทร์กับท้องฟ้า ซึ่งทำให้เกิดข้อผิดพลาดที่แตกต่างกันระหว่าง ± 0.2" และ 2" ดู Campbell และ Neison 18)

Roy 19 ตั้งข้อสังเกตว่าความเหลื่อมล้ำทางจันทรคติ P ถูกกำหนดเป็น

จากข้อมูลของ Campbell และ Neyson 18 ความไม่เท่าเทียมกันของพารัลแลกซ์ถูกกำหนดเป็น 123.5" ในปี 1812, 122.37" ในปี 1854, 126.46" ในปี 1854, 124.70" ในปี 1859, 125.36" ในปี 1867 และ 125.46" ในปี 1868 ดังนั้น อัตราส่วนมวลโลก/ดวงจันทร์สามารถคำนวณได้จากการสังเกตความไม่เท่าเทียมกันของพารัลแลกซ์หากมีปริมาณอื่นๆ และโดยเฉพาะอย่างยิ่งพารัลแลกซ์สุริยะ (เช่น เช่น) เป็นที่รู้จัก. สิ่งนี้นำไปสู่การแบ่งขั้วระหว่างนักดาราศาสตร์ บางคนแนะนำให้ใช้อัตราส่วนมวลโลก/ดวงจันทร์จากความไม่เท่าเทียมกันของพารัลแลกซ์เพื่อประมาณระยะทางเฉลี่ยระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ คนอื่นเสนอให้ประเมินอดีตผ่านหลัง (ดู Moulton 20)

สุดท้าย ให้พิจารณาการรบกวนของวงโคจรของดาวเคราะห์ วงโคจรของดาวอังคารและดาวศุกร์ที่อยู่ใกล้เคียงที่สุดของเรา ซึ่งอยู่ภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงของระบบ Earth-Moon เนื่องจากการกระทำนี้ พารามิเตอร์การโคจร เช่น ความเยื้องศูนย์กลาง ลองจิจูดของโหนด ความเอียง และอาร์กิวเมนต์จุดใกล้สุดจะเปลี่ยนไปตามฟังก์ชันของเวลา การวัดที่แม่นยำการเปลี่ยนแปลงเหล่านี้สามารถใช้ในการประมาณมวลรวมของระบบโลก/ดวงจันทร์ และโดยการลบมวลของดวงจันทร์

คำแนะนำนี้จัดทำขึ้นครั้งแรกโดย Le Verrier (ดู Young 21) เขาเน้นย้ำถึงข้อเท็จจริงที่ว่าการเคลื่อนไหวของก้อนเนื้อและจุดสิ้นสุด แม้จะช้า แต่ก็ต่อเนื่อง และด้วยเหตุนี้จึงเป็นที่รู้จักด้วยความแม่นยำที่เพิ่มขึ้นเมื่อเวลาผ่านไป เลอ แวร์ริเอร์รู้สึกตื่นเต้นกับแนวคิดนี้มากจนเขาละทิ้งการสังเกตการเคลื่อนตัวของดาวศุกร์ในขณะนั้น โดยเชื่อว่าในที่สุดพารัลแลกซ์ของดวงอาทิตย์และอัตราส่วนมวลดวงอาทิตย์/โลกจะพบได้อย่างแม่นยำมากขึ้นโดยวิธีการก่อกวน

จุดแรกสุดมาจาก Principia ของนิวตัน

ความแม่นยำของมวลดวงจันทร์ที่ทราบ

วิธีการวัดสามารถแบ่งออกเป็นสองประเภท เทคโนโลยี Tidal ต้องใช้อุปกรณ์พิเศษ เสาแนวตั้งที่มีการสำเร็จการศึกษาหายไปในโคลนชายฝั่ง น่าเสียดายที่ความซับซ้อนของสภาพแวดล้อมน้ำขึ้นน้ำลงรอบชายฝั่งและอ่าวของยูโรปาหมายความว่าค่ามวลดวงจันทร์ที่เกิดขึ้นนั้นยังห่างไกลจากความแม่นยำ แรงน้ำขึ้นน้ำลงที่วัตถุมีปฏิสัมพันธ์กันนั้นแปรผันตามมวลหารด้วยลูกบาศก์ของระยะทาง ดังนั้น พึงระลึกไว้ว่าผลคูณสุดท้ายของการคำนวณจริง ๆ แล้วเป็นอัตราส่วนระหว่างมวลดวงจันทร์และดวงอาทิตย์ และความสัมพันธ์ระหว่างระยะทางกับดวงจันทร์และดวงอาทิตย์จะต้องทราบอย่างชัดเจน ค่ากระแสน้ำโดยทั่วไปของ M E / M M คือ 40 (ในปี 1687), 59 (ในปี 1790), 75 (ในปี 1825), 88 (ในปี 1865) และ 78 (ในปี 1874) ซึ่งเน้นถึงความยากลำบากในการตีความ ข้อมูล

วิธีการอื่นๆ ทั้งหมดอาศัยการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ด้วยกล้องส่องทางไกลที่แม่นยำ การสังเกตดาวอย่างละเอียดเป็นระยะเวลานานทำให้เกิดค่าคงที่สำหรับ precession และ nutation ของแกนหมุนของโลก สามารถตีความได้ในแง่ของอัตราส่วนระหว่างมวลดวงจันทร์และดวงอาทิตย์ การสังเกตตำแหน่งดวงอาทิตย์ ดาวเคราะห์ และดาวเคราะห์น้อยบางดวงอย่างแม่นยำในช่วงหลายเดือนได้นำไปสู่การประมาณระยะทางของโลกจากจุดศูนย์กลางมวลของระบบโลก-ดวงจันทร์ การสังเกตตำแหน่งของดวงจันทร์อย่างรอบคอบโดยพิจารณาจากเวลาในช่วงเดือนนั้นทำให้เกิดแอมพลิจูดของความไม่เท่าเทียมกันในเชิงพารัลแลกติก สองวิธีสุดท้ายรวมกันโดยอาศัยการวัดรัศมีของโลก ความยาวของเดือนดาวฤกษ์ และความเร่งของแรงโน้มถ่วงบนพื้นผิวโลก นำไปสู่การประมาณค่าของขนาด มากกว่ามวลของดวงจันทร์โดยตรง . แน่นอน ถ้าทราบเพียงภายใน ± 1% มวลของดวงจันทร์จะไม่แน่นอน เพื่อให้ได้อัตราส่วน M M / M E ที่มีความแม่นยำเช่น 1, 0.1, 0.01% จำเป็นต้องวัดค่าด้วยความแม่นยำ± 0.012, 0.0012 และ 0.00012% ตามลำดับ

มองย้อนกลับไป ยุคประวัติศาสตร์จากปี ค.ศ. 1680 ถึง พ.ศ. 2543 จะเห็นได้ว่ามวลดวงจันทร์เป็นที่รู้จัก ± 50% ระหว่าง 1687 ถึง 1755, ± 10% ระหว่าง 1755 และ 1830, ± 3% ระหว่าง 1830 ถึง 1900, ± 0.15% ระหว่าง 1900 และ 1968 และ ± 0.0001 % ระหว่างปี 2511 ถึงปัจจุบัน ระหว่างปี 1900 ถึงปี 1968 ความหมายทั้งสองนั้นพบได้ทั่วไปในวรรณกรรมที่จริงจัง ทฤษฎีดวงจันทร์ระบุว่า M E /MM M = 81.53 และสมการดวงจันทร์และความไม่เท่าเทียมกันของดวงจันทร์พารัลแลกซ์ให้ค่า M E /MM M = 81.45 น้อยกว่า (ดู Garnett และ Woolley 22) ค่าอื่น ๆ ได้รับการอ้างถึงโดยนักวิจัยที่ใช้ค่าพารัลแลกซ์แสงอาทิตย์ที่แตกต่างกันในสมการตามลำดับ ความสับสนเล็กน้อยนี้ถูกขจัดออกไปเมื่อยานอวกาศโคจรแสงและโมดูลคำสั่งบินโคจรรอบดวงจันทร์ที่มีชื่อเสียงและได้รับการวัดเป็นอย่างดีรอบดวงจันทร์ในช่วงยุคอพอลโล ค่าปัจจุบันของ M E /M M = 81.300588 (ดู Seidelman 23) เป็นหนึ่งในปริมาณทางดาราศาสตร์ที่ทราบได้อย่างแม่นยำที่สุด ความรู้ที่แน่นอนของเราเกี่ยวกับมวลดวงจันทร์จริงนั้นถูกบดบังด้วยความไม่แน่นอนในค่าคงตัวแรงโน้มถ่วงของนิวตัน, G.

ความสำคัญของมวลดวงจันทร์ในทฤษฎีทางดาราศาสตร์

Isaac Newton ทำอะไรเพียงเล็กน้อยกับความรู้ทางจันทรคติที่เพิ่งค้นพบของเขา แม้ว่าเขาจะเป็นนักวิทยาศาสตร์คนแรกที่วัดมวลดวงจันทร์ แต่ M E / M M = 39.788 ของเขาก็ดูเหมือนจะได้รับคำวิจารณ์ร่วมสมัยเพียงเล็กน้อย ความจริงที่ว่าคำตอบนั้นเล็กเกินไปเกือบสองครั้งนั้นไม่ได้เกิดขึ้นมาเป็นเวลากว่าหกสิบปีแล้ว นัยสำคัญทางกายภาพเป็นเพียงข้อสรุปที่นิวตันดึงมาจาก ρ M /ρ E =11/9 ซึ่งก็คือ "ร่างของดวงจันทร์หนาแน่นกว่าและเป็นโลกมากกว่าโลกของเรา" (จุดเริ่มต้น เล่มที่ 3 ข้อเสนอที่ 17 ข้อโต้แย้ง 3).

โชคดีที่ข้อสรุปที่น่าสนใจแม้ว่าจะผิดพลาดนี้จะไม่นำนักจักรวาลวิทยาที่มีสติสัมปชัญญะไปสู่ทางตันเพื่อพยายามอธิบายความหมายของมัน ราวปี พ.ศ. 2373 เห็นได้ชัดว่า ρ M /ρ E เท่ากับ 0.6 และ M E / M M อยู่ระหว่าง 80 ถึง 90 แกรนท์ 24 ตั้งข้อสังเกตว่า "นี่คือจุดที่ความแม่นยำมากกว่าไม่ดึงดูดใจพื้นฐานทางวิทยาศาสตร์ที่มีอยู่" พาดพิงถึง ความแม่นยำนั้นไม่สำคัญที่นี่เพียงเพราะทั้งทฤษฎีทางดาราศาสตร์หรือทฤษฎีการกำเนิดของดวงจันทร์ไม่ได้อาศัยข้อมูลเหล่านี้อย่างมาก Agnes Clerk 25 ระมัดระวังมากขึ้น โดยสังเกตว่า "ระบบดวงจันทร์กับโลก... เป็นข้อยกเว้นเฉพาะในหมู่วัตถุที่ได้รับอิทธิพลจากดวงอาทิตย์"

ดวงจันทร์ (มวล 7.35-1025 ก.) เป็นดาวเทียมดวงที่ห้าในสิบดวงในระบบสุริยะ (เริ่มจากอันดับหนึ่ง ได้แก่ แกนีมีด ไททัน คัลลิสโต ไอโอ ลูน่า ยูโรปา วงแหวนของดาวเสาร์ ไทรทัน ไททาเนีย และรีอา) ความเกี่ยวข้องในศตวรรษที่ 16 และ 17 Copernican Paradox (ความจริงที่ว่าดวงจันทร์โคจรรอบโลกในขณะที่ดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก ดาวอังคาร ดาวพฤหัสบดี และดาวเสาร์โคจรรอบดวงอาทิตย์) ถูกลืมไปนานแล้ว สิ่งที่น่าสนใจเกี่ยวกับจักรวาลและซีลีโนโลยีคืออัตราส่วนของมวล "หลัก / มวลมากที่สุดรองลงมา" นี่คือรายการของดาวพลูโต/ชารอน โลก/ดวงจันทร์ ดาวเสาร์/ไททัน ดาวเนปจูน/ไทรทัน จูปิเตอร์/คัลลิสโต และยูเรนัส/ไททาเนีย สัมประสิทธิ์เช่น 8.3, 81.3, 4240, 4760, 12800 และ 24600 ตามลำดับ นี่เป็นข้อบ่งชี้ครั้งแรกของจุดกำเนิดของข้อต่อที่เป็นไปได้โดยแยกแฉกผ่านการควบแน่นของของเหลวในร่างกาย (ดู ตัวอย่างเช่น ดาร์วิน 26 ยีนส์ 27 และสารยึดเกาะ 28) อันที่จริง อัตราส่วนมวลโลก/ดวงจันทร์ที่ไม่ปกติทำให้ Wood 29 สรุปได้ว่า "แสดงให้เห็นค่อนข้างชัดเจนว่าเหตุการณ์หรือกระบวนการที่สร้างดวงจันทร์ของโลกนั้นไม่ปกติ และแสดงให้เห็นว่าความเกลียดชังปกติที่ลดลงต่อการมีส่วนร่วมของสถานการณ์พิเศษอาจลดลง เป็นที่ยอมรับได้" ในเรื่องนี้"

Selenology การศึกษาต้นกำเนิดของดวงจันทร์กลายเป็น "วิทยาศาสตร์" ด้วยการค้นพบในปี 1610 โดยกาลิเลโอของดวงจันทร์ของดาวพฤหัสบดี ดวงจันทร์ได้สูญเสียสถานะพิเศษของมันไป จากนั้น Edmond Halley 30 ค้นพบว่าระยะเวลาโคจรของดวงจันทร์เปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลา อย่างไรก็ตามนี่ไม่ใช่กรณีจนกระทั่งผลงานของ G.Kh. เมืองดาร์วินในช่วงปลายทศวรรษ 1870 เมื่อเห็นได้ชัดว่าโลกและดวงจันทร์เดิมอยู่ใกล้กันมาก ดาร์วินแนะนำว่าการแตกแยกที่เกิดจากเสียงสะท้อนในช่วงต้น การหมุนอย่างรวดเร็ว และการควบแน่นของโลกหลอมเหลวทำให้เกิดการก่อตัวดวงจันทร์ (ดูดาร์วิน 26) Osmond Fisher 31 และ W.H. พิกเคอริง 32 ไปไกลถึงขนาดแนะนำว่า Pacific Basin เป็นรอยแผลเป็นที่หลงเหลืออยู่เมื่อดวงจันทร์แตกออกจากโลก

ข้อเท็จจริงเกี่ยวกับซีลีโนโลยีที่สำคัญประการที่สองคืออัตราส่วนมวลโลก/ดวงจันทร์ ความจริงที่ว่ามีการละเมิดความหมายของวิทยานิพนธ์ดาร์วินถูกตั้งข้อสังเกตโดย A.M. Lyapunov และ F.R. Moulton (ดูตัวอย่าง Moulton 33) . เมื่อรวมกับโมเมนตัมเชิงมุมที่ต่ำร่วมกันของระบบ Earth-Moon สิ่งนี้นำไปสู่การตายอย่างช้าๆของทฤษฎีกระแสน้ำของดาร์วิน ต่อมาได้มีการเสนอว่าดวงจันทร์ก่อตัวขึ้นที่อื่นในระบบสุริยะและถูกจับในกระบวนการสามร่างที่ซับซ้อนบางอย่าง (ดูเช่น C 34)

ข้อเท็จจริงพื้นฐานประการที่สามคือความหนาแน่นของดวงจันทร์ ค่านิวตันของ ρ M /ρ E ของ 1.223 กลายเป็น 0.61 โดย 1800, 0.57 โดย 1850 และ 0.56 โดย 1880 (ดูแปรง 35) ในรุ่งอรุณของศตวรรษที่ 19 เป็นที่ชัดเจนว่าดวงจันทร์มีความหนาแน่นประมาณ 3.4 g cm -3 ในตอนท้ายของศตวรรษที่ 20 ค่านี้ยังคงแทบไม่เปลี่ยนแปลงและมีค่าเท่ากับ 3.3437±0.0016 ก. ซม. -3 (ดูฮับบาร์ด 36) เห็นได้ชัดว่าองค์ประกอบของดวงจันทร์แตกต่างจากองค์ประกอบของโลก ความหนาแน่นนี้คล้ายกับความหนาแน่นของหินที่ระดับความลึกตื้นในเสื้อคลุมของโลก และแสดงให้เห็นว่าการแตกแยกของดาร์วินนั้นเกิดขึ้นในลักษณะที่ต่างกัน แทนที่จะเป็นเนื้อเดียวกัน โลกในช่วงเวลาที่เกิดขึ้นหลังจากการสร้างความแตกต่างและการสร้างสัณฐานพื้นฐาน เมื่อเร็ว ๆ นี้ ความคล้ายคลึงกันนี้เป็นหนึ่งในข้อเท็จจริงหลักที่เอื้อต่อความนิยมของสมมติฐานแรมของการก่อตัวของดวงจันทร์

สังเกตได้ว่าค่าเฉลี่ย ความหนาแน่นของดวงจันทร์เหมือนกัน เหมือนอุกกาบาต(และอาจจะเป็นดาวเคราะห์น้อย) Gullemine 37 แหลม ความหนาแน่นของดวงจันทร์ใน 3.55 มากกว่าน้ำหลายเท่า เขาตั้งข้อสังเกตว่า “เป็นเรื่องแปลกมากที่ทราบค่าความหนาแน่น 3.57 และ 3.54 สำหรับอุกกาบาตบางตัวที่รวบรวมหลังจากที่พวกมันชนพื้นผิวโลก” Nasmyth และ Carpenter 38 ตั้งข้อสังเกตว่า “ แรงดึงดูดเฉพาะของสารทางจันทรคติ (3.4) เราอาจสังเกตเห็นได้เหมือนกับแก้วซิลิกอนหรือเพชร และน่าแปลกที่มันเกือบจะเกิดขึ้นพร้อมกับอุกกาบาตที่เราพบว่านอนอยู่บนโลกเป็นครั้งคราว ดังนั้น ทฤษฎีนี้จึงได้รับการยืนยันว่าเดิมทีวัตถุเหล่านี้เป็นชิ้นส่วนของสสารบนดวงจันทร์ และอาจเคยถูกขับออกจากภูเขาไฟบนดวงจันทร์ด้วยแรงที่ตกลงไปในทรงกลมแรงโน้มถ่วงของโลก และตกลงสู่พื้นผิวโลกในที่สุด

Urey 39, 40 ใช้ข้อเท็จจริงนี้เพื่อสนับสนุนทฤษฎีของเขาในการจับต้นกำเนิดของดวงจันทร์ แม้ว่าเขาจะกังวลเกี่ยวกับความแตกต่างระหว่างความหนาแน่นของดวงจันทร์กับของอุกกาบาตคอนไดรต์บางชนิด และดาวเคราะห์ภาคพื้นดินอื่นๆ Epic 41 ถือว่าความแตกต่างเหล่านี้ไม่มีนัยสำคัญ

ข้อสรุป

มวลของดวงจันทร์นั้นผิดปกติอย่างยิ่ง มันใหญ่เกินไปที่จะวางดาวเทียมของเราไว้อย่างสบายๆ ท่ามกลางกระจุกดาวเคราะห์น้อยที่จับได้ของดาวเคราะห์ เช่น โฟบอสและดีมอสรอบดาวอังคาร กระจุกดาวฮิมาเลียและอนันเครอบดาวพฤหัสบดี และกระจุกไอเอเปตุสและพีบีรอบดาวเสาร์ ความจริงที่ว่ามวลนี้เป็น 1.23% ของโลกเป็นเพียงเงื่อนงำเล็กน้อยจากหลาย ๆ คนที่สนับสนุนกลไกการกำเนิดผลกระทบที่เสนอ น่าเสียดายที่ทฤษฎีที่ได้รับความนิยมในปัจจุบัน เช่น "วัตถุขนาดเท่าดาวอังคารกระทบโลกที่เพิ่งสร้างใหม่และทำให้วัตถุจำนวนมากล้ม" มีปัญหาเล็กน้อย แม้ว่ากระบวนการนี้จะได้รับการยอมรับมากที่สุด แต่ก็ไม่ได้รับประกันว่าจะเป็นไปได้ เช่น “เหตุใดดวงจันทร์จึงเกิดเพียงดวงเดียวในขณะนั้น”, “ทำไมดวงจันทร์ดวงอื่นจึงไม่เกิดในเวลาอื่น”, “เหตุใดกลไกนี้จึงทำงานบนดาวเคราะห์โลก และไม่แตะต้องดาวศุกร์ ดาวอังคาร และดาวพุธเพื่อนบ้านของเรา ” เข้ามาในความคิด.

มวลของดวงจันทร์มีขนาดเล็กเกินไปที่จะจัดอยู่ในหมวดหมู่เดียวกับชารอนของดาวพลูโต 8.3/1 อัตราส่วนระหว่างมวลของดาวพลูโตและชารอน ซึ่งเป็นค่าสัมประสิทธิ์ที่บ่งชี้ว่าวัตถุคู่นี้เกิดจากการควบแน่นของการควบแน่น การหมุนรอบเกือบ ร่างกายของเหลวและอยู่ไกลจากค่า 81.3/1 ของอัตราส่วนมวลของโลกและดวงจันทร์มาก

เราทราบมวลดวงจันทร์อยู่ภายในส่วนหนึ่งของ 10 9 แต่เราอดไม่ได้ที่จะรู้สึกว่าคำตอบทั่วไปของความแม่นยำนี้คือ "แล้วไง" ในฐานะที่เป็นแนวทางหรือคำใบ้เกี่ยวกับที่มาของพันธมิตรสวรรค์ของเรา ความรู้นี้ไม่เพียงพอ อันที่จริงแล้วในหนังสือเล่มล่าสุด 555 หน้าในหัวข้อ 42 ดัชนีไม่ได้รวม "มวลดวงจันทร์" เป็นรายการด้วย!

อ้างอิง

(1) I. นิวตัน ปรินซิเปีย 1687 เราใช้ของ Sir Isaac Newton's หลักการทางคณิตศาสตร์ของปรัชญาธรรมชาติแปลเป็นภาษาอังกฤษโดย Andrew Motte ในปี ค.ศ. 1729; การแปลแก้ไขและมาพร้อมกับภาคผนวกทางประวัติศาสตร์และคำอธิบายโดย Florian Cajori เล่มที่ 2: ระบบของโลก(สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยแห่งแคลิฟอร์เนีย เบิร์กลีย์และลอสแองเจลิส) ค.ศ. 1962

(2) ป.-ส. ลาปลาซ, เมม. Acad.des วิทยาศาสตร์, 45, 1790.

(3) ป.-ส. ลาปลาซ, เล่มที่ 5, Livre 13 (Bachelier, Paris), 1825.

(4) ป.-ส. ลาปลาซ, Traite de Mechanique เซเลสเต้,เล่ม 3 (rimprimerie de Crapelet, Paris), 1802, p, 156.

(5) ป.-ส. ลาปลาซ, Traite de Mechanique เซเลสเต้,เล่มที่ 4 (Courcicr, Paris), 1805, p. 346.

(6) เอช.พี. ฟินเลย์สัน มร. 27, 271, 1867.

(7)W.E, Fcrrel, การวิจัยน้ำขึ้นน้ำลงภาคผนวกไปยังรายงานการสำรวจชายฝั่งปี 1873 (วอชิงตัน ดี.ซี.) 1874

(8) ว. ฮาร์คเนส หอสังเกตการณ์วอชิงตัน, 2428? ภาคผนวก 5 พ.ศ. 2434

(9) C.W.C. บาร์โลว์ วช.เอช, ไบรอัน, ดาราศาสตร์คณิตศาสตร์เบื้องต้น(University Tutorial Press, London) 2457 น. 357.

(10) จี.บี. แอรี่ เมม. ราส., 17, 21, 1849.

(11) ดี. กิลล์ พงศาวดารของหอดูดาว Cape, 6, 12, 1897.

(12) เอ. อาร์. ฮิงค์ส มร. 70, 63, 1909.

(13) ส. เอ็นซีคอมบ์ เสริม American Ephemeris สำหรับ tSy?(วอชิงตัน ดี.ซี.), 1895, p. 189.

(14) เอช. สเปนเซอร์ โจนส์, มร. 10], 356, 1941.

(15) อี. เจ. สโตน, มร. 27, 241, 1867.

(16) ร.อ. พรอคเตอร์ ดาราศาสตร์เก่าและตาข่าย(Longmans, Green, and Co., ลอนดอน) )