Oy: tavsif, xususiyatlar, qiziqarli faktlar.

Surat: Oy- Yerning tabiiy sun'iy yo'ldoshi va insoniyat tashrif buyurgan noyob begona dunyo.

Oy

Oyning xususiyatlari

Oy yarim katta o'qi 383 000 km (elliptikligi 0,055) bo'lgan orbita bo'ylab Yer atrofida aylanadi. Oy orbitasining tekisligi ekliptika tekisligiga 5°09 burchak ostida qiya. Aylanish davri 27 kun 7 soat 43 daqiqaga teng. Bu yulduz yoki yulduz davri. Sinodik davr - o'zgarish davri oy fazalari- 29 kun 12 soat 44 daqiqaga teng. Oyning o'z o'qi atrofida aylanish davri yulduz davriga teng. Shu darajada bir burilish vaqti Yer atrofidagi oy uning o'z o'qi atrofida bir marta aylanish vaqtiga to'liq teng har doim yerga qaragan bir xil tomon. Oy osmonda keyin eng ko'p ko'rinadigan ob'ektdir quyosh. Maksimal kattalik ga teng - 12,7 m.

Og'irligi Yer sun'iy yo'ldoshining 7,3476 * 1022 kg (Yer massasidan 81,3 marta kam), o'rtacha zichligi p = 3,35 g / sm3, ekvator radiusi esa 1737 km. Qutblardan chekinish deyarli yo'q. Sirtdagi erkin tushish tezlanishi g = 1,63 m/s2. Oyning tortishish kuchi uning atmosferasini ushlab tura olmasdi, agar u bor bo'lsa.

Ichki tuzilish

Zichlik Oyni Yer mantiyasining zichligi bilan solishtirish mumkin. Shuning uchun Oyda yo yo'q, yoki juda ahamiyatsiz temir yadro. Ichki tuzilish Oy "Apollon" kosmik ekspeditsiyalari qurilmalari tomonidan Yerga uzatilgan seysmik ma'lumotlar asosida o'rganildi. Oy qobig'ining qalinligi 60–100 km.

Foto: Oy - ichki tuzilish

Qalinligi yuqori mantiya 400 km. Unda seysmik tezliklar chuqurlikka bog'liq va masofaga qarab kamayadi. Qalinligi o'rta mantiya taxminan 600 km. O'rta mantiyada seysmik tezliklar doimiydir. pastki mantiya 1100 km dan pastda joylashgan. Yadro 1500 km chuqurlikdan boshlangan Oy, ehtimol, suyuqdir. Bu deyarli temirni o'z ichiga olmaydi. Natijada, Oy juda zaif magnit maydonga ega bo'lib, Yer magnit maydonining o'n mingdan bir qismidan oshmaydi. Mahalliy magnit anomaliyalari qayd etilgan.

Atmosfera

Oyda atmosfera deyarli yo'q. Bu kutilmagan holatni tushuntiradi harorat o'zgarishi bir necha yuz daraja. Kunduzi sirtdagi harorat 130 S ga etadi, kechasi esa -170 S gacha tushadi. Shu bilan birga, 1 m chuqurlikda harorat deyarli har doim o'zgarmaydi. Osmon Oyning tepasi har doim qora rangda, chunki osmonning ko'k rangini shakllantirish uchun bu kerak havo, u erda yo'q. U erda ob-havo yo'q, shamol esmaydi. Bundan tashqari, oyda hukmronlik qiladi to'liq sukunat.

Surat: oy yuzasi va uning atmosferasi

Ko'rinadigan qism

Yerdan, faqat oyning ko'rinadigan qismi. Ammo bu sirtning 50% emas, balki biroz ko'proq. Oy Yer atrofida aylanadi ellips Oy perigey yaqinida tezroq, apogey yaqinida esa sekinroq harakat qiladi. Ammo oy o'z o'qi atrofida bir xilda aylanadi. Natijada uzunlikdagi tebranish hosil bo'ladi. Katta ehtimol bilan maksimal qiymat 7°54. Libratsiya tufayli biz Yerdan Oyning ko'rinadigan tomoni bilan bir qatorda, unga tutashgan teskari tomonining tor chiziqlarini ham kuzatish imkoniyatiga egamiz. DA jami Oy yuzasining 59% ni Yerdan ko'rish mumkin.

Dastlabki davrlarda oy

degan taxmin bor erta davrlar Oy o'z tarixida o'z o'qi atrofida tezroq aylangan va shuning uchun uning yuzasining turli qismlari bilan Yerga burilgan. Ammo ulkan Yerning yaqinligi tufayli Oyning qattiq tanasida ta'sirchan to'lqinlar paydo bo'ldi. Oyning sekinlashishi jarayoni u doimo bizga faqat bir tomoni bilan burilib qolganigacha davom etdi.

Hikoya Oy massasi taxminlari yuzlab yillardir. Ushbu jarayonning retrospektivi chet ellik muallif Devid V. Xyuzning maqolasida keltirilgan. Ushbu maqolaning tarjimasi mening oddiy ingliz tilini bilishim darajasida qilingan va quyida keltirilgan. Nyuton Oyning massasini hozir mumkin bo'lgan qiymatdan ikki baravar ko'p deb baholadi. Har kimning o'z haqiqati bor, lekin bitta haqiqat bor. bu savolga e'tibor bering Biz .. bo'lardi amerikaliklarni mayatnik bilan oy yuzasiga qo'ying. Ular u erda edi ;) . LRO va boshqa ISLlarning orbital xarakteristikalari bo'yicha telemetriya operatorlari ham xuddi shunday qilishlari mumkin. Afsuski, bu ma'lumot hali mavjud emas.

Observatoriya

Oyning massasini o'lchash

Observatoriyaning 125 yilligiga sharh

Devid V. Xyuz

Sheffild universiteti Fizika va astronomiya fakulteti

Oy massasining birinchi taxminini Isaak Nyuton qilgan. Bu miqdorning (massaning) ma'nosi, shuningdek, Oyning zichligi o'sha paytdan beri muhokama qilinmoqda.

Kirish

Og'irligi astronomik kontekstda o'lchash uchun eng noqulay miqdorlardan biridir. Biz odatda noma'lum massa kuchini ma'lum massaga o'lchaymiz yoki aksincha. Astronomiya tarixida “massa” tushunchasi, aytaylik, Oy, Yer va Quyosh (MM M , M E , M C) degan tushuncha bo‘lmagan. Isaak Nyuton(1642 - 1727). Nyutondan keyin juda aniq massa nisbatlari o'rnatildi. Shunday qilib, masalan, Boshlanishning birinchi nashrida (1687) M C / M E \u003d 28700 nisbati berilgan, keyin u M C / M E \u003d 227512 va M C / M E \u003d 169282 ga oshadi (1713) va uchinchi (1726) nashrlar, mos ravishda, astronomik birlikning takomillashtirilishi munosabati bilan. Ushbu munosabatlar Quyoshning Yerdan muhimroq ekanligini ta'kidladi va geliotsentrik gipotezani sezilarli darajada qo'llab-quvvatladi. Kopernik.

Tananing zichligi (massasi / hajmi) haqidagi ma'lumotlar uni baholashga yordam beradi Kimyoviy tarkibi. 2200 yildan ortiq vaqt oldin yunonlar etarli darajada olishgan aniq qiymatlar Yer va Oyning o'lchamlari va hajmlari uchun, lekin massalari noma'lum edi va zichliklarni hisoblash mumkin emas edi. Shunday qilib, Oy tosh sharga o'xshasa ham, uni ilmiy jihatdan tasdiqlash mumkin emas edi. Bundan tashqari, oyning kelib chiqishini aniqlash bo'yicha birinchi ilmiy qadamlar qo'yilmadi.

Shubhasiz, eng yaxshi usul Kosmik asrda bugungi kunda sayyoraning massasini aniqlash uchinchi (garmonik) ga tayanadi. Kepler qonuni. Agar sun'iy yo'ldoshning massasi bo'lsa m, Oy atrofida M M massasi bilan aylanadi, keyin

qayerda a M M va orasidagi vaqt bo'yicha o'rtacha o'rtacha masofa m, G - Nyutonning tortishish doimiysi, va P orbita davri hisoblanadi. M M >> dan beri m, bu tenglama bevosita M M qiymatini beradi.

Agar kosmonavt Oy yuzasida tortishish tezligini, G M tezlanishini o'lchay olsa, u holda

bu erda R M - Oy radiusi, o'sha paytdan beri o'rtacha aniqlik bilan o'lchangan parametr Samoslik Aristarx, taxminan 2290 yil oldin.

Isaak Nyuton 1 Oyning massasini to'g'ridan-to'g'ri o'lchamagan, lekin dengiz oqimi o'lchovlari yordamida quyosh va oy massalari o'rtasidagi munosabatni baholashga harakat qilgan. Nyutongacha bo'lgan ko'p odamlar to'lqinlar oyning holati va ta'siri bilan bog'liq deb taxmin qilishgan bo'lsa-da, Nyuton birinchi bo'lib bu mavzuni tortishish nuqtai nazaridan ko'rib chiqdi. U uzoqdan M massali jism tomonidan yaratilgan to'lqin kuchini tushundi d mutanosib M/d 3 . Agar bu tananing diametri D va zichligi bo'lsa ρ , bu kuch ga proportsionaldir ρ D 3 / d 3 . Va agar tananing burchak o'lchami bo'lsa, α , kichik, to'lqin kuchi proportsionaldir ra 3. Shunday qilib, Quyoshning to'lqin hosil qilish kuchi oyning yarmidan bir oz kamroq.

Murakkabliklar, eng yuqori to'lqin Quyosh haqiqatda sizigiyadan 18,5 ° bo'lganida kuzatilganligi, shuningdek, Oy orbitasi ekliptika tekisligida yotmasligi va ekssentriklikka ega bo'lganligi sababli paydo bo'ldi. Bularning barchasini hisobga olgan holda, Nyuton o'z kuzatishlariga asoslanib, "Avon daryosining og'ziga qadar, Bristoldan uch milya pastda, yorug'lik nurlarining bahor va kuzgi syzigiyalarida suvning ko'tarilish balandligi (bo'yicha). Samuel Sturmining kuzatishlari) taxminan 45 futni tashkil etadi, ammo kvadraturalarda atigi 25 ”, degan xulosaga keldi, “Oy moddasining zichligi Yer moddasining zichligiga 4891 dan 4000 gacha yoki 11 ga bog'liq. 9. Demak, Oyning moddasi Yerning o‘ziga qaraganda zichroq va tuproqliroqdir”, “Oy moddasining massasi Yer moddasining massasida 39,788 ga 1 ga teng bo‘ladi” (Boshlanishlar, Kitob. 3, 37-taklif, 18-masala).

Yer massasi va Oy massasi o'rtasidagi nisbatning joriy qiymati M E / M M = 81,300588 sifatida berilganligi sababli, Nyuton bilan nimadir noto'g'ri ketganligi aniq. Bundan tashqari, 3,0 qiymati syzygy balandlik nisbati uchun 9/5 dan ko'ra realroqmi? va to'rtburchaklar to'lqini. Nyutonning Quyosh massasi uchun noto'g'ri qiymati ham katta muammo edi. E'tibor bering, Nyuton juda kam statistik aniqlikka ega edi va uning M E / MM M da beshta muhim raqamni ko'rsatishi mutlaqo noto'g'ri.

Per-Simon Laplas(1749 - 1827) ko'p vaqtni to'lqinlar balandligini tahlil qilishga bag'ishladi (ayniqsa Brestda), oyning to'rtta asosiy fazasidagi to'lqinlarga e'tibor qaratdi. Laplas 2, 18-asrdagi qisqa kuzatuvlar seriyasidan foydalanib, M E / MM M qiymatini 59 ga oldi. 1797 yilga kelib, u bu qiymatni 58,7 ga tuzatdi. 1825 yilda to'lqinlar ma'lumotlarining kengaytirilgan to'plamidan foydalangan holda, Laplas 3 M E / M M = 75 ni oldi.

Laplas suv toshqini oqimi oy massasini aniqlashning ko'plab usullaridan biri ekanligini tushundi. Yerning aylanishi to'lqin modellarini murakkablashtirishi va hisob-kitobning yakuniy mahsuloti Oy/Quyosh massasi nisbati bo'lganligi uni bezovta qilgani aniq. Shuning uchun u o'zining to'lqin kuchini boshqa usullar bilan olingan o'lchovlar natijalari bilan taqqosladi. Laplas 4 bundan keyin M E /MM M koeffitsientlarini 69,2 (d'Alember koeffitsientlari yordamida), 71,0 (Bredlining nutatsiya va paralaks kuzatuvlarining Maskeline tahlili yordamida) va 74,2 (Burgning oy paralaksi tengsizligi bo'yicha ishidan foydalangan holda) yozadi. Aftidan, Laplas har bir natijani bir xilda ishonchli deb hisobladi va o'rtacha natijaga erishish uchun to'rtta qiymatni o'rtacha hisobladi. “La valeur le plus vraisembable de la masse de la lune, qui me parait resulted des divers phenomenes 1/68,5” (ref 4, 160-bet). 68,5 ga teng bo'lgan M E / M M o'rtacha nisbati Laplas 5da qayta-qayta topilgan.

O'n to'qqizinchi asrning boshlariga kelib, Nyutonning 39,788 qiymatiga nisbatan shubhalar, ayniqsa, frantsuz hamkasblarining ishlaridan xabardor bo'lgan ba'zi ingliz astronomlari ongida paydo bo'lishi juda tushunarli.

Finlayson 6 tidal texnikaga qaytdi va syzygy o'lchovidan foydalanganda? 1861, 1864, 1865 va 1866 yillardagi Doverdagi to'rtburchak to'lqinlarni oldi. quyidagi qiymatlar M E / M M: mos ravishda 89.870, 88.243, 87.943 va 86.000. Ferrell 7 Brestdagi o'n to'qqiz yillik suv oqimi ma'lumotlaridan (1812 - 1830) asosiy harmonikalarni ajratib oldi va M E / M M = 78 ancha kichik nisbatni oldi. Harkness 8 M E / M M = 78,65 suv oqimi qiymatini beradi.

Deb nomlangan mayatnik usuli tortishish ta'sirida tezlanishni o'lchashga asoslangan. Nyutonning ikkinchi qonunini hisobga olgan holda Keplerning uchinchi qonuniga qaytsak, biz olamiz

qayerda aM Yer va Oy o'rtasidagi vaqt bo'yicha o'rtacha masofa, P M- oy yulduzli aylanish davri (ya'ni yulduz oyining uzunligi), gE Yer yuzasida tortishish ta'sirida tezlanish va R E yerning radiusidir. Shunday qilib

Barlow va Brayan 9 ga ko'ra, bu formula Airy 10 tomonidan M E / M M ni o'lchash uchun ishlatilgan, ammo bu miqdorning kichikligi va to'planganligi sababli noto'g'ri edi - miqdorlarning qiymatlarida to'plangan noaniqlik aM , gE, R E, va P M.

Teleskoplarning takomillashib borishi va astronomik kuzatishlarning aniqligi ortib borishi natijasida Oy tenglamasini aniqroq yechish imkoni paydo bo‘ldi. Yer/Oy tizimining umumiy massa markazi Quyosh atrofida elliptik orbita bo'ylab harakatlanadi. Yer ham, Oy ham har oy ushbu massa markazi atrofida aylanadi.

Shunday qilib, Yerdagi kuzatuvchilar, har oyda, ob'ekt koordinatalari bilan solishtirganda, Yerning massiv sun'iy yo'ldoshiga ega bo'lmaganida, ob'ektning osmon holatining bir oz sharqqa, keyin esa bir oz g'arbga siljishini ko'radi. Hatto zamonaviy asboblarda ham bu harakat yulduzlar misolida aniqlanmaydi. Biroq, uni Quyosh, Mars, Venera va yaqin atrofdan o'tadigan asteroidlar uchun osongina o'lchash mumkin (masalan, Eros eng yaqin nuqtasida Oydan atigi 60 marta uzoqroqda joylashgan). Quyosh pozitsiyasining oylik siljishi amplitudasi taxminan 6,3 yoy soniyani tashkil qiladi. Shunday qilib

qayerda a C- Yer va Yer-Oy tizimining massa markazi orasidagi o'rtacha masofa (bu taxminan 4634 km) va a S Yer va Quyosh o'rtasidagi o'rtacha masofa. Agar o'rtacha Yer-Oy masofasi a M bu ham ma'lum

Afsuski, bu "oy tenglamasining" doimiysi, ya'ni. 6,3", bu juda kichik burchak bo'lib, uni aniq o'lchash juda qiyin. Bundan tashqari, M E / M M Yer-Quyosh masofasini aniq bilishga bog'liq.

Oy tenglamasining qiymati Yerga yaqin joyda o'tadigan asteroid uchun bir necha barobar katta bo'lishi mumkin. Gill 11 1888 va 1889 yillardagi asteroid 12 Viktoriya va 8,802 "± 0,005" quyosh paralaksining pozitsion kuzatuvlaridan foydalangan va M E / M M = 81,702 ± 0,094 degan xulosaga kelgan. Hinks 12 433 Eros asteroidini uzoq kuzatishlar ketma-ketligidan foydalangan va M E /M M = 81,53±0,047 degan xulosaga kelgan. Keyin u yangilangan quyosh paralaksi va Devid Gill tomonidan asteroid 12 Viktoriya uchun tuzatilgan qiymatlardan foydalangan va M E / M M = 81,76 ± 0,12 tuzatilgan qiymatini oldi.

Ushbu yondashuvdan foydalanib, Nyukom 13 Quyosh va sayyoralarni kuzatishdan M E /M M =81,48±0,20 ni oldi.

Spenser Jon s 14 1931 yilda Yerdan 26 x 10 6 km uzoqlikda o'tgan 433 Eros asteroidining kuzatuvlarini tahlil qildi. Asosiy vazifa quyosh paralaksini o'lchash edi va bu maqsadda 1928 yilda Xalqaro Astronomiya Ittifoqi komissiyasi tuzildi. Spenser Jons Oy tenglamasi doimiysi 6,4390 ± 0,0015 yoy soniya ekanligini aniqladi. Bu quyosh paralaksi uchun yangi qiymat bilan birgalikda M E /M M =81,271±0,021 nisbatiga olib keldi.

Pretsessiya va nutatsiya ham ishlatilishi mumkin. Yerning aylanish oʻqining qutbi ekliptika qutbi atrofida har 26000 yilda bir marta bosib oʻtadi, bu ham oʻzini qoʻyning birinchi nuqtasining ekliptika boʻylab yiliga 50,2619 dyuym atrofida harakatlanishida ham namoyon qiladi. Pretsessiyani Gipparx kashf etgan. 2000 yildan ko'proq vaqt oldin nutation deb nomlanuvchi kichik davriy harakat topilgan Jeyms Bredli(1693 ~ 1762) 1748 yilda. Nutatsiya, asosan, Oy orbitasining tekisligi ekliptika tekisligiga to'g'ri kelmasligi sababli yuzaga keladi. Maksimal nutatsiya taxminan 9,23" va to'liq tsikl taxminan 18,6 yil davom etadi. Quyosh tomonidan ishlab chiqarilgan qo'shimcha nutatsiya ham mavjud. Bu ta'sirlarning barchasi Yerning ekvatorial bo'rtiqlariga ta'sir qiluvchi kuchlarning momentlari bilan bog'liq.

Uzunlikdagi barqaror holatdagi Oy Quyosh presessiyasining kattaligi va uzunlikdagi turli davriy nutatsiyalarning amplitudalari, boshqa narsalar qatori, Oyning massasiga ham tegishli. Stoun 15 ta'kidlaganidek, oyning pretsessiyasi L va nutatsion konstanta N quyidagicha berilgan:

bu yerda e=(M M /M S) (a S /a M) 3, a S va M Yer-Quyosh va Yer-Oyning oʻrtacha masofalari;

e E va e M - mos ravishda Yer va Oy orbitalarining ekssentrikliklari. Delon doimiysi g ko'rinishida ifodalanadi. Birinchi yaqinlashishda g - Oy orbitasining ekliptikaga moyillik burchagining yarmining sinusidir. n qiymati - Oy orbitasining tugunining siljishi,

Julian yilida, tengkunlik chizig'iga nisbatan; ch - Quyoshning o'rtacha qo'zg'atuvchi kuchiga, Yerning inersiya momentiga va Yerning orbitasidagi burchak tezligiga bog'liq bo'lgan doimiydir. Shuni esda tutingki, L H bilan bo'linadigan bo'lsa, ch bekor qilinadi. Tosh L = 50,378" va N = 9,223" o'rnini bosuvchi M E / M M = 81,36 ni oldi. Newcomb o'zining L va N o'lchovlaridan foydalangan va M E / M M = 81,62 ± 0,20 ni topdi. Proktor 16 M E / M M = 80,75 ekanligini aniqladi.

Agar Oy va Yer Quyosh tizimidagi yagona jismlar bo'lganida, Oyning Yer atrofidagi harakati aynan ellips bo'lar edi. Ularning yo'qligi oy parallaks tengsizligiga olib keladi. Quyosh sistemasidagi boshqa jismlarning, xususan, Quyoshning tortishishi tufayli Oyning orbitasi juda murakkab. Qo'llanilishi kerak bo'lgan uchta eng katta tengsizliklar evektsiya, o'zgaruvchanlik va yillik tenglamaga bog'liq. Ushbu maqola kontekstida o'zgaruvchanlik eng muhim tengsizlikdir. (Tarixiy jihatdan Sedillot oyning oʻzgaruvchanligini 9-asrda Abul-Vafo kashf etganini aytadi; boshqalar bu kashfiyotni Tyxo Braga bilan bogʻlashadi.)

Oyning o'zgarishi sinodik oy davomida Yer-Oy tizimidagi quyosh tortishish farqidan kelib chiqadigan o'zgarish tufayli yuzaga keladi. Birinchi va oxirgi chorakda sodir bo'lgan vaziyatda, Yerdan Quyoshgacha va Oydan Quyoshgacha bo'lgan masofalar teng bo'lganda, bu ta'sir nolga teng. Birinchi chorak (to'lin oy orqali) va oxirgi chorak oralig'ida, Yer Oyga qaraganda Quyoshga yaqinroq bo'lganda va Yer asosan Oydan uzoqlashadi. Oxirgi chorak (yangi oy orqali) va birinchi chorak oralig'ida Oy Yerga qaraganda Quyoshga yaqinroq bo'ladi va shuning uchun Oy asosan Yerdan uzoqlashadi. Olingan qoldiq kuch ikkita komponentga ajralishi mumkin, biri Oy orbitasiga tegib, ikkinchisi orbitaga perpendikulyar (ya'ni, Oy-Yer yo'nalishida).

Oyning pozitsiyasi Quyoshdan cheksiz uzoqda bo'lganida ega bo'ladigan joydan (Brouver va Klements 17 bo'yicha) ±124,97 yoy ​​soniyasiga o'zgaradi. Aynan shu 124,9 dyuym parallaks tengsizligi deb nomlanadi.

Ushbu 124,97 yoy ​​soniyalari to'rt daqiqa vaqtga to'g'ri kelganligi sababli, bu qiymatni etarli darajada aniqlik bilan o'lchash mumkinligini kutish kerak. Parallaks tengsizligining eng aniq natijasi shundaki, yangi oy va birinchi chorak o'rtasidagi oraliq taxminan sakkiz daqiqa, ya'ni. bir xil fazadan to to'lin oygacha bo'lgan vaqtdan ko'ra uzoqroq. Afsuski, bu miqdorni o'lchash mumkin bo'lgan aniqlik, oy yuzasi notekis bo'lganligi va oyning holatini o'lchash uchun turli xil oy qirralarini qo'llash kerakligi sababli biroz kamayadi. turli qismlar orbitalar. (Bundan tashqari, Oy chekkasi va osmon yorqinligi o'rtasidagi kontrastning o'zgarishi tufayli Oyning ko'rinadigan yarim diametrida bir oz davriy o'zgarishlar ham mavjud. Bu ±0,2" va 2 orasida o'zgarib turadigan xatolikni keltirib chiqaradi. ", Kempbell va Neison 18-ga qarang).

Roy 19 ta'kidlashicha, oy parallaks nomutanosibligi P sifatida aniqlanadi

Kempbell va Neyson 18 ga ko'ra, parallaks tengsizligi 1812 yilda 123,5", 1854 yilda 122,37", 1854 yilda 126,46", 1859 yilda 124,70", 1867 yilda 125,36" va 1867 yilda 125,36" deb belgilangan. Shuning uchun, Yer / Oy massasining nisbati, agar boshqa miqdorlar va ayniqsa quyosh paralaksi bo'lsa (ya'ni. a S) ma'lum. Bu astronomlar o'rtasida ikkilanishga olib keldi. Ba'zilar Yer va Quyoshning o'rtacha masofasini hisoblash uchun parallaks tengsizligidan Yer / Oy massasi nisbatidan foydalanishni taklif qilishadi. Boshqalar birinchisini ikkinchisi orqali baholashni taklif qilishadi (qarang: Moulton 20).

Nihoyat, sayyora orbitalarining buzilishini ko'rib chiqing. Yer-Oy tizimining tortishish ta'siri ostida bo'lgan eng yaqin qo'shnilarimiz - Mars va Veneraning orbitalari. Ushbu harakat tufayli ekssentriklik, tugun uzunligi, moyillik va perigeliya argumenti kabi orbital parametrlar vaqt funktsiyasi sifatida o'zgaradi. To'g'ri o'lchash bu o'zgarishlar Yer/Oy tizimining umumiy massasini va ayirish yo'li bilan Oyning massasini baholash uchun ishlatilishi mumkin.

Bu taklif birinchi bo'lib Le Verrier tomonidan qilingan (Qarang: Young 21). U tugunlar va perihelionlarning harakati sekin bo'lsa ham, uzluksiz bo'lib, vaqt o'tishi bilan ortib borayotgan aniqlik bilan ma'lum bo'lishini ta'kidladi. Le Verrier bu g'oyadan shu qadar qizg'in ediki, u Veneraning o'sha paytdagi o'tishini kuzatishni to'xtatdi va quyosh paralaksi va Quyosh / Yer massalari nisbati oxir-oqibat tebranish usuli bilan aniqroq topilishiga ishonch hosil qildi.

Eng birinchi nuqta Nyutonning Principia-dan keladi.

Ma'lum bo'lgan oy massasining aniqligi.

O'lchov usullarini ikki toifaga bo'lish mumkin. Tidal texnologiyasi maxsus jihozlarni talab qiladi. Sohil bo'yidagi loyda tugatilgan vertikal qutb yo'qoladi. Afsuski, Evropa qirg'oqlari va ko'rfazlari atrofidagi to'lqinlar muhitining murakkabligi, natijada olingan oy massasi qiymatlari aniq emasligini anglatardi. Jismlar o'zaro ta'sir qiladigan to'lqin kuchi ularning massasi masofa kubiga bo'lingan holda proportsionaldir. Bilingki, hisob-kitobning yakuniy mahsuloti aslida Oy va Quyosh massalari o'rtasidagi nisbatdir. Va Oy va Quyoshgacha bo'lgan masofalar o'rtasidagi bog'liqlik aniq ma'lum bo'lishi kerak. M E / M M ning odatiy to'lqin qiymatlari 40 (1687 yilda), 59 (1790 yilda), 75 (1825 yilda), 88 (1865 yilda) va 78 (1874 yilda) bo'lib, talqin qilishda qiyinchiliklarni ta'kidlaydi.

Boshqa barcha usullar astronomik pozitsiyalarni aniq teleskopik kuzatishlarga tayangan. Yulduzlarni uzoq vaqt davomida batafsil kuzatishlar Yerning aylanish o'qining pretsessiyasi va nutatsiyasi uchun konstantalarni chiqarishga olib keldi. Ularni oy va quyosh massalari nisbati nuqtai nazaridan talqin qilish mumkin. Quyosh, sayyoralar va ba'zi asteroidlarning bir necha oy davomida aniq pozitsion kuzatuvlari Yerning Yer-Oy tizimining massa markazidan uzoqligini taxmin qilishga olib keldi. Oyning vaqt funktsiyasi sifatida Oyning holatini diqqat bilan kuzatish paralaktik tengsizlikning amplitudasiga olib keldi. Oxirgi ikkita usul birgalikda, Yer radiusi, yulduz oyining uzunligi va Yer yuzasida tortishishning tezlashishini o'lchashga tayanib, to'g'ridan-to'g'ri Oyning massasini emas, balki ning kattaligini taxmin qilishga olib keldi. Shubhasiz, agar faqat ± 1% ichida ma'lum bo'lsa, Oyning massasi noaniqdir. M M / M E nisbatini, aytaylik, 1, 0,1, 0,01% aniqlik bilan olish uchun qiymatni mos ravishda ± 0,012, 0,0012 va 0,00012% aniqlik bilan o'lchash kerak.

orqaga qarab tarixiy davr 1680-2000 yillarda oy massasi 1687-1755 yillarda ± 50%, 1755-1830 yillarda ± 10%, 1830-1900 yillarda ± 3%, 1960-1960-yillarda ± 0,15%, ± 1900-1960 yillarda ma'lum bo'lganini ko'rish mumkin. % 1968 yildan hozirgi kungacha. 1900 va 1968 yillar oralig'ida bu ikki ma'no jiddiy adabiyotda keng tarqalgan edi. Oy nazariyasi M E / MM M = 81,53 ekanligini ko'rsatdi va oy tenglamasi va oy parallaks tengsizligi M E / MM M = 81,45 ning biroz kichikroq qiymatini berdi (Garnett va Vulli 22 ga qarang). Boshqa qiymatlar o'zlarining tenglamalarida turli xil quyosh paralaks qiymatlaridan foydalangan tadqiqotchilar tomonidan keltirilgan. Bu kichik chalkashlik yorug'lik orbitasi va buyruq moduli Apollon davrida oy atrofida yaxshi ma'lum va yaxshi o'lchangan orbitalar bo'ylab parvoz qilganda olib tashlandi. M E /M M = 81.300588 ning joriy qiymati (Qarang: Seidelman 23), eng aniq ma'lum bo'lgan astronomik miqdorlardan biridir. Haqiqiy oy massasi haqidagi aniq bilimimiz Nyutonning tortishish doimiysi G'dagi noaniqliklar bilan qoplangan.

Astronomiya nazariyasida Oy massasining ahamiyati

Isaak Nyuton Oy haqidagi yangi bilimlari bilan juda kam ish qilgan. Garchi u Oy massasini o'lchagan birinchi olim bo'lsa ham, uning M E / M M = 39,788 ko'rsatkichi zamonaviy sharhlarga loyiq ko'rinmaydi. Javobning juda kichikligi, deyarli ikki marta, oltmish yildan ortiq vaqt davomida amalga oshirilmadi. Nyutonning r M /r E =11/9 dan chiqargan xulosasi jismoniy jihatdan ahamiyatlidir, ya'ni "Oyning tanasi bizning Yernikiga qaraganda zichroq va erdagiroqdir" (Boshlanishlar, 3-kitob, 17-taklif, Xulosa). 3).

Yaxshiyamki, bu hayratlanarli, garchi noto'g'ri bo'lsa ham, xulosa vijdonli kosmogonistlarni uning ma'nosini tushuntirishga urinishda boshi berk ko'chaga olib kelmaydi. Taxminan 1830 yilda r M /r E 0,6 va M E / M M 80 va 90 oralig'ida ekanligi ma'lum bo'ldi. Grant 24 ta'kidlaganidek, "bu fanning mavjud asoslariga ko'proq aniqlik yoqmadi", deb ta'kidladi, Bu erda aniqlik ahamiyatsiz, chunki na astronomik nazariya, na oyning kelib chiqishi nazariyasi bu ma'lumotlarga ko'p tayanmagan. Agnes Clerk 25 ko'proq ehtiyotkor bo'lib, "Oy-yer tizimi ... Quyosh ta'sirida bo'lgan jismlar orasida alohida istisno ekanligini" ta'kidladi.

Oy (massasi 7,35-1025 g) Quyosh tizimidagi oʻnta sunʼiy yoʻldoshning beshinchisidir (birinchi raqamdan boshlab bular Ganymede, Titan, Callisto, Io, Luna, Europa, Saturn halqalari, Triton, Titania va Rea). 16—17-asrlarda dolzarb boʻlgan Kopernik paradoksi (Oyning Yer atrofida aylanishi, Merkuriy, Venera, Yer, Mars, Yupiter va Saturnning Quyosh atrofida aylanishi) uzoq vaqtdan beri unutilgan. Katta kosmogonik va selenologik qiziqish "asosiy / eng massiv-ikkinchi darajali" massalar nisbati edi. Bu erda Pluton / Xaron, Yer / Oy, Saturn / Titan, Neptun / Triton, Yupiter / Kallisto va Uran / Titaniya ro'yxati, mos ravishda 8,3, 81,3, 4240, 4760, 12800 va 24600 koeffitsientlari. Bu tana suyuqligining kondensatsiyasi orqali bifurkatsiya orqali ularning qo'shma kelib chiqishining birinchi belgisidir (masalan, Darvin 26, Jeans 27 va Binder 28). Darhaqiqat, g'ayrioddiy Yer / Oy massasining nisbati Vud 29ni "Yerning Oyini yaratgan hodisa yoki jarayon g'ayrioddiy ekanligini aniq ko'rsatib turibdi va maxsus vaziyatlarning ishtirokiga nisbatan odatiy nafratning biroz zaiflashishini ko'rsatadi" degan xulosaga keldi. qabul qilinadi." bu masalada."

Oyning kelib chiqishini o'rganuvchi selenologiya 1610 yilda Galiley tomonidan Yupiterning yo'ldoshlarini kashf etishi bilan "ilmiy" bo'ldi. Oy o'zining noyob maqomini yo'qotdi. Keyin Edmond Halley 30 Oyning aylanish davri vaqt o'tishi bilan o'zgarishini aniqladi. Biroq, G.X.ning ishiga qadar bunday emas edi. Darvin 1870-yillarning oxirida, asl Yer va Oy bir-biriga yaqinroq ekanligi ma'lum bo'lganida. Darvin erigan Yerning erta rezonans bilan bog'liq bifurkatsiyasi, tez aylanishi va kondensatsiyasi Oyning paydo bo'lishiga olib keldi, deb taklif qildi (Qarang: Darvin 26). Osmond Fisher 31 va W.H. Pickering 32 hattoki Tinch okeani havzasi Oy Yerdan ajralib chiqqanida qolgan chandiq ekanligini taxmin qilishgacha borgan.

Ikkinchi muhim selenologik fakt Yer / Oy massasining nisbati edi. Darvin tezislari uchun ma'nolarning buzilishi mavjudligini A.M. Lyapunov va F.R. Moulton (qarang, masalan, Moulton 33). . Yer-Oy tizimining past birlashtirilgan burchak impulsi bilan birgalikda bu Darvinning to'lqinlar nazariyasining asta-sekin o'limiga olib keldi. Keyin Oy oddiygina Quyosh tizimining boshqa joylarida shakllangan va keyin qandaydir murakkab uch jismli jarayonda qo'lga olingan, deb taklif qilindi (masalan, C 34 ga qarang).

Uchinchi asosiy fakt Oy zichligi edi. r M /r E ning 1,223 ning Nyuton qiymati 1800 yilga kelib 0,61 ga, 1850 yilga kelib 0,57 ga va 1880 yilga kelib 0,56 ga aylandi (35-cho'tkaga qarang). O'n to'qqizinchi asrning boshlarida Oyning zichligi 3,4 g sm -3 ga yaqin ekanligi ma'lum bo'ldi. 20-asrning oxirida bu qiymat deyarli o'zgarmadi va 3,3437±0,0016 g sm -3 ni tashkil etdi (Qarang: Hubbard 36). Ko'rinib turibdiki, Oy tarkibi Yer tarkibidan farq qiladi. Bu zichlik Yer mantiyasidagi sayoz chuqurlikdagi jinslarning zichligiga o'xshaydi va darvin bifurkatsiyasi differensiallanish va asosiy morfogenezdan keyin sodir bo'lgan bir vaqtda bir jinsli emas, balki geterogen Yerda sodir bo'lganligini ko'rsatadi. So'nggi paytlarda bu o'xshashlik oyning shakllanishi haqidagi qo'chqor gipotezasining mashhurligiga hissa qo'shadigan asosiy faktlardan biri bo'ldi.

O'rtacha ekanligi qayd etildi oyning zichligi xuddi shunday edi meteoritlar kabi(va ehtimol asteroidlar). Gullemine 37 ishora qildi oyning zichligi ichida 3.55 suvdan marta ko'p. Uning ta'kidlashicha, "er yuzasiga tushganidan keyin to'plangan ba'zi meteoritlar uchun 3,57 va 3,54 zichlik qiymatlarini bilish juda qiziq edi". Nasmit va Carpenter 38 ta'kidladilar " solishtirma og'irlik Oy moddasining (3.4) biz e'tibor berishimiz mumkin, u kremniy oynasi yoki olmosnikiga o'xshaydi: va g'alati, u biz vaqti-vaqti bilan er yuzida yotgan meteoritlarga deyarli to'g'ri keladi; shuning uchun nazariya tasdiqlanadiki, bu jismlar dastlab Oy materiyasining bo'laklari bo'lgan va, ehtimol, bir vaqtlar Oy vulqonlaridan shunday kuch bilan chiqarib yuborilganki, ular yerning tortishish sferasiga tushib, oxir-oqibat er yuzasiga tushib ketgan.

Urey 39, 40, bu faktdan Oyning kelib chiqishi haqidagi nazariyasini qo'llab-quvvatlash uchun foydalangan, garchi u Oy zichligi va ba'zi xondrite meteoritlari va boshqa quruqlikdagi sayyoralar o'rtasidagi farq haqida qayg'urgan. 41 doston bu farqlarni ahamiyatsiz deb hisoblagan.

topilmalar

Oyning massasi juda xarakterli emas. Sun'iy yo'ldoshimizni Mars atrofidagi Phobos va Deimos, Yupiter atrofidagi Himoliya va Ananke klasterlari va Saturn atrofidagi Yapetus va Fibe klasterlari kabi sayyoralar tomonidan tutilgan asteroid klasterlari orasida qulay joylashtirish uchun juda katta. Ushbu massa Yerning 1,23% ni tashkil etishi, afsuski, taklif qilingan ta'sirning paydo bo'lish mexanizmini qo'llab-quvvatlovchi ko'pchilik orasida kichik bir maslahatdir. Afsuski, bugungi kunda mashhur bo‘lgan “o‘lchami Marsdek bo‘lgan jism yangi differensiallashgan Yerga uriladi va ko‘plab materiallarni yo‘q qiladi” kabi kichik muammolarga ega.Bu jarayon mumkin deb e’tirof etilgan bo‘lsa-da, buning ehtimoli borligiga kafolat bermaydi. “nega o‘sha paytda faqat bitta oy shakllangan?”, “nega boshqa paytlarda boshqa oylar paydo bo‘lmaydi?”, “nega bu mexanizm Yer sayyorasida ishlagan va qo‘shnilarimiz Venera, Mars va Merkuriyga tegmagan? ” esga kel.

Oyning massasi juda kichik, uni Plutonning Xaroni bilan bir xil toifaga kiritish uchun. 8.3/1 Pluton va Charon massalari orasidagi nisbat, bu jismlarning juftligi kondensatsiya bifurkatsiyasi, deyarli aylanish natijasida hosil bo'lganligini ko'rsatadigan koeffitsient. suyuq tana, va Yer va Oyning massa nisbatining 81,3/1 qiymatidan juda uzoqdir.

Biz Oy massasini 109 ning bir qismigacha bilamiz. Ammo biz bu aniqlikka umumiy javob "ho'sh, nima" ekanligini his qilolmaymiz. Qo'llanma yoki samoviy sherigimizning kelib chiqishi haqida maslahat sifatida, bu bilim etarli emas. Darhaqiqat, 42-mavzuga oid so'nggi 555 sahifali jildlarning birida indeks hatto "oy massasi" ni yozuv sifatida o'z ichiga olmaydi!

Ma'lumotnomalar

(1) I. Nyuton, Principia, 1687. Bu yerda biz ser Isaak Nyutondan foydalanamiz Tabiiy falsafaning matematik asoslari, 1729 yilda Endryu Motte tomonidan ingliz tiliga tarjima qilingan; tarjima qayta ko'rib chiqilgan va Florian Cajori tomonidan tarixiy va tushuntirish ilovasi bilan ta'minlangan, 2-jild: Dunyo tizimi(Kaliforniya Press universiteti, Berkli va Los-Anjeles), 1962 yil.

(2) P.-S. Laplas, Mem. Fanlar Akademiyasi, 45, 1790.

(3) P.-S. Laplas, 5-jild, 13-Livr (Bachelier, Parij), 1825 yil.

(4) P.-S. Laplas, Traite de Mechanique Celeste, Tome 3 (rimprimerie de Crapelet, Parij), 1802, p, 156.

(5) P.-S. Laplas, Traite de Mechanique Celeste, 4-jild (Courcicr, Parij), 1805, p. 346.

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

(7) W.E, Fcrrel, To'lqinlar bo'yicha tadqiqotlar. 1873 yil (Vashington, D. C) 1874 yil uchun qirg'oq tadqiqoti hisobotiga ilova.

(8) U.Xarkness, Vashington observatoriyasi kuzatuvlari, 1885? 5-ilova, 1891 yil

(9) C. W. C. Barlou ScG. H, Brayan, Boshlang'ich matematik astronomiya(University Tutorial Press, London) 1914, p. 357.

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

(11) D. Gill, Cape rasadxonasining yilnomalari, 6, 12, 1897.

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

(13) S. Ncwcomb, tSy uchun American Ephemeris uchun qo'shimcha?(Vashington, D.C.), 1895, p. 189.

(14) H. Spenser Jons, MNRAS, 10], 356, 1941.

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

(16) R. A. Proktor, Qadimgi va Nets astronomiyasi(Longmans, Green, and Co., London), )