Місяць: опис, характеристика, цікаві факти.

Фото: Місяць– природний супутник Землі та неповторний інопланетний світ, у якому побувало людство.

Місяць

Характеристики Місяця

Місяць обертається навколо Землі по орбіті, велика піввісь якої дорівнює 383 000 км (еліптичність 0,055). Площина місячної орбіти нахилена до поверхні екліптики під кутом 5°09. Період обертаннядорівнює 27 діб 7 годин 43 хвилини. Це сидеричний чи зоряний період. Період синодичний – період зміни місячних фаз- Дорівнює 29 діб 12 годин 44 хвилини. Період обертання Місяця навколо своєї осі дорівнює сидеричному періоду. Оскільки час одного оборотуМісяця навколо Землі точно одно часу одного обороту її навколо осі, Місяць завжди звернена до Земліоднією і тією самою стороною. Місяць – найпомітніший об'єкт на небі після Сонце. Максимальна зіркова величинадорівнює – 12,7m.

Масасупутника Землі становить 7,3476*1022 кг (у 81,3 разів менше за масу Землі), середня щільність p = 3,35 г/см3, екваторіальний радіус – 1 737 км. Стягування з полюсів майже немає. Прискорення вільного падіння лежить на поверхні становить g = 1,63 м/с2. Тяжіння Місяця не змогло втримати її атмосферу, якщо вона колись і була.

Внутрішня будова

щільністьМісяця можна порівняти з щільністю земної мантії. Тому у Місяця чи ні, чи дуже малозначуще залізне ядро. Внутрішня будоваМісяця вивчено за сейсмічними даними, переданими на Землю пристроями космічних експедицій «Аполлон». Товщина кори Місяця 60-100 км.

Фото: Місяць - внутрішня будова

Товщина верхньої мантії 400 км. У ній сейсмічні швидкості залежать від глибини і скорочуються у зв'язку з відстані. Товщина середньої мантіїблизько 600 км. У середній мантії сейсмічні швидкості незмінні. Нижня мантіярозташована нижче за 1100 км. ЯдроМісяця, що починається на глибині 1500 км, ймовірно рідке. Воно практично не включає залізо. Тому Місяць має дуже слабке магнітне поле, що не перевищує однієї десятитисячної частини земного магнітного поля. Зареєстровано місцеві магнітні аномалії.

Атмосфера

Атмосфери на Місяці практично немає. Це пояснює раптові перепади температуру кілька сотень градусів. У денний час температура поверхні досягає 130 C, а вночі вона знижується до –170 C. У той самий час на глибині 1 м температура майже завжди незмінна. Небонад Місяцем завжди чорне, оскільки для утворення блакитного кольору неба необхідне повітря, що там відсутня. Немає там і погоди, не дмуть і вітри. Крім того, на Місяці панує повна тиша.

Фото: поверхня Місяця та його атмосфера

Видима частина

З Землі простежується лише видима частина Місяця. Але це не 50% поверхні, а трохи більше. Місяць звертається навколо Землі по еліпсу, У перигея Місяць пересувається швидше, а у апогею - повільніше. Але навколо осі Місяць обертається поступово. Внаслідок цього утворюється коливання довготи. Цілком ймовірна максимальна величинаїї становить 7 ° 54. Внаслідок лібрації ми маємо шанс спостерігати з Землі, окрім видимого боку Місяця, ще й прилеглі до нього вузькі смуги території зворотного її боку. В загальної складностііз Землі можна побачити 59% місячної поверхні.

Місяць у ранні часи

Є припущення, що в ранні часисвоєї історії Місяць звертався навколо осі швидше і, отже, повертався до Землі різними частинами своєї поверхні. Але через близькість масивної Землі в твердому тілі Місяця зароджувалися великі припливні хвилі. Процес гальмування Місяця тривав доти, доки вона не виявилася незмінно поверненою до нас лише однією стороною.

Історія оцінки маси Місяцяналічує вже сотні років. Ретроспектива цього процесу викладено у статті зарубіжного автора Девіда У. Хьюза. Переклад цієї статті зроблено в міру скромних моїх знань в англійській та представлений нижче. Ньютоноцінив масу Місяця значенням удвічі більшим за прийняте нині за правдоподібне. Щоправда, у кожного своя, а істина одна. Крапку в цьому питанні могли бпоставити американці з маятником на поверхні Місяця. Вони ж там були ;) . Те саме могли зробити телеметристи за орбітальними характеристиками LRO та інших ІСЛ. Шкода, що ця інформація поки що недоступна.

Обсерваторія

Вимірювання маси Місяця

Огляд до 125-річчя Обсерваторії

Девід У. Хьюз

Кафедра фізики та астрономії, Університет Шеффілда

Перша оцінка місячної маси була зроблена Ісааком Ньютоном. Значення цієї величини (маси), а також щільність Місяця, були предметом обговорення.

Вступ

Масає одним із найбільш незручних для вимірювання величин в астрономічному контексті. Зазвичай ми вимірюємо силу впливу невідомої маси на відому масу, чи навпаки. В історії астрономії не було концепції "мас", скажімо, Місяця, Землі, і Сонця (M M , М E , М C) до часу Ісаака Ньютона(1642 – 1727). Після Ньютона утвердилися досить точні співвідношення мас. Так, наприклад, у першому виданні Початок (1687) дано відношення М C / М Е = 28700, яке потім збільшується до М C / М Е = 227512 і М C / М Е = 169282 у другому (1713) і третьому (1726) виданнях, відповідно, у зв'язку з уточненням астрономічної одиниці. Ці відносини підкреслили той факт, що Сонце було важливіше, ніж Земля, і надали значну підтримку геліоцентричній гіпотезі Коперника.

Дані за густиною (маса/об'єм) тіла допомагає оцінити його хімічний склад. Греки понад 2200 років тому отримали достатньо точні значеннядля розмірів та обсягів Землі та Місяця, але маси були невідомі, а щільності не могли бути розраховані. Таким чином, навіть при тому, що Місяць був схожим на сферу з каменю, це не могло бути науково підтверджено. Крім того, не могли бути зроблені перші наукові кроки до з'ясування походження Місяця.

Безперечно, найкращий методвизначення маси планети сьогодні, у космічну еру, спирається на третій (гармонійний) закон Кеплера. Якщо супутник масою m, обертається навколо Місяця масою М M , то

де аце середня за часом середня відстань між M M та m, G постійна тяжіння Ньютона, та P- Період орбіти. Оскільки М M >> m, Це рівняння дає значення M M безпосередньо.

Якщо астронавт може вимірювати прискорення сили тяжіння, G M на поверхні Місяця, то

де R M - місячний радіус, параметр, який вимірював з розумною точністю ще Аристарх Самоський, близько 2290 років тому.

Ісаак Ньютон 1 не вимірював масу Місяця безпосередньо, але спробував оцінити співвідношення між сонячною та місячною масою з використанням вимірювання морських припливів. Навіть при тому, що багато людей до Ньютона припускали, що припливи були пов'язані зі становищем і впливом Місяця, Ньютон був першим, хто подивився на предмет гравітації. Він зрозумів, що приливна сила, створювана тілом маси М на відстані dпропорційна M/d 3 . Якщо це тіло має діаметр D та щільність ρ , ця сила пропорційна ρ D 3 / d 3 . І якщо кутовий розмір тіла, α , малий, приливна сила пропорційна ρα 3. Так приливотворна сила Сонця трохи менше половини місячної.

Ускладнення виникли тому, що найбільший приплив був відзначений, коли Сонце було насправді 18.5° від сизигії, а також тому, що місячна орбіта не лежить у площині екліптики та має ексцентриситет. Приймаючи все це до уваги, Ньютон на основі своїх спостережень, що “До гирла річки Ейвон, за три милі нижче Бристоля, висота підйому води у весняних та осінніх сигіях світил (за спостереженнями Samuel Sturmy) становить близько 45 футів, але у квадратурах лише 25 ”, зробив висновок, “що щільність речовини Місяця до щільності речовини Землі відноситься як 4891 до 4000, або як 11 до 9. Отже речовина Місяця більш щільна і земляна, ніж сама Земля”, і “маса речовини Місяця буде в масі речовини Землі як 1 у 39.788” (Початки, Книга 3, Пропозиція 37, Проблема 18).

Оскільки нинішнє значення співвідношення між масою Землі та маси Місяця задається як М Е / M M = 81.300588, ясно, що з Ньютона щось пішло негаразд. До того ж значення 3.0 дещо реалістичніше, ніж 9/5 для відношення висот сизигийного? та квадратурного припливу. Також неточне значення Ньютона для Сонця було серйозною проблемою. Зверніть увагу, що Ньютон мав дуже мало статистичної точності, і вказівка ​​ним п'яти значущих цифр у значенні ME / M M є повністю необґрунтованим.

П'єр-Сімон Лаплас(1749 – 1827) присвятив значний час для аналізу висот припливів (особливо у Бресті), концентруючись на припливах на чотирьох основних фазах Місяця на обох сонцестояннях та рівноденнях. Лаплас 2 , використовуючи короткі серії спостережень 18-го століття, отримав M E / M M значення 59. До 1797 він уточнив це значення до 58.7. Використовуючи розширений набір приливних даних у 1825, Лаплас 3 отримав M E / M M = 75.

Лаплас зрозумів, що припливний підхід був одним із багатьох способів з'ясування місячної маси. Той факт, що обертання Землі ускладнює приливні моделі, і що кінцевим продуктом розрахунку було відношення мас Місяць/Сонце, явно непокоїло його. Тому він порівняв свою приливну силу із результатами вимірювань, отриманими іншими методами. Лаплас 4 записує надалі коефіцієнти М Е / M M , як 69.2 (з використанням коефіцієнтів Даламбера), 71.0 (з використанням аналізу Маскеліна нутації Бредлі та спостережень паралаксу), і 74.2 (з використанням роботи Бурга про місячну паралактичну нерівність). Лаплас, мабуть, розглядав кожен результат рівною мірою гідним довіри і просто опосередковував чотири значення для отримання середнього. "La valeur le plus vraisembable de la masse de la lune, qui me parait resulted des divers phenomenes 1/68.5" (ref 4, с. 160). Середнє співвідношення М Е / M M рівне 68.5 неодноразово зустрічається у Лапласа 5 .

Цілком зрозуміло, що на початок дев'ятнадцятого століття мали виникнути сумніви щодо ньютоновського значення 39.788, особливо в умах деяких британських астрономів, які були в курсі робіт своїх французьких колег.

Фінлейсон 6 повернувся до приливної методики та при використанні вимірювання сизигийного? і квадратурних припливів у Дуврі за роки 1861, 1864, 1865, і 1866, він отримав наступні значенняМ Е / M M: 89.870, 88.243, 87.943, та 86.000, відповідно. Феррелом 7 вилучено головні гармоніки з дев'ятнадцятирічних приливних даних у Бресті (1812 - 1830) та отримано значно менше співвідношення М Е / М M = 78. Харкнес 8 наводить приливне значення М Е / M М = 78.65.

Так званий маятниковий методзаснований на вимірі прискорення від сили тяжіння. Повертаючись до третього закону Кеплера, з урахуванням другого закону Ньютона отримаємо

де aМ- усереднена за часом відстань між Землею та Місяцем, P M- місячний сидеричний період звернення (тобто довжина зоряного місяця), gЕприскорення сили тяжіння на поверхні Землі, та R Е- Радіус Землі. Так

Згідно Барлоу і Брайан 9 , ця формула була використана Ейрі 10 для вимірювання М Е / M М, але була неточна в силу малості цієї величини і акумулювала - невизначеність, що накопичилася, у значеннях величин aМ , gЕ, R Е,і P M.

Коли телескопи стали досконалішими і точність астрономічних спостережень підвищилася, можна вирішити місячне рівняння точніше. Загальний центр мас системи Земля / Місяць рухається навколо Сонця по еліптичній орбіті. І Земля, і Місяць обертаються навколо цього центру мас щомісяця.

Спостерігачі на Землі, таким чином, бачать протягом кожного місяця невелике зміщення на схід і потім невелике зміщення на захід небесної позиції об'єкта, порівняно з координатами об'єкта, які він мав би без Землі масивного супутника. Навіть із сучасними інструментами цей рух не виявляється у випадку зірок. Воно може, однак, бути легко виміряне для Сонця, Марса, Венери та астероїдів, які проходять неподалік (Ерос, наприклад, у його найближчій точці знаходиться всього в 60 разів далі, ніж Місяць). Амплітуда місячного усунення позиції Сонця становить близько 6,3 секунди дуги. Таким чином

де a C- середня відстань між Землею та центром мас системи Земля-Луна (це близько 4634 км), та a S- Середня відстань між Землею та Сонцем. Якщо середня відстань Земля-Луна a Mтакож відомо, що

На жаль, постійна цього “місячного рівняння”, тобто. 6,3", це дуже маленький кут, який вкрай важко точно виміряти. До того ж МО /М залежить від точного знання відстані Земля-Сонце.

Значення місячного рівняння може бути в кілька разів більшим для астероїда, який проходить близько із Землею. Гілл 11 використав 1888 та 1889 позиційних спостереження астероїда 12 Вікторія та сонячного паралаксу на 8.802" ± 0.005" і дійшов висновку, що М Е /М M =81.702±0.094. Хінкс 12 використовував довгу послідовність спостережень астероїда 433 Ерос і дійшов висновку, що М Е / М M =81.53±0.047. Потім він використав оновлене значення сонячного паралаксу та виправлені значення для астероїда 12 Вікторія, зроблені Девідом Гіллом і отримав виправлене значення МЕ /М M =81.76±0.12.

Використовуючи цей підхід, Ньюкомб 13 зі спостережень Сонця і планет, отримав М Е / М M =81.48±0.20.

Спенсер Джонз 14 проаналізував спостереження за астероїдом 433 Ерос, коли він проходив у 26 х 10 6 км від Землі у 1931 році. Головним завданням було вимірювання сонячного паралаксу, і комісія Міжнародного астрономічного союзу була створена у 1928 році з цією метою. Спенсер Джонс виявив, що постійна місячного рівняння дорівнює 6.4390 ± 0.0015 секунди дуги. Це, у поєднанні з новим значенням для сонячного паралаксу, призвело до відношення МО /М =81.271±0.021.

Прецесія та нутація також можуть бути використані. Полюс осі обертання Землі прецесує навколо полюса екліптики кожні 26 000 років або близько того, що також проявляється в руху першої точки Овна вздовж екліптики приблизно на 50.2619" на рік. . Прецесія була виявлена ​​Гіппархом більше 2000 років тому. невеликий періодичний рух, відомий як нутація, виявлена Джеймсом Бредлі(1693 ~ 1762) у 1748 році. Нутація переважно відбувається, тому що площина місячної орбіти не збігається з площиною екліптики. Максимальна нутація становить близько 9.23" і повний цикл займає близько 18.6 років. Існує також додаткові нутації, що виробляються Сонцем. Всі ці ефекти обумовлені моментами сил, що діють на екваторіальні здуття Землі.

Величина місячно-сонячної прецесії по довготі, і амплітуди різних періодичних нутацій по довготі, є функціями, серед іншого, маси Місяця. Стоун 15 зазначив, що місячно-сонячна прецесія, L, та постійна нутації, N, дано так:

де ε=(М M /М S) (a S /a M) 3 , a S і a M середня відстань Земля-Сонце та Земля-Місяць;

e E та e M - ексцентриситети земної та місячної орбіти, відповідно. Постійна Делон представлена ​​як γ. У першому наближенні є синус половини кута нахилу місячної орбіти до екліптики. Величина ν це зміщення вузла місячної орбіти,

протягом Юліанського року, по відношенню до лінії рівнодення; χ є постійною, яка залежить від середньої сили Сонця, що обурює, моменту інерції Землі, і кутової швидкості Землі за своєю орбітою. Зверніть увагу, що χ скорочується, якщо L поділяється на Н. Стоун підставляючи L = 50.378" та N = 9.223" отримав М Е / М M = 81.36. Ньюкомб використав свої власні виміри L і N і знайшов МО /М M = 81.62 ± 0.20. Проктор 16 виявив, що М Е / М M = 80.75.

Рух Місяця навколо Землі був би точно еліпсом, якби Місяць і Земля були єдиними тілами в Сонячній системі. Той факт, що вони такими не є призводить до місячної паралактичної нерівності. У зв'язку із залученням інших тіл у Сонячній системі та Сонця, зокрема, орбіта Місяця надзвичайно складна. Три найбільші нерівності, які мають бути застосовані обумовлені евекцією, варіацією, та річним рівнянням. У контексті цієї роботи варіація є найважливішою нерівністю. (Історично Седіллот каже, що місячна варіація була виявлена ​​Абул-Вафа в 9 столітті; інші приписують це відкриття Тихо Браге).

Місячна варіація викликана зміною, яка походить від відмінності сонячного тяжіння в системі Земля-Місяць протягом синодичного місяця. Цей ефект дорівнює нулю, коли відстані від Землі до Сонця і Місяця до Сонця рівні в ситуації, що виникає дуже близько до першої та останньої чверті. Між першої чверті (через повний місяць) і останньою чвертю, коли Земля знаходиться ближче до Сонця, ніж Місяць, і Земля переважно відтягується від Місяця. Між останньою чвертю (через молодик) і першою чвертю, Місяць знаходиться ближче до Сонця, ніж Земля, і тому Місяць переважно відтягується від Землі. Отримана залишкова сила може бути розкладена на дві складові, одна дотична до місячної орбіти, а інша перпендикулярна до орбіти (тобто у напрямку Місяць-Земля).

Положення Місяця змінюється на цілих ± 124.97 кутові секунди (згідно з Брауером і Клементсом 17) по відношенню до позиції, яку вона мала б, якби Сонце було нескінченно далеко. Саме ці 124.9" відомі як паралактична нерівність.

Оскільки ці 124.97 кутові секунди відповідають чотирьом хвилинам часу, слід очікувати, що ця величина може бути виміряна з достатньою точністю. Найбільш очевидне наслідок паралактичної нерівності у цьому, що інтервал між молодим чоловіком і першої чвертю становить близько восьми хвилин, тобто. довше, ніж від цієї фази до повні. На жаль, точність, з якою ця величина може бути виміряна дещо зменшилася через те, що місячна поверхня нерівна і що різні місячні краї повинні бути використані для вимірювання місячної позиції в різних частинахорбіти. (На додаток до цього є також невелика періодична зміна у видимому півдіаметрі Місяця у зв'язку з мінливим контрастом між яскравістю краю Місяця та неба. Це вносить похибку, яка змінюється між ± 0.2" та 2", див. Кемпбелл і Нейсон 18).

Рой 19 зазначає, що місячна паралактична нерівність, P, визначається як

За словами Кемпбелла і Нейсона 18, паралактична нерівність було встановлено як 123.5" у 1812 році, 122.37" у 1854 році, 126.46" у 1854 році, 124.70" у 1859 році, 126.6. Таким чином, відношення маси Землі / Місяць може бути розраховане за спостереженнями паралактичної нерівності, якщо інших величин, і особливо сонячного паралаксу (тобто. a S), відомі. Це спричинило дихотомії серед астрономів. Деякі припускають, використовуючи масове співвідношення Земля/Місяць з паралактичної нерівності, оцінити середню відстань Земля-Сонце. Інші передбачають через останнє оцінити перше (див. Moulton 20).

Нарешті, розглянемо обурення планетних орбіт. Орбіти наших найближчих сусідів, Марса та Венери, які зазнають гравітаційного впливу системи Земля-Луна. У зв'язку з цією дією, орбітальні параметри, такі як ексцентриситет, довгота вузла, спосіб, і аргумент перигелія змінюються як функція часу. Точний вимірцих змін може бути використано для оцінки загальної маси системи Земля / Місяць, і віднімання, маси Місяця.

Ця пропозиція була вперше зроблена Левер'є (див. Янг 21). Він підкреслив той факт, що рухи вузлів і перигеліїв, хоч і повільні, але безперервні, і, таким чином, будуть відомі з дедалі більшою точністю з часом. Левер'є загорівся цією ідеєю так, що відмовився від спостережень тодішнього транзиту Венери, переконаний, що сонячний паралакс і відношення мас Сонце/Земля в кінцевому підсумку буде знайдено набагато точніше методом обурень.

Найраніша точка походить від Початку Ньютона.

Точність відомої місячної маси.

Методи виміру можна розділити на дві категорії. Приливна техніка потребує особливого обладнання. Вертикальна жердина з градуюванням губиться в прибережному бруді. На жаль, складність приливної обстановки навколо берегів та заток Європи означала, що отримані значення місячної маси були далекі від точної. Приливна сила, з якою тіла взаємодіють пропорційна їх масі, поділеній на куб відстані. Так слід пам'ятати, що кінцевий продукт розрахунку насправді співвідношення між місячною та сонячною масою. І співвідношення між відстанями до Місяця та Сонця має бути точно відоме. Типові приливні значення М Е / M М рівні 40 (1687 року), 59 (1790 року), 75 (1825 року), 88 (1865 року), і 78 (1874 року), підкреслюють труднощі, властиву інтерпретації даних.

Решта інших методів спиралися на точні телескопічні спостереження астрономічних позицій. Детальні спостереження зірок протягом тривалих періодів часу призвели до отримання констант прецесії та нутації осі обертання Землі. Вони можуть бути інтерпретовані у термінах співвідношення між місячними та сонячними масами. Точні позиційні спостереження Сонця, планет та деяких астероїдів, за кілька місяців, призвели до оцінки відстані Землі від центру мас системи Земля-Луна. Ретельні спостереження положення Місяця, залежно від часу, протягом місяця призвели до амплітуди паралактичної нерівності. Останні два методи, разом, спираючись на вимірювання радіусу Землі, довжини зоряного місяця, та прискорення сили тяжіння на поверхні Землі, призвели до оцінки величини, а не маси Місяця безпосередньо. Очевидно, якщо відомо лише з точністю до ± 1%, маса Місяця є невизначеною. Щоб отримати співвідношення М М / М E точністю скажімо, 1, 0,1, 0,01% потрібно величину виміряти з точністю ± 0.012, 0.0012, і 0.00012% відповідно.

Озираючись на історичний періодз 1680 до 2000, можна бачити, що місячна маса була відома ± 50% між 1687 і 1755, ± 10% між 1755 і 1830, ± 3% між 1830 і 1900, ± 0.15 % між 160 і 0 1900. 1968 і до теперішнього часу. Між 1900 та 1968 два значення були поширені у серйозній літературі. Місячна теорія вказала, що M E / M M = 81.53, і місячне рівняння і місячна паралактична нерівність дала дещо меншу величину M E / M M = 81.45 (див. Гарнетт і Вуллі 22). Інші значення цитувалися дослідниками, які використовували інші значення сонячного паралаксу у відповідних рівняннях. Ця незначна плутанина була видалена коли легкий орбітальний апарат і командний модуль літали добре відомими і точно-виміряними орбітами навколо Місяця в епоху Apollo. Нинішнє значення M E / M M = 81.300588 (див. Зейдельман 23) є однією з найбільш точно відомих астрономічних величин. Наше точне знання фактичної місячної маси затьмарене невизначеністю у постійній тяжісті Ньютона, G.

Важливість місячної маси в астрономічній теорії

Ісаак Ньютон 1 зробив дуже мало з його новонабутим місячним знанням. Навіть при тому, що він був першим ученим, який виміряв місячну масу, його М Е / М M = 39.788, здавалося б, заслужили трохи сучасних коментарів. Той факт, що відповідь була занадто малою, майже вдвічі, не була реалізована протягом понад шістдесят років. Фізично значущий лише висновок, що Ньютон витягнув з ρ M /ρ E =11/9, що у тому, що " тіло Місяця щільніше і земне, ніж в нашої землі " (Початки, книга 3, пропозиція 17, слідство 3).

На щастя, цей захоплюючий, хоча помилковий, висновок не приведе сумлінних космогоністів у глухий кут у спробі пояснити його значення. Приблизно в 1830 стало ясно, що ρ M /ρ E було 0.6 і М Е /М M було між 80 і 90. Грант 24 зазначив, що "це точка, в якій велика точність не закликала до існуючих основ науки", натякаючи, що точність тут неважлива просто тому, що ні астрономічна теорія, ні теорія походження Місяця не покладалися сильно на ці дані. Агнес Клерк 25 був більш обережний, зазначивши, що "місячно-земна система... була особливим винятком серед тіл, що під впливом Сонця."

Місяць (маса 7,35-10 25 г) є п'ятим у Сонячній системі супутником з десятки (починаючи з номера один, це Ганімед, Титан, Каллісто, Іо, Місяць, Europa, Кільця Сатурна, Тритон, Титанія, та Рея). Актуальний у 16-му та 17-му століттях Парадокс Коперника (той факт, що Місяць обертається навколо Землі, тоді як Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер та Сатурн обертається навколо Сонця) давно забутий. Великий космогонічний та селенологічний інтерес представляло відношення мас "головний / найбільш масивний-вторинний". Ось список Плутон / Харон, Земля / Місяць, Сатурн / Титан, Нептун / Тритон, Юпітер / Каллісто та Уран / Титанія, коефіцієнти, такі 8.3, 81.3, 4240, 4760, 12800 та 24600, відповідно. Це перше, що вказує на можливе спільне їх походження з біфуркації шляхом конденсації рідини тіла (див., наприклад, Дарвін 26, Джинс 27, Біндер 28). Насправді, незвичайне ставлення мас Земля / Місяць привело Вуд 29 до висновку, що "вказує досить чітко, що подія або процес, який створив земний Місяць був незвичайним, і припускає, що деяке послаблення нормальної огиди до залучення спеціальних обставин, може бути припустимо у цій проблемі".

Селенологія, вивчення походження Місяця, стала «науковою» з відкриття у 1610 році – Галілеєм супутників Юпітера. Місяць втратив свій унікальний статус. Тоді Едмонд Галлей 30 виявив, що місячний орбітальний період змінюється з часом. Це було негаразд, однак, до роботи Г.Х. Дарвіна в кінці 1870-х, коли стало ясно, що спочатку Земля і Місяць були набагато ближчі один до одного. Дарвін припустив, що резонансно-індукована біфуркація спочатку, швидке обертання та конденсація розплавленої Землі призвели до утворення Місяця (див. Дарвін 26). Осмонд Фішер 31 та В.Х. Пікерінг навіть зайшов так далеко, що припустив, що басейн Тихого океану це шрам, який залишився, коли Місяць відколовся від Землі.

Другим великим селенологічним фактом було відношення мас Земля / Місяць. Те, що було порушення значень для дарвінівських тез було відзначено А.М. Ляпуновим та Ф.Р. Мултон (див., наприклад, Moulton 33). . Разом з низьким комбінованим кутовим моментом системи Земля-Луна це призвело до повільної загибелі дарвінівської теорії припливів. Потім було запропоновано, що Місяць був просто сформований в іншому місці в Сонячній системі, а потім захоплений в складний процес трьох тіл (див., наприклад. Сі 34).

Третім основним фактом була місячна густота. Ньютонове значення ρ M /ρ E 1.223 став 0.61 до 1800, 0.57 до 1850, і 0.56 до 1880 (див. Браш 35). На зорі дев'ятнадцятого століття стало ясно, що Місяць має щільність, що була близько 3.4 г см -3. Наприкінці ХХ століття це значення майже не змінилося, і становило 3.3437±0.0016 см -3 (див. Хаббард 36). Вочевидь, що місячний склад відрізнявся від Землі. Ця щільність подібна до щільності порід на невеликій глибині в мантії Землі і припускає, що дарвінівська біфуркація відбулася в гетерогенній, а не в однорідній Землі, в той час, що настала після диференціювання та основного формоутворення. Нещодавно ця подібність була одним з основних фактів, що сприяли популярності таранної гіпотези місячної освіти.

Було зазначено, що середня щільність Місяцябула такою ж, як у метеоритів(і, можливо, астероїдів). Гуллемін 37 вказав щільність Місяцяв 3.55 рази більше, ніж у води. Він зазначив, що “так цікаво було дізнатися значення 3.57 та 3.54 густини для деяких метеоритів, зібраних після того, як вони потрапляють на поверхню Землі". Несміт і Карпентер 38 відзначили, що " питома вагамісячної речовини (3.4) ми можемо помітити, це приблизно те саме, що у кремнію скла або алмазу: і як не дивно це майже збігається з метеоритами, що час від часу ми знаходимо лежать на землі; отже підтверджується теорія, що ці тіла були спочатку фрагментами місячної речовини, і, ймовірно, викидалися колись із місячних вулканів з такою силою, що потрапляли у сферу земного тяжіння, і, зрештою, падали на земну поверхню”.

Юрі 39, 40 використав цей факт, щоб підтримати свою теорію захоплення місячного походження, хоча він турбувався про різницю між місячною щільністю та щільністю певних хондритових метеоритів та інших планет земної групи. Епік 41 вважав ці відмінності несуттєвими.

Висновки

Маса Місяця надзвичайно нехарактерна. Вона занадто велика, щоб розмістити наш супутник комфортно серед груп планетарних захоплених астероїдів, як Фобос та Деймос навколо Марса, груп Гімалія та Ананке навколо Юпітера, та груп Япет та Фібі навколо Сатурна. Той факт, що ця маса 1.23% Землі, на жаль, є лише незначною підказкою серед багатьох на підтримку запропонованого механізму впливу-походження. На жаль, сьогоднішня популярна теорія типу “тіло розміром з Марс потрапляє в недавно диференційовану Землю і вибиває масу матеріалу” має деякі дріб'язкові проблеми. Навіть при тому, що цей процес був визнаний можливим, це не гарантує, що він є ймовірним. як “чому тільки один Місяць сформувався в той час?”, “чому інші Місяці не утворюються в інший час?”, “чому цей механізм спрацював на планеті Земля, і не торкнувся наших сусідів Венери, Марса та Меркурія?” спадають на думку.

Маса Місяця занадто мала, щоб помістити її в той же розряд, що Харон Плутона. 8.3/1 Співвідношення між масами Плутона і Харона, коефіцієнт, який вказує, що пара цих тіл утворена біфуркацією конденсації, майже обертанням рідкого тіла, і дуже далеко від значення 81.3/1 відношення маси Землі і Місяця.

Ми знаємо місячну масу з точністю до однієї частини від 109. Але не можемо позбутися відчуття, що загальна відповідь на цю точність “і що”. Як орієнтир, або підказки про походження нашого небесного партнера цього знання мало. Насправді, в одному з останніх 555-сторінкових томів на цю тему 42 індекс навіть не включає “місячну масу” у вигляді запису!

References

(1) I. Newton, Principia, 1687. Here we are using Sir Isaac Newton"s Mathematical Principles of Natural Philosophy, translated into English by Andrew Motte in 1729; translation revised and supplied with an historical and explanatory appendix by Florian Cajori, Volume 2: The System of the World(University of California Press, Berkeley and Los Angeles), 1962.

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

(3) P.-S. Laplace, Tome 5, Livre 13 (Bachelier, Paris), 1825.

(4) P.-S. Laplace, Traite de Mechanique Celeste, Tome 3 (Rimprimerie de Crapelet, Paris), 1802, p, 156.

(5) P.-S. Laplace, Traite de Mechanique Celeste, Tome 4 (Courcicr, Paris), 1805, p. 346.

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

(7) W. E, Fcrrel, Tidal Researches. Appendix to Coast Survey Report for 1873 (Washington, DC) 1874.

(8) W. Harkness, Washington Observatory Observations, 1885? Appendix 5, 1891,

(9) C. W. C. Barlow SC G. H, Bryan, Elementary Mathematical Astronomy(University Tutorial Press, London) 1914, p. 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, Supplement to the American Ephemeris for tSy?(Washington, DC), 1895, p. 189.

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

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

(16) R. A. Proctor, Old and Nets Astronomy(Longmans, Green, and Co., London), )