Как найти эксцентриситет орбиты луны

Как найти эксцентриситет орбиты луны

Луна — естественный спутник нашей планеты, вращающийся вокруг Земли. Ее орбита имеет некоторые особенности, включая эксцентриситет, который является важным параметром для изучения орбиты и ее эффектов на Землю. В этой статье мы рассмотрим, что такое эксцентриситет орбиты луны и как его можно найти.

Что такое эксцентриситет орбиты

Эксцентриситет орбиты — это мера того, насколько орбита отклоняется от круговой формы. Круговая орбита имеет эксцентриситет 0, а эллиптическая орбита может иметь эксцентриситет от 0 до 1. Например, орбита Земли имеет эксцентриситет около 0,0167, что означает, что она почти круговая.

Как найти эксцентриситет орбиты луны

Как мы уже знаем, орбита луны является эллиптической. Таким образом, для определения ее эксцентриситета нужно знать две величины: наибольшее и наименьшее расстояние между луной и Землей.

1. Наибольшее расстояние между луной и Землей

Наибольшее расстояние между луной и Землей называется апоцентром. Оно может быть найдено с помощью формулы:

d_A = a * (1 + e)

где d_A — наибольшее расстояние между луной и Землей, a — большая полуось орбиты луны, e — эксцентриситет орбиты.

Значение большой полуоси орбиты луны составляет около 384 400 км. Таким образом, чтобы найти апоцентр, необходимо знать значение эксцентриситета.

2. Наименьшее расстояние между луной и Землей

Наименьшее расстояние между луной и Землей называется перицентром. Оно может быть найдено с помощью формулы:

d_P = a * (1 — e)

где d_P — наименьшее расстояние между луной и Землей, a — большая полуось орбиты луны, e — эксцентриситет орбиты.

3. Эксцентриситет орбиты

Как только вы нашли значения апоцентра и перицентра, вы можете найти эксцентриситет орбиты луны с помощью формулы:

e = (d_A — d_P) / (d_A + d_P)

где e — эксцентриситет орбиты луны, d_A — наибольшее расстояние между луной и Землей, d_P — наименьшее расстояние между луной и Землей.

В этой формуле значения расстояний должны быть выражены в одинаковых единицах измерения. Например, если значение расстояний у вас в километрах, то и результат эксцентриситета будет выражен в десятичных долях.

Общий итог

Эксцентриситет орбиты луны — это важный параметр, который может быть найден, зная апоцентр и перицентр орбиты. На основе эксцентриситета можно изучать эффекты орбиты на приливы и другие астрономические явления.

• 1. Чтобы найти апоцентр, используйте формулу d_A = a * (1 + e).
• 2. Чтобы найти перицентр, используйте формулу d_P = a * (1 — e).
• 3. Чтобы найти эксцентриситет, используйте формулу e = (d_A — d_P) / (d_A + d_P).

Зная эксцентриситет орбиты луны, вы можете изучать ее эффекты на приливы и другие астрономические явления. Это также может помочь понять, как орбита луны влияет на жизнь на Земле и в космосе.

Как найти эксцентриситет орбиты луны

Луна всегда была объектом удивления и изучения. Ее орбита вокруг Земли происходит не очень просто. Чтобы понять, как она двигается, нам нужно знать много различных параметров, включая эксцентриситет орбиты, который показывает, насколько круглая или вытянутая она является. В этой статье мы рассмотрим способы определения эксцентриситета орбиты луны.

Что такое эксцентриситет орбиты

Эксцентриситет орбиты — это число, которое показывает, насколько круглая или вытянутая орбита является. Он получен путем измерения различных параметров орбиты, включая ее размер и форму. Если орбита находится ближе к кругу, то эксцентриситет будет равен нулю, если же она является более вытянутой, то эксцентриситет больше нуля.

Способы определения эксцентриситета орбиты луны

• Наблюдения на небе: один из самых простых способов определения эксцентриситета орбиты находящейся на небесах луны — это наблюдение за ее движением. Это может быть выполнено с помощью бинокля или телескопа. Путем наблюдения за фазами луны можно определить ее положение и движение в отношении Земли.
• Радиолокационные измерения: еще один способ определения эксцентриситета орбиты — это использование радиолокационных измерений. Этот способ используется профессиональными астрономами и предполагает использование радаров для измерения скорости луны, расстояния до нее и других параметров ее орбиты.
• Спутниковые наблюдения: использование спутников — это более современный способ определения эксцентриситета орбиты луны. Спутники используются для измерения скорости и расстояния до луны, что позволяет более точно определить ее эксцентриситет.

Итог

Определение эксцентриситета орбиты луны — это важный этап в изучении ее движения и характеристик орбиты в целом. Наблюдения на небе, радиолокационные измерения и спутниковые наблюдения — все они предоставляют способы определения эксцентриситета орбиты. Используя эти методы, мы можем узнать больше о том, как луна движется вокруг Земли и как изменения в ее орбите могут повлиять на нашу планету.

Как найти эксцентриситет орбиты Луны

Орбита Луны вращается вокруг Земли, совершая ежемесячный оборот. Эксцентриситет орбиты Луны отражает степень ее отклонения от круговой формы. Эксцентриситет определяет форму орбиты, включая расстояние Луны от Земли в разное время. Как же вычислить эксцентриситет орбиты Луны?

Понятие эксцентриситета

Эксперты определяют эксцентриситет как отношение расстояния между фокусами орбиты (f) к длине большой оси орбиты (2a). По формуле:

e = f/2a

где e — эксцентриситет орбиты, f — расстояние между фокусами, a — полуось орбиты (зависит от расстояния Луны от Земли в разное время).

Расчет эксцентриситета орбиты Луны

Существует множество методов для расчета эксцентриситета орбиты Луны. Один из них — использование данных о положении Луны в определенные моменты времени.

Первым этапом в расчете эксцентриситета орбиты Луны является измерение расстояния между Землей и Луной в моменты, когда Луна находится в перигее (точке максимального приближения) и апогее (точке максимального удаления). Это расстояние может быть измерено с помощью лазерных измерений или радаров. После получения этих данных можно использовать формулу для вычисления эксцентриситета орбиты Луны.

Второй метод — использование данных о скорости Луны и ее положении в определенный момент времени. Для этой задачи требуется знание скорости обращения Луны вокруг Земли и угла ее положения в определенный момент времени. Из этих данных можно вычислить эксцентриситет орбиты Луны.

Применение эксцентриситета орбиты

Знание эксцентриситета орбиты Луны ценно для изучения влияния Луны на Землю. Например, эксцентриситет орбиты влияет на мощность приливной волны (разницу между высоким и низким приливом). Чем ближе Луна к Земле (больший эксцентриситет), тем выше разница между приливом и отливом. И наоборот.

Эксцентриситет орбиты Луны также влияет на положение Земли в отношении Солнца. В течение года Земля движется вокруг Солнца, и этот путь совершает в форме эллипса. Это означает, что расстояние между Землей и Солнцем колеблется в течение года, причем это колебание усиливается в зависимости от эксцентриситета орбиты Луны. Чем больше эксцентриситет, тем больше разница между ближайшей и дальней точками Земли и Солнца.

Итог

Эксцентриситет орбиты Луны — это важная характеристика орбиты, которую можно вычислить, используя данные о ее положении и скорости в определенные моменты времени. Знание эксцентриситета позволяет более точно изучать влияние Луны на Землю, включая приливную волну и положение Земли относительно Солнца.

У этого термина существуют и другие значения, см. Луна (значения).

Луна
Спутник
Орбитальные характеристики
Эпоха: J2000.0
Периапсида	363 104 км (356 400—370 400 км)
Апоапсида	405 696 км (404 000—406 700 км)
Большая полуось (a)	384 399 км 0,00257 а.е.
Эксцентриситет орбиты (e)	0,0549 (средний)[1]
Сидерический период обращения	27,321661 дня 27 д 7 ч 43 мин 11,5 сек
Синодический период обращения	29,530588 дня 29 д 12 ч 44,0 мин
Орбитальная скорость (v)	1,023 км/с (средняя)[1]
Наклонение (i)	5,145° (4,983—5,317°) отн. эклиптики[2] 6,668° (6,517—6,85°) отн. лунного экватора[2] 18,3—28,6° отн. экватора Земли[2]
Долгота восходящего узла (Ω)	(убывание) 1 оборот за 18,6 года
Аргумент перицентра (ω)	(возрастание) 1 оборот за 8,85 года
Чей спутник	Земли
Физические характеристики
Полярное сжатие	0,00125
Экваториальный радиус	1738,14 км 0,273 земных
Полярный радиус	1735,97 км 0,273 земных
Средний радиус	1737,10 км 0,273 земных
Окружность большого круга	10 917 км
Площадь поверхности (S)	3,793⋅107 км2 0,074 земной
Объём (V)	2,1958⋅1010 км3 0,020 или 1/50 земного
Масса (m)	7,3477⋅1022 кг 0,0123 или 1/81 земной
Средняя плотность (ρ)	3,3464 г/см3
Ускорение свободного падения на экваторе (g)	1,62 м/с2 0,165 g
Первая космическая скорость (v1)	1,68 км/с
Вторая космическая скорость (v2)	2,38 км/с
Период вращения (T)	синхронизирован (всегда повёрнута к Земле одной стороной)
Наклон оси	1,5424° (относительно плоскости эклиптики)
Альбедо	0,12
Видимая звёздная величина	−2,5/−12,9 −12,74 (при полной Луне)
Температура
	мин. сред. макс.
Температура на экваторе[3]	100 К (−173 °C) 220 К (−53 °C) 390 К (117 °C)
Атмосфера
Состав: крайне разрежена, имеются следы водорода, гелия, неона и аргона[4]
Медиафайлы на Викискладе
Информация в Викиданных

Луна́ — единственный естественный спутник Земли. Самый близкий к Солнцу спутник планеты, так как у ближайших к Солнцу планет (Меркурия и Венеры) их нет. Второй по яркости^{[комм. 1]} объект на земном небосводе после Солнца и пятый по величине естественный спутник планеты Солнечной системы. Среднее расстояние между центрами Земли и Луны — 384 467 км (0,00257 а.е., ~30 диаметров Земли).

Видимая звёздная величина полной Луны на земном небе — −12,71^m[5]. Освещённость, создаваемая полной Луной возле поверхности Земли при ясной погоде, составляет 0,25—1 лк.

Луна появилась около 4,5 млрд лет назад, немного позже Земли. Наиболее популярна гипотеза о том, что Луна сформировалась из осколков, оставшихся после «Гигантского столкновения» Земли и Тейи — планеты, схожей по размерам с Марсом.

На сегодняшний день Луна является единственным внеземным астрономическим объектом, на котором побывал человек.

Название[править | править код]

Русское слово «Луна» восходит к праслав. *luna < пра-и.е. *louksnā́ «светлая» (женский род прилагательного *louksnós), к этой же индоевропейской форме восходит и лат. lūna «луна»^[6].

Греки называли спутник Земли Селеной (др.-греч. Σελήνη), древние египтяне — Ях (Иях)^[7], вавилоняне — Син^[8], японцы — Цукиёми^[9].

Луна как небесное тело[править | править код]

Орбита[править | править код]

С древних времён люди пытались описать и объяснить движение Луны. Со временем появлялись всё более точные теории.

Основой современных расчётов является теория Брауна. Созданная на рубеже XIX—XX веков, она описывала движение Луны с точностью измерительных приборов того времени. При этом в расчёте использовалось более 1400 членов (коэффициентов и аргументов при тригонометрических функциях).

Современная наука может рассчитывать движение Луны и проверять эти расчёты с ещё большей точностью. Методами лазерной локации расстояние до Луны измеряется с ошибкой в несколько сантиметров^[10]. Такую точность имеют не только измерения, но и теоретические предсказания положения Луны; для таких расчётов используются выражения с десятками тысяч членов, и не существует предела их количества, если потребуется ещё более высокая точность.

В первом приближении можно считать, что Луна движется по эллиптической орбите с эксцентриситетом 0,0549 и большой полуосью геоцентрической орбиты 384 399 км (в то время как большая полуось в системе относительно центра масс системы «Земля — Луна» составляет 379 730 км). Действительное движение Луны довольно сложное, и при его расчёте необходимо учитывать множество факторов, например, сплюснутость Земли и сильное влияние Солнца, которое притягивает Луну в 2,2 раза сильнее, чем Земля^{[комм. 2]}. Более точно движение Луны вокруг Земли можно представить как сочетание нескольких движений^[11]:

• обращение вокруг Земли по эллиптической орбите с периодом 27,32166 суток — это так называемый сидерический месяц (то есть движение измерено относительно звёзд);
• поворот плоскости лунной орбиты: её узлы (точки пересечения орбиты с эклиптикой) смещаются на запад, делая полный оборот за 18,6 года. Это движение является прецессионным;
• поворот большой оси лунной орбиты (линии апсид) с периодом 8,8 года (происходит в противоположном направлении, чем указанное выше движение узлов, то есть долгота перигея увеличивается);
• периодическое изменение наклона лунной орбиты по отношению к эклиптике от 4°59′ до 5°19′;
• периодическое изменение размеров лунной орбиты: перигея — от 356,41 до 369,96 тыс. км, апогея — от 404,18 до 406,74 тыс. км;
• постепенное удаление Луны от Земли вследствие приливного ускорения (на 38 мм в год)^[12][13], таким образом, её орбита представляет собой медленно раскручивающуюся спираль^[14].

Общее строение[править | править код]

Луна состоит из коры, мантии (астеносферы), свойства которой различны и образуют четыре слоя, кроме того, переходной зоны между мантией и ядром, а также самого ядра, которое имеет внешнюю жидкую и внутреннюю твёрдую^[15] части^[16]. Атмосфера и гидросфера практически отсутствуют. Поверхность Луны покрыта реголитом — смесью тонкой пыли и скалистых обломков, образующихся в результате столкновений метеоритов с лунной поверхностью. Ударно-взрывные процессы, сопровождающие метеоритную бомбардировку, способствуют взрыхлению и перемешиванию грунта, одновременно спекая и уплотняя частицы грунта. Толщина слоя реголита составляет от долей метра до десятков метров^[17].

Геологические слои Луны по данным GRAIL^[16]

Внутреннее твёрдое ядро	0—230 км
Внешнее жидкое ядро	230—325 км
Переходная зона	325—534 км
Мантия	534—1697 км
Кора	1697—1737 км

Видимая сторона находится в среднем на 3,2 км ближе к центру масс по сравнению с обратной стороной, смещение центра масс к центру фигуры составляет приблизительно 1,68—1,93 км. Средняя толщина коры в видимом полушарии меньше на 8—12 км. Экваториальная кора в среднем на 9,5 км толще, чем на полюсах^[18].

Условия на поверхности[править | править код]

Атмосфера Луны крайне разрежена. Когда поверхность не освещена Солнцем, содержание газов над ней не превышает 2⋅10⁵ частиц/см³ (для Земли этот показатель составляет 2,7⋅10¹⁹ частиц/см³), а после восхода Солнца увеличивается на два порядка за счёт дегазации грунта. Разрежённость атмосферы приводит к высокому перепаду температур на поверхности Луны (от −173 °C ночью до +127 °C в подсолнечной точке)^[21], в зависимости от освещённости; при этом температура пород, залегающих на глубине 1 м, постоянна и равна −35 °C. Ввиду практического отсутствия атмосферы небо на Луне всегда чёрное и со звёздами, даже когда Солнце находится над горизонтом. Однако на дневных фотографиях звёзды не видны, так как для их отображения потребовалась бы такая экспозиция, при которой освещённые Солнцем объекты были бы пересвечены.

Около 3,5 млрд лет назад, во время масштабных излияний лавы, лунная атмосфера была плотнее. Расчёты показывают, что высвобождавшиеся из лавы летучие вещества (CO, S, Н₂O) могли образовать атмосферу с давлением в 1 % от земного. Время её рассеяния оценивают в 70 млн лет^[22].

Земной диск висит в небе Луны почти неподвижно. Причины небольших ежемесячных колебаний Земли по высоте над лунным горизонтом и по азимуту (примерно по 7°) такие же, как у либраций. Угловой размер Земли при наблюдении с Луны в 3,7 раза больше^[24], чем лунный при наблюдении с Земли, а закрываемая Землёй площадь небесной сферы в 13,5 раза больше^[25], чем закрываемая Луной. Степень освещённости Земли, видимая с Луны, обратна лунным фазам, видимым на Земле: в полнолуние с Луны видна неосвещённая часть Земли, и наоборот. Освещение отражённым светом Земли теоретически должно быть примерно в 41 раз сильнее^[26], чем освещение лунным светом на Земле, однако на практике лишь в 15 раз больше^[27]; наибольшая видимая звёздная величина Земли на Луне составляет приблизительно −16^m[28].

Лунная поверхность отражает всего 5—18 % солнечного света (как старый асфальт). Цветовые различия на Луне очень малы; её поверхность имеет коричневато-серую или черновато-бурую окраску (данные 1970 года)^[29].

Наилучшие на 2017 год колориметрические изображения поверхности Луны были получены широкоугольной, мультиспектральной камерой WAC космического аппарата LRO с использованием фильтров в трёх цветовых каналах: 689 нм — красный, 415 нм — зелёный, и 321 нм — голубой^[30] (описание карты^[31]). На цветоделительных изображениях буроватый оттенок имеют центральная часть Моря Ясности, восточная часть Моря Дождей, Море Холода и плато Аристарх. Синий оттенок имеют Море Спокойствия, периферийная часть Моря Ясности, северная часть Моря Изобилия, западная часть Моря Дождей, западная и южная части Океана Бурь. Все эти цветовые особенности отдельных районов Луны подтвердились в дальнейшем^[32]. Глаз почти не различает цветовые особенности отдельных деталей поверхности. Применение обычной цветной фотографии также не даёт должного эффекта — лунная поверхность выглядит однотонной^[33].

Уменьшение альбедо поверхности в коротковолновой части спектра приводит к тому, что зрительно Луна кажется слегка желтоватой^[34].

• 

  Луна с борта МКС 8 марта 2015 года

• 

  Луна с борта МКС 24 февраля 2005 года

Гравитационное поле[править | править код]

Сила тяжести[править | править код]

Сила тяжести у поверхности Луны составляет 16,5 % от земной (в 6 раз слабее).

Гравитационный потенциал[править | править код]

Коэффициенты секторальных и тессеральных гармоник^[35]

C3,1 = −0,000030803810	S3,1 = −0,000004259329
C3,2 = −0,000004879807	S3,2 = −0,000001695516
C3,3 = −0,000001770176	S3,3 = −0,000000270970
C4,1 = −0,000007177801	S4,1 = −0,000002947434
C4,2 = −0,000001439518	S4,2 = −0,000002884372
C4,3 = −0,000000085479	S4,3 = −0,000000718967
C4,4 = −0,000000154904	S4,4 = −0,000000053404

Гравитационный потенциал Луны традиционно записывают как сумму трёх слагаемых^[36]:

где δW — приливный потенциал, Q — центробежный потенциал, V — потенциал притяжения. Потенциал притяжения обычно раскладывают по зональным, секторальным и тессеральным гармоникам:

где P_n^m — присоединённый полином Лежандра, G — гравитационная постоянная, M — масса Луны, λ и θ — долгота и широта.

Приливы и отливы на Земле[править | править код]

Гравитационное влияние Луны вызывает на Земле некоторые интересные эффекты. Наиболее известный из них — морские приливы и отливы. На противоположных сторонах Земли образуются (в первом приближении) две выпуклости — со стороны, обращённой к Луне, и с противоположной ей. В мировом океане этот эффект выражен намного сильнее, чем в твёрдой коре (выпуклость воды больше). Амплитуда приливов (разность уровней прилива и отлива) на открытых пространствах океана невелика и составляет 30—40 см. Однако вблизи берегов вследствие набега на твёрдое дно приливная волна увеличивает высоту точно так же, как обычные ветровые волны прибоя. Учитывая направление обращения Луны вокруг Земли, можно составить картину следования приливной волны по океану. Сильным приливам больше подвержены восточные побережья материков. Максимальная амплитуда приливной волны на Земле наблюдается в заливе Фанди в Канаде и составляет 18 метров.

Хотя для земного шара величина силы тяготения Солнца почти в 200 раз больше, чем силы тяготения Луны, прили́вные силы, порождаемые Луной, почти вдвое больше порождаемых Солнцем. Это происходит из-за того, что приливные силы зависят не только от величины гравитационного поля, а ещё и от степени его неоднородности. При увеличении расстояния от источника поля неоднородность уменьшается быстрее, чем величина самого поля. Поскольку Солнце почти в 400 раз дальше от Земли, чем Луна, то приливные силы, вызываемые солнечным притяжением, оказываются слабее^[37].

Магнитное поле[править | править код]

Считается, что источником магнитного поля планет является тектоническая активность. Например, у Земли поле создаётся движением расплавленного металла в ядре, у Марса — последствиями прошлой активности.

«Луна-1» в 1959 году установила отсутствие однородного магнитного поля на Луне^[38]:24. Результаты исследований учёных Массачусетского технологического института подтверждают гипотезу, что у неё было жидкое ядро. Это укладывается в рамки самой популярной гипотезы происхождения Луны — столкновение Земли примерно 4,5 миллиарда лет назад с космическим телом размером с Марс «выбило» из Земли огромный кусок расплавленной материи, который позже превратился в Луну. Экспериментально удалось доказать, что на раннем этапе существования у Луны было аналогичное земному магнитное поле^[39].

Программа GRAIL изучения гравитационного поля и внутреннего строения Луны, а также реконструкции её тепловой истории, установило наличие у Луны внутреннего твёрдого и внешнего металлического частей ядра (состоящих из железных и сидерофильных элементов). Очень слабое магнитное поле Луны формируется за счёт остаточного магнетизма в лунных породах, а также приливных сил, действующих на ядро^[15].

Наблюдение[править | править код]

Так как Луна не светится сама, а лишь отражает солнечный свет, с Земли видна только освещённая Солнцем часть лунной поверхности (в фазах Луны, близких к новолунию, то есть в начале первой четверти и в конце последней четверти, при очень узком серпе можно наблюдать «пепельный свет Луны» — слабое освещение её лучами Солнца, отражёнными от Земли). Луна обращается по орбите вокруг Земли, и тем самым угол между Землёй, Луной и Солнцем изменяется; мы наблюдаем это явление как цикл лунных фаз. Период времени между последовательными новолуниями в среднем составляет 29,5 дней (709 часов) и называется синодический месяц. То, что длительность синодического месяца больше, чем сидерического, объясняется движением Земли вокруг Солнца: когда Луна относительно звёзд совершает полный оборот вокруг Земли, Земля к этому времени проходит уже 1/13 часть своей орбиты, и чтобы Луна снова оказалась между Землёй и Солнцем, ей нужно дополнительно около двух суток.

Хотя Луна и вращается вокруг своей оси, она всегда обращена к Земле одной и той же стороной, то есть обращение Луны вокруг Земли и вращение вокруг собственной оси синхронизировано. Эта синхронизация вызвана трением приливов, которые производила Земля в оболочке Луны^[40]. Согласно законам механики, Луна ориентирована в поле тяготения Земли так, что на Землю направлена большая полуось лунного эллипсоида.

Явление либрации, открытое Галилео Галилеем в 1635 году, позволяет наблюдать около 59 % лунной поверхности. Дело в том, что вокруг Земли Луна обращается с переменной угловой скоростью вследствие эксцентриситета лунной орбиты (вблизи перигея движется быстрее, вблизи апогея медленнее), в то время как вращение спутника вокруг собственной оси равномерно. Это позволяет увидеть с Земли западный и восточный края обратной стороны Луны (оптическая либрация по долготе). Кроме того, в связи с наклоном оси вращения Луны к плоскости её орбиты с Земли можно увидеть северный и южный края обратной стороны Луны (оптическая либрация по широте).

Существует ещё физическая либрация, обусловленная колебанием спутника вокруг положения равновесия в связи со смещённым центром тяжести, а также в связи с действием приливных сил со стороны Земли. Эта физическая либрация имеет величину 0,02° по долготе с периодом 1 год и 0,04° по широте с периодом 6 лет.

Из-за рефракции в атмосфере Земли при наблюдении Луны низко над горизонтом наблюдается приплюснутость её диска.

Из-за неровностей рельефа на поверхности Луны во время полного солнечного затмения можно наблюдать чётки Бейли. Когда же, наоборот, Луна попадает в тень Земли, можно наблюдать другой оптический эффект: она краснеет, будучи подсвеченной рассеянным в атмосфере Земли светом.

«Суперлунием» называют астрономическое явление, при котором момент прохождения Луной перигея совпадает с её полной фазой. Менее распространён термин «микролуние», когда Луна в полной фазе находится в апогее, то есть в дальней точке своей орбиты вокруг Земли. Для земного наблюдателя угловой размер диска Луны в момент «суперлуния» больше на 14 % и яркость его на 30 % выше, чем в момент «микролуния».

Селенология[править | править код]

Благодаря её размеру и составу Луну иногда относят к планетам земной группы наряду с Меркурием, Венерой, Землёй и Марсом. Изучая геологическое строение Луны, можно многое узнать о строении и развитии Земли.

Толщина коры Луны в среднем составляет 68 км, изменяясь от 0 км под лунным морем Кризисов до 107 км в северной части кратера Королёва на обратной стороне. Под корой находится мантия и, возможно, малое ядро из сернистого железа (радиусом приблизительно 340 км и массой, составляющей 2 % массы Луны). Любопытно, что центр масс Луны располагается примерно в 2 км от геометрического центра по направлению к Земле. По результатам миссии «Кагуя» было установлено, что в Море Москвы толщина коры наименьшая для всей Луны^[41] — почти 0 метров под слоем базальтовой лавы толщиной 600 метров^[42].

Измерения скорости спутников «Лунар Орбитер» позволили создать гравитационную карту Луны. С её помощью были обнаружены уникальные лунные объекты, названные масконами (от англ. mass concentration) — это массы вещества повышенной плотности.

Луна не имеет магнитного поля, хотя некоторые из горных пород на её поверхности проявляют остаточный магнетизм, что указывает на возможность существования магнитного поля Луны на ранних стадиях развития.

Не имеющая ни атмосферы, ни магнитного поля, поверхность Луны подвержена непосредственному воздействию солнечного ветра. В течение 4 млрд лет ионы водорода из солнечного ветра внедрялись в реголит Луны. Таким образом, образцы реголита, доставленные миссиями «Аполлон», оказались очень ценными для исследования солнечного ветра.

В феврале 2012 года американские астрономы обнаружили на обратной стороне Луны несколько геологических новообразований. Это свидетельствует о том, что лунные тектонические процессы продолжались ещё как минимум 950 миллионов лет после предполагаемой даты геологической «смерти» Луны^[43].

Пещеры[править | править код]

В 2009 году японским зондом Кагуя обнаружено отверстие в поверхности Луны, расположенное недалеко от вулканического плато Холмы Мариуса, предположительно ведущее в тоннель под поверхностью. Диаметр отверстия составляет около 65 метров, а глубина, предположительно, 80 метров^[44].

Учёные считают, что такие тоннели сформированы путём затвердевания потоков расплавленной породы, где в центре застыла лава. Данные процессы происходили в период вулканической активности на Луне. Подтверждением этой теории является наличие извилистых борозд на поверхности спутника^[44]. Подобные тоннели могут послужить для колонизации, благодаря защите от солнечной радиации и замкнутости пространства, в котором проще поддерживать условия жизнеобеспечения^[44]. Похожие отверстия имеются и на Марсе.

Сейсмология[править | править код]

Оставленные на Луне экспедициями «Аполлон-12», «Аполлон-14», «Аполлон-15» и «Аполлон-16» четыре сейсмографа показали наличие сейсмической активности^[45]. Исходя из последних расчётов учёных, лунное ядро состоит главным образом из раскалённого железа^[46]. Из-за отсутствия воды колебания лунной поверхности продолжительны по времени, могут длиться более часа.

Лунотрясения можно разделить на четыре группы:

• приливные, случаются дважды в месяц, вызваны воздействием приливных сил Солнца и Земли;
• тектонические — нерегулярные, вызваны подвижками в грунте Луны;
• метеоритные — из-за падения метеоритов;
• термальные — их причиной служит резкий нагрев лунной поверхности с восходом Солнца.

Наибольшую опасность для возможных обитаемых станций представляют тектонические лунотрясения. Сейсмографами НАСА за 5 лет исследований было зарегистрировано 28 подобных лунотрясений. Некоторые из них достигают магнитуды 5,5 и длятся более 10 минут. Для сравнения: на Земле подобные землетрясения длятся не более 2 минут^[47][48].

Наличие воды[править | править код]

Впервые сведения об обнаружении воды на Луне были опубликованы в 1978 году советскими исследователями в журнале «Геохимия»^[49]. Факт был установлен в результате анализа образцов, доставленных зондом «Луна-24» в 1976 году. Количество найденной в образце воды составило 0,1 %^[50].

В июле 2008 года группа американских геологов из Института Карнеги и Университета Брауна обнаружила в образцах грунта Луны следы воды, в большом количестве выделявшейся из недр спутника на ранних этапах его существования. Позднее бо́льшая часть этой воды испарилась в космос^[51].

Российские учёные, с помощью созданного ими прибора LEND, установленного на зонде LRO, выявили участки Луны, наиболее богатые водородом. На основании этих данных НАСА выбрало место для проведения бомбардировки Луны зондом LCROSS. После проведения эксперимента, 13 ноября 2009 года НАСА сообщило об обнаружении в кратере Кабео в районе южного полюса воды в виде льда^[52].

Согласно данным, переданным радаром Mini-SAR, установленным на индийском лунном аппарате Чандраян-1, всего в регионе северного полюса обнаружено не менее 600 млн тонн воды, большая часть которой находится в виде ледяных глыб, покоящихся на дне лунных кратеров. Всего вода была обнаружена в более чем 40 кратерах, диаметр которых варьирует от 2 до 15 км. Сейчас у учёных уже нет никаких сомнений в том, что найденный лёд — водный^[53].

Химия пород[править | править код]

Состав лунного грунта существенно отличается в морских и материковых районах Луны. В лунных породах мало воды. Луна также обеднена железом и летучими компонентами^[54]. Лунный грунт имеет запах гари и отстрелянных пистонов.

Внешние видеофайлы
	Фильм ИКИ РАН о лунной пыли, 2019 год

Химический состав лунного реголита в процентах^[55].

Элементы	Доставлен «Луной-20»	Доставлен «Луной-16»
Si	20,0	20,0
Ti	0,28	1,9
Al	12,5	8,7
Cr	0,11	0,20
Fe	5,1	13,7
Mg	5,7	5,3
Ca	10,3	9,2
Na	0,26	0,32
K	0,05	0,12

В лунном реголите также очень много кислорода, входящего в состав оксидов, причём самым распространённым из последних является диоксид кремния— 42,8 %^[55]. АМС «Луна-20» доставила грунт из материкового района, «Луна-16» из морского^[56].

Селенография[править | править код]

Поверхность Луны можно разделить на два типа:

1. очень старая гористая местность («лунные материки»),
2. относительно гладкие и более молодые лунные моря.

Лунные «моря», которые составляют приблизительно 16 % всей поверхности Луны, — это огромные кратеры, возникшие в результате столкновений с небесными телами, которые были позже затоплены жидкой лавой. Бо́льшая часть поверхности покрыта реголитом. Из-за влияния гравитационного момента при формировании Луны её «моря́», под которыми лунными зондами обнаружены более плотные, тяжёлые породы, сконцентрированы на обращённой к Земле стороне спутника.

Большинство кратеров на обращённой к Земле стороне названо по имени знаменитых людей в истории науки, таких как Тихо Браге, Коперник и Птолемей. Детали рельефа на обратной стороне имеют более современные названия типа Аполлон, Гагарин и Королёв. На обратной стороне Луны расположена огромная впадина Бассейн Южный полюс — Эйткен диаметром 2250 км и глубиной 12 км — это самый большой бассейн в Солнечной системе, появившийся в результате столкновения. Море Восточное в западной части видимой стороны (его можно видеть с Земли) является отличным примером многокольцевого кратера.

Также выделяют второстепенные детали лунного рельефа — купола, хребты, борозды — узкие извилистые долиноподобные понижения рельефа.

Происхождение кратеров[править | править код]

Попытки объяснить происхождение кратеров на Луне начались с конца 1780-х годов. Основных гипотез было две — вулканическая и метеоритная^[57]. Предтечей обеих гипотез можно считать и Роберта Гука, который в 1667 году производил моделирующие опыты. В одном из них он бросал горошины в жидкую глину, в другом — кипятил масло и наблюдал за его поверхностью^[58].

Согласно постулатам вулканической теории, выдвинутой в 1780-х годах немецким астрономом Иоганном Шрётером, лунные кратеры были образованы вследствие мощных извержений на поверхности. Но в 1824 году также немецкий астроном Франц фон Груйтуйзен сформулировал метеоритную теорию, согласно которой при столкновении небесного тела с Луной происходит продавливание поверхности спутника и образование кратера.

До 1920-х годов против метеоритной гипотезы выдвигали тот факт, что кратеры имеют круглую форму, хотя косых ударов по поверхности должно быть больше, чем прямых, а значит при метеоритном происхождении кратеры должны иметь форму эллипса. Однако в 1924 году новозеландский учёный Чарльз Джиффорд впервые дал качественное описание удара о поверхность планеты метеорита, двигающегося с космической скоростью. Получалось, что при таком ударе бо́льшая часть метеорита испаряется вместе с породой на месте удара, и форма кратера не зависит от угла падения. Также в пользу метеоритной гипотезы говорит то, что совпадает зависимость количества лунных кратеров от их диаметра и зависимость количества метеорных тел от их размера. В 1937 году эту теорию привёл к обобщённому научному виду советский студент Кирилл Станюкович, впоследствии ставший доктором наук и профессором. «Взрывная теория» разрабатывалась им самим и группой учёных с 1947 года по 1960 год, а дорабатывалась, в дальнейшем, и другими исследователями.

Полёты к спутнику Земли с 1964 года, совершённые американскими аппаратами «Рейнджер», а также открытие кратеров на других планетах Солнечной системы (Марс, Меркурий, Венера), подвели итог этому вековому спору о происхождении кратеров на Луне. Дело в том, что открытые вулканические кратеры (например, на Венере) сильно отличаются от лунных, схожих с кратерами на Меркурии, которые, в свою очередь, были образованы ударами небесных тел. Поэтому метеоритная теория ныне считается общепринятой.

«Моря»[править | править код]

Лунные моря представляют собой обширные, залитые некогда базальтовой лавой низины. Изначально данные образования считали обычными морями. Впоследствии, когда это было опровергнуто, менять название не стали. Лунные моря занимают около 40 % видимой площади Луны.

	Русское название	Международное название[59]	Сторона Луны
1	Океан Бурь	Oceanus Procellarum	видимая
2	Залив Зноя (Волнений)	Sinus Aestuum	видимая
3	Залив Радуги	Sinus Iridum	видимая
4	Залив Росы	Sinus Roris	видимая
5	Залив Центральный	Sinus Medium	видимая
6	Море Влажности	Mare Humorum	видимая
7	Море Восточное	Mare Orientalis	видимая
8	Море Дождей	Mare Imbrium	видимая
9	Море Плодородия (Изобилия)	Mare Foecunditatis	видимая
10	Море Краевое	Mare Marginis	видимая
11	Море Кризисов (Опасностей)	Mare Crisium	видимая
12	Море Мечты	Mare Ingenii	обратная
13	Море Москвы	Mare Mosquae	обратная
14	Море Нектара	Mare Nectaris	видимая
15	Море Облаков	Mare Nubium	видимая
16	Море Паров	Mare Vaporum	видимая
17	Море Пены	Mare Spumans	видимая
18	Море Смита	Mare Smythii	видимая
19	Море Спокойствия	Mare Tranquillitatis	видимая
20	Море Холода	Mare Frigorum	видимая
21	Море Южное	Mare Australe	видимая
22	Море Ясности	Mare Serenitatis	видимая

Внутренняя структура[править | править код]

Луна — дифференцированное тело, она имеет геохимически различную кору, мантию и ядро. Оболочка внутреннего ядра богата железом, она имеет радиус 240 км, жидкое внешнее ядро состоит в основном из жидкого железа с радиусом примерно 300—330 километров. Вокруг ядра находится частично расплавленный пограничный слой с радиусом около 480—500 километров^[60]. Эта структура, как полагают, появилась в результате фракционной кристаллизации из глобального океана магмы вскоре после образования Луны 4,5 миллиарда лет назад^[61]. Лунная кора имеет в среднем толщину около 50 км.

Луна — второй по плотности спутник в Солнечной системе после Ио. Однако внутреннее ядро Луны мало́, его радиус около 350 км; это только ~20 % от радиуса Луны, в отличие от ~50 % у большинства других землеподобных тел.

Карта[править | править код]

Лунный ландшафт своеобразен и уникален. Луна вся покрыта кратерами разного размера — от микроскопических до сотен километров в диаметре. Долгое время учёные не могли получить сведений об обратной стороне Луны. Это стало возможным лишь с появлением космических аппаратов. Сейчас уже созданы очень подробные карты обоих полушарий спутника. Подробные лунные карты составляют для того, чтобы в будущем подготовиться к высадке и колонизации человеком Луны — удачного расположения лунных баз, телескопов, транспорта, поиска полезных ископаемых и т. п.

Происхождение[править | править код]

Первую научную теорию возникновения Луны выдвинул в 1878 году британский астроном Джордж Говард Дарвин^[63]. Согласно этой теории, Луна отделилась от Земли в виде магматического сгустка под действием центробежных сил. Альтернативная «теория захвата» предполагала существование Луны как отдельной планетезимали, захваченной гравитационным полем Земли^[63]. Теория совместного формирования предполагает одновременное формирование Земли и Луны из единого массива мелких обломков породы^[63]. Анализ грунта, доставленного миссией «Аполлон», показал, что лунный грунт по составу значительно отличается от земного^[64]. Кроме того, современные компьютерные модели показали нереальность отделения от Земли массивного тела под действием центробежных сил^[64]. Таким образом, ни одна из трёх первоначальных теорий не выдерживает критики.

В 1984 году на Гавайской конференции по планетологии была коллективно выдвинута теория возникновения Луны, получившая название теории Гигантского столкновения. Теория утверждает, что Луна возникла 4,6 млрд лет назад после столкновения Земли с гипотетическим небесным телом, получившим название Тейа^[65][66]. Удар пришёлся не по центру, а под углом (почти по касательной). В результате большая часть вещества ударившегося объекта и часть вещества земной мантии были выброшены на околоземную орбиту. Из этих обломков собралась прото-Луна и стала обращаться по орбите с радиусом около 60 000 км (сейчас ~384 тыс. км). Земля в результате удара получила резкий прирост скорости вращения (один оборот за 5 часов) и заметный наклон оси вращения. Хотя у этой теории тоже есть недостатки, в настоящее время она считается основной^[67][68].

Подтверждением теории столкновения планет по касательной можно указать:

• диаметр мантии Луны составляет 80 % от общего диаметра. Обычно у подобных космических тел он составляет 50 %;
• мантия Луны преимущественно содержит каменные породы.

По оценкам, основанным на содержании стабильного радиогенного изотопа вольфрама-182 (возникающего при распаде относительно короткоживущего гафния-182) в образцах лунного грунта, в 2005 году учёные-минералоги из Германии и Великобритании определили возраст разделения на силикатную и металлическую оболочки в 4 млрд 527 млн лет (± 10 млн лет)^[69], в 2011 году её возраст был определён в 4,36 млрд лет (± 3 млн лет)^[66], в 2015 году — в 4,47 миллиарда лет^[70], а в 2017 году — в 4,51 млрд лет^[71].
В 2020 году учёные определили возраст Луны как 4,425 млрд лет ±25 млн лет^[72].

Исследование[править | править код]

Луна привлекала внимание людей с древних времён. Уже во II в. до н. э. Гиппарх исследовал движение Луны по звёздному небу, определив наклон лунной орбиты относительно эклиптики, размеры Луны и расстояние от Земли^[73], а также выявил ряд особенностей движения. В III в. до н. э. Аристарх Самосский использовал длительность лунного затмения для вычисления диаметра Луны. По его расчётам, диаметр Луны равен четверти диаметра Земли — то есть примерно 3700 км, что практически идеально совпадает с реальным значением^[74].

Изобретение телескопов позволило различить более мелкие детали рельефа Луны. Одну из первых лунных карт составил Джованни Риччиоли в 1651 году, он же дал названия крупным тёмным областям, именовав их «морями», чем мы и пользуемся до сих пор. Данные топонимы отражали давнее представление, будто погода на Луне схожа с земной, и тёмные участки якобы были заполнены лунной водой, а светлые участки считались сушей. Однако в 1753 году хорватский астроном Руджер Бошкович доказал, что Луна не имеет атмосферы. Дело в том, что при покрытии звёзд Луной те исчезают мгновенно. Но если бы у Луны была атмосфера, то звёзды бы гасли постепенно. Это свидетельствовало о том, что у спутника нет атмосферы. А в таком случае жидкой воды на поверхности Луны быть не может, так как она мгновенно бы испарилась.

С лёгкой руки того же Джованни Риччиоли кратерам стали давать имена известных учёных: от Платона, Аристотеля и Архимеда до Вернадского, Циолковского и Павлова.

Новым этапом исследования Луны стало применение фотографии в астрономических наблюдениях, начиная с середины XIX века. Это позволило более детально анализировать поверхность Луны по подробным фотографиям. Такие фотографии были сделаны, в частности, Уорреном де ла Рю (1852) и Льюисом Резерфордом (1865). В 1896—1904 годах Морис Леви, Пьер Пюизё и Шарль Ле Морван издали детальный «Фотографический атлас Луны»^[75].

Исследования при помощи космических аппаратов[править | править код]

С началом космической эры количество наших знаний о Луне значительно увеличилось. Стал известен состав лунного грунта, учёные получили его образцы, составлена карта обратной стороны.

Впервые Луны достигла советская межпланетная станция «Луна-2» 13 сентября 1959 года.

Впервые удалось заглянуть на обратную сторону Луны в 1959 году, когда советская станция «Луна-3» пролетела над ней и сфотографировала невидимую с Земли часть её поверхности.

Пилотируемые полёты[править | править код]

В начале 1960-х годов было очевидно, что в освоении космоса США отстают от СССР. Дж. Кеннеди заявил — высадка человека на Луну состоится до 1970 года. Для подготовки к пилотируемому полёту НАСА выполнило несколько космических программ: «Рейнджер» (1961—1965) — фотографирование поверхности, «Сервейер» (1966—1968) — мягкая посадка и съёмки местности и «Лунар орбитер» (1966—1967) — детальное изображение поверхности Луны. В 1965—1966 годах существовал проект НАСА MOON-BLINK по исследованию необычных явлений (аномалий) на поверхности Луны. Работы выполнялись Trident Engineering Associates (Аннаполис, штат Мэриленд) в рамках контракта NAS 5-9613 от 1 июня 1965 года с Goddard Space Flight Center (Гринбелт, штат Мэриленд)^[76][77][78].

Американская программа пилотируемого полёта на Луну называлась «Аполлон». Первая посадка произошла 20 июля 1969 года; последняя — в декабре 1972 года, первым человеком, ступившим 21 июля 1969 года на поверхность Луны, стал американец Нил Армстронг, вторым — Эдвин Олдрин; третий член экипажа Майкл Коллинз оставался в орбитальном модуле.

В декабре 1972 года астронавты «Аполлона-17» капитан Джин Сернан и д-р Харрисон Шмитт стали последними (на сегодняшний день) людьми, высадившимися на Луну.

Таким образом, Луна — единственное небесное тело, на котором побывал человек; и первое небесное тело, образцы которого были доставлены на Землю (США доставили 380 килограммов, СССР — 324 грамма лунного грунта)^[79].

Луноходы[править | править код]

СССР проводил исследования на поверхности Луны с помощью двух радиоуправляемых самоходных аппаратов: «Луноход-1», запущенный к Луне в ноябре 1970 года, и «Луноход-2» — в январе 1973 года. «Луноход-1» работал 10,5 земных месяцев, «Луноход-2» — 4,5 земных месяцев (то есть 5 лунных дней и 4 лунные ночи), за которые прошёл 42,1 км^[80][81] (до 28 июля 2014 года это расстояние оставалось рекордным для внеземных (созданных людьми) аппаратов, пока его не побил марсоход «Оппортьюнити», прошедший 45,16 км^[82]). Оба аппарата собрали и передали на Землю большое количество данных о лунном грунте и множество фотоснимков деталей и панорам лунного рельефа^[38].

Последующее изучение[править | править код]

После того как в августе 1976 года советская станция «Луна-24» доставила на Землю образцы лунного грунта, следующий аппарат — японский спутник «Hiten» — полетел к Луне лишь в 1990 году. Далее были запущены два американских космических аппарата — Clementine в 1994 году и Lunar Prospector в 1998 году.

Европейское космическое агентство 28 сентября 2003 года запустило свою первую автоматическую межпланетную станцию (АМС) «Смарт-1». 14 сентября 2007 года Япония запустила вторую АМС для исследования Луны «Кагуя». А 24 октября 2007 года в лунную гонку вступила и КНР — был запущен первый китайский спутник Луны «Чанъэ-1». С помощью этой и следующей станций учёные создают объёмную карту лунной поверхности, что в будущем может поспособствовать амбициозному проекту колонизации Луны^[83]. 22 октября 2008 года была запущена первая индийская АМС «Чандраян-1». В 2010 году Китай запустил вторую АМС «Чанъэ-2».

18 июня 2009 года НАСА были запущены лунные орбитальные зонды — Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) и Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS). Спутники предназначены для сбора информации о лунной поверхности, поиска воды и подходящих мест для будущих лунных экспедиций^[84]. К сорокалетию полёта «Аполлона-11» автоматическая межпланетная станция LRO выполнила специальное задание — провела съёмку районов посадок лунных модулей земных экспедиций. В период с 11 по 15 июля LRO сделала и передала на Землю первые в истории детальные орбитальные снимки самих лунных модулей, посадочных площадок, элементов оборудования, оставленных экспедициями на поверхности, и даже следов тележки, ровера и самих землян^[85]. За это время были отсняты 5 из 6 мест посадок: экспедиции «Аполлон-11», «-14», «-15», «-16», «-17»^[86]. Позднее КА LRO выполнил ещё более подробные снимки поверхности, где ясно видно не только посадочные модули и аппаратуру со следами лунного автомобиля, но и пешие следы самих космонавтов^[87]. 9 октября 2009 космический аппарат LCROSS и разгонный блок «Центавр» совершили запланированное падение на поверхность Луны в кратер Кабеус, расположенный примерно в 100 км от южного полюса Луны, а потому постоянно находящийся в глубокой тени. 13 ноября НАСА сообщило о том, что с помощью этого эксперимента на Луне обнаружена вода^[88][89].

Прилунение в декабре 2013 года китайского лунохода «Юйту» стало первой мягкой посадкой на Луну с 1976 года, после советской АМС «Луна-24». Кроме того, он стал первым за 40 с лишним лет планетоходом, работающим на Луне, а КНР — третьей державой, осуществившей мягкую посадку на Луну, после СССР и США. Спустя 5 лет, 3 января 2019 года, впервые на обратную сторону Луны была совершена мягкая посадка посадочного модуля «Чанъэ-4» со вторым китайским луноходом «Юйту-2». На посадочном модуле провели уникальный биологический эксперимент по выращиванию картофеля, арабидопсиса, рапса, хлопчатника (удалось прорастить лишь хлопчатник) и выведению мух-дрозофил, а также с дрожжами^[90].

Частные проекты[править | править код]

В настоящее время к изучению Луны приступают частные компании. Был объявлен всемирный конкурс Google Lunar X PRIZE по созданию небольшого лунохода, в котором участвовали 16 команд из 11 стран, в том числе российская Селеноход. Стартовав в 2010 году, он должен был продлиться до 2017 года, и несмотря на то, что был продлён до 2018, закончился без победителя: ни одного аппарата в рамках конкурса на Луну послано так и не было.

Есть планы по организации космического туризма с полётами вокруг Луны на российских кораблях — сначала на модернизированных «Союзах», а затем на разрабатываемых перспективных универсальных кораблях серии «Федерация».

Освоение[править | править код]

Международный правовой статус[править | править код]

Большинство правовых вопросов освоения Луны было разрешено в 1967 году Договором о принципах деятельности государств по исследованию и использованию космического пространства, включая Луну и другие небесные тела^[91]. Также юридический статус Луны описывает Соглашение о Луне от 1979 года.

Колонизация[править | править код]

Луна является самым близким и лучше всего изученным небесным телом и рассматривается как кандидат для места создания человеческой колонии. НАСА разрабатывала космическую программу «Созвездие», в рамках которой должна разрабатываться новая космическая техника и создаваться необходимая инфраструктура для обеспечения полётов нового космического корабля к МКС, а также полётов на Луну, создания постоянной базы на Луне и в перспективе полётов на Марс^[92]. Однако, по решению президента США Барака Обамы от 1 февраля 2010 года, финансирование программы в 2011 году было прекращено^[93].

Российские учёные определили 14 наиболее вероятных точек прилунения. Каждое из мест посадки имеет размеры 30×60 км^[94]. Будущие лунные базы находятся на стадии эксперимента — в частности, уже проведены первые успешные испытания самозалатывания космических аппаратов в случае попадания в них метеоритов^[95]. В будущем Россия собирается применить на полюсах Луны криогенное (низкотемпературное) бурение для доставки на Землю грунта с вкраплениями летучих органических веществ. Данный метод позволит органическим соединениям, которые заморожены на реголите, не испаряться^[96].

Сомнительные сделки[править | править код]

Существуют компании, якобы продающие участки на Луне. За определённую плату покупатель получает сертификат о «праве собственности» на некоторую площадь поверхности Луны. Есть мнение, что сейчас сертификаты такого рода не имеют юридической силы из-за нарушения условий Договора о принципах деятельности государств по исследованию и использованию космического пространства 1967 года (запрет на «национальное присвоение» космического пространства, в том числе Луны, согласно статье II Договора). Этот Договор оговаривает лишь деятельность государств, не касаясь деятельности физических лиц, чем и воспользовались в данном случае организации.

Иллюзия Луны[править | править код]

Иллюзия Луны — обман зрения, который заключается в том, что когда Луна находится низко над горизонтом, она кажется намного больше, чем когда она висит высоко в небе. На самом деле, угловой размер Луны практически не меняется с её высотой над горизонтом (а точнее, слабо меняется наоборот: около горизонта он слегка меньше, чем в зените, поскольку в этом случае расстояние от наблюдателя до Луны больше на величину земного радиуса). В настоящее время существует несколько теорий, которые объясняют эту ошибку зрительного восприятия разными причинами.

Кроме кажущихся изменений размера диска Луны в отношении наблюдателя невооружённым глазом с поверхности Земли, при малом угловом расположении Луны над горизонтом, видимый диск Луны кажется жёлтым в тёмное время суток или даже розоватым при рассвете-закате.

Кратковременные явления[править | править код]

Кратковременные лунные явления — это различные непродолжительные локальные аномалии вида лунной поверхности и окололунного пространства, обусловленные нестационарными процессами на Луне.

В навигации[править | править код]

С 1766 года Гринвичская королевская обсерватория издаёт ежегодник «Морской альманах». Наибольшую практическую ценность для навигации в альманахе представляли таблицы угловых расстояний от центра лунного диска до избранных зодиакальных
звёзд или до центра солнечного диска (для дневных измерений), составленные на весь год с интервалом в три часа. Эти таблицы позволяли морякам вплоть до начала XX века определять долготу с точностью до одной угловой минуты (метод лунных расстояний^[en])^[97].

В культуре[править | править код]

Диалог Плутарха «О лике видимом на лун­ном дис­ке»^[98] (I—II века) передаёт разные тео­рии того времени о природе и свойствах Луны, под коне­ц Плу­тарх обра­ща­ет­ся к тео­рии, при­ня­той в Платоновской Академии и Ксенократом, усмат­ри­вая в Луне роди­ну демо­нов^[99].

В мифологии[править | править код]

В искусстве[править | править код]

Луна не раз вдохновляла поэтов и писателей, художников и музыкантов, режиссёров и сценаристов на создание произведений, связанных с этим единственным естественным спутником Земли.
Луна может выступать как символ таинственности, недоступной красоты, любви.
Сравнение с луной использовалось уже в древней литературе: В Песни песней Соломона (1-е тысячелетие до н. э.) написано:

Кто эта, блистающая, как заря, прекрасная, как луна, светлая, как солнце, грозная, как полки со знамёнами?

Первое фантастическое произведение о Луне (в стихах), известное с античности, приписывается легендарному древнегреческому певцу Орфею:

Он (Зевс) смастерил и иную землю, безграничную, кою Селеной зовут бессмертные, а земные человеки — Луной. Много на ней гор, много городов, много жилищ.

Μήσατο δ’ ἄλλην γαῖαν ἀπείριτον, ἥν τε σελήνην Άθάνατοι κλῄζουσιν, ἐπιχθόνιοι δέ τε μήνην, Ἣ πόλλ’ οὔρε ἔχει, πόλλ’ ἄστεα, πολλά μέλαθρα.

— Прокл. Комментарий к «Тимею» Платона^[100].

В настоящее время считается, что эти строки написал пифагореец Керкопс в V веке до н. э.^[101]

Тема путешествия на Луну была популярна в фольклоре и в классической литературе, в качестве способа достичь цели фигурируют и заведомо сказочные (бобовый стебель), и сильная буря, и бумажный монгольфьер. Первый технически обоснованный проект полёта на Луну описал Жюль Верн в романах «С Земли на Луну прямым путём за 97 часов 20 минут» (1865) и «Вокруг Луны» (1870).

Лунная тема была одной из главных для фантастов и футурологов на протяжении почти всего XX века^[102]. В дореволюционной русской литературе Луна представлялась небесным телом с долинами и зубчатыми скалами, которая была покрыта голубоватой травой и большими белыми цветами^[103].

Примечания[править | править код]

Комментарии

Источники

Литература[править | править код]

Фильмы

• Что не так с Луной на самом деле?// https://www.youtube.com/watch?v=G6hAxty22kU

См. также[править | править код]

• Законы Кассини (Cassini’s laws  (англ.) (рус.)

Ссылки[править | править код]

• Луна — статья из энциклопедии «Кругосвет»
• Фазы Луны, перигеи и апогеи, покрытия звёзд и затмения (англ.)
• Данные о Луне (ГАИШ)
• Бурба Г. Большая одиссея
• Цветная фотография Луны (англ.)
• Фотографии Луны, сделанные с наземных телескопов
• Virtual Moon Atlas Software (GPL) (англ.)

From Wikipedia, the free encyclopedia

In astrodynamics, the orbital eccentricity of an astronomical object is a dimensionless parameter that determines the amount by which its orbit around another body deviates from a perfect circle. A value of 0 is a circular orbit, values between 0 and 1 form an elliptic orbit, 1 is a parabolic escape orbit (or capture orbit), and greater than 1 is a hyperbola. The term derives its name from the parameters of conic sections, as every Kepler orbit is a conic section. It is normally used for the isolated two-body problem, but extensions exist for objects following a rosette orbit through the Galaxy.

Definition[edit]

In a two-body problem with inverse-square-law force, every orbit is a Kepler orbit. The eccentricity of this Kepler orbit is a non-negative number that defines its shape.

The eccentricity may take the following values:

• circular orbit: e = 0
• elliptic orbit: 0 < e < 1
• parabolic trajectory: e = 1
• hyperbolic trajectory: e > 1

The eccentricity e is given by^[1]

where E is the total orbital energy, L is the angular momentum, m_red is the reduced mass, and the coefficient of the inverse-square law central force such as in the theory of gravity or electrostatics in classical physics:

( is negative for an attractive force, positive for a repulsive one; related to the Kepler problem)

or in the case of a gravitational force:^[2]: 24

where ε is the specific orbital energy (total energy divided by the reduced mass), μ the standard gravitational parameter based on the total mass, and h the specific relative angular momentum (angular momentum divided by the reduced mass).^{[2]: 12–17}

For values of e from 0 to 1 the orbit’s shape is an increasingly elongated (or flatter) ellipse; for values of e from 1 to infinity the orbit is a hyperbola branch making a total turn of 2 arccsc(e), decreasing from 180 to 0 degrees. Here, the total turn is analogous to turning number, but for open curves (an angle covered by velocity vector). The limit case between an ellipse and a hyperbola, when e equals 1, is parabola.

Radial trajectories are classified as elliptic, parabolic, or hyperbolic based on the energy of the orbit, not the eccentricity. Radial orbits have zero angular momentum and hence eccentricity equal to one. Keeping the energy constant and reducing the angular momentum, elliptic, parabolic, and hyperbolic orbits each tend to the corresponding type of radial trajectory while e tends to 1 (or in the parabolic case, remains 1).

For a repulsive force only the hyperbolic trajectory, including the radial version, is applicable.

For elliptical orbits, a simple proof shows that yields the projection angle of a perfect circle to an ellipse of eccentricity e. For example, to view the eccentricity of the planet Mercury (e = 0.2056), one must simply calculate the inverse sine to find the projection angle of 11.86 degrees. Then, tilting any circular object by that angle, the apparent ellipse of that object projected to the viewer’s eye will be of the same eccentricity.

Etymology[edit]

The word “eccentricity” comes from Medieval Latin eccentricus, derived from Greek ἔκκεντρος ekkentros “out of the center”, from ἐκ- ek-, “out of” + κέντρον kentron “center”. “Eccentric” first appeared in English in 1551, with the definition “…a circle in which the earth, sun. etc. deviates from its center”.^{[citation needed]} In 1556, five years later, an adjectival form of the word had developed.

Calculation[edit]

The eccentricity of an orbit can be calculated from the orbital state vectors as the magnitude of the eccentricity vector:

where:

• e is the eccentricity vector (“Hamilton’s vector”).^{[2]: 25, 62–63}

For elliptical orbits it can also be calculated from the periapsis and apoapsis since and where a is the length of the semi-major axis, the geometric-average and time-average distance.^{[2]: 24–25 [failed verification]}

where:

• r_a is the radius at apoapsis (also “apofocus”, “aphelion”, “apogee”), i.e., the farthest distance of the orbit to the center of mass of the system, which is a focus of the ellipse.
• r_p is the radius at periapsis (or “perifocus” etc.), the closest distance.

The eccentricity of an elliptical orbit can also be used to obtain the ratio of the apoapsis radius to the periapsis radius:

For Earth, orbital eccentricity e ≈ 0.01671, apoapsis is aphelion and periapsis is perihelion, relative to the Sun.

For Earth’s annual orbit path, the ratio of longest radius (r_a) / shortest radius (r_p) is

Examples[edit]

Eccentricities of Solar System bodies

Object	eccentricity
Triton	0.00002
Venus	0.0068
Neptune	0.0086
Earth	0.0167
Titan	0.0288
Uranus	0.0472
Jupiter	0.0484
Saturn	0.0541
Moon	0.0549
1 Ceres	0.0758
4 Vesta	0.0887
Mars	0.0934
10 Hygiea	0.1146
Makemake	0.1559
Haumea	0.1887
Mercury	0.2056
2 Pallas	0.2313
Pluto	0.2488
3 Juno	0.2555
324 Bamberga	0.3400
Eris	0.4407
Nereid	0.7507
Sedna	0.8549
Halley’s Comet	0.9671
Comet Hale-Bopp	0.9951
Comet Ikeya-Seki	0.9999
C/1980 E1	1.057
ʻOumuamua	1.20[a]
C/2019 Q4 (Borisov)	3.5[b]

The eccentricity of Earth’s orbit is currently about 0.0167; its orbit is nearly circular. Venus and Neptune have even lower eccentricities. Over hundreds of thousands of years, the eccentricity of the Earth’s orbit varies from nearly 0.0034 to almost 0.058 as a result of gravitational attractions among the planets.^[3]

The table lists the values for all planets and dwarf planets, and selected asteroids, comets, and moons. Mercury has the greatest orbital eccentricity of any planet in the Solar System (e = 0.2056). Such eccentricity is sufficient for Mercury to receive twice as much solar irradiation at perihelion compared to aphelion. Before its demotion from planet status in 2006, Pluto was considered to be the planet with the most eccentric orbit (e = 0.248). Other Trans-Neptunian objects have significant eccentricity, notably the dwarf planet Eris (0.44). Even further out, Sedna, has an extremely-high eccentricity of 0.855 due to its estimated aphelion of 937 AU and perihelion of about 76 AU.

Most of the Solar System’s asteroids have orbital eccentricities between 0 and 0.35 with an average value of 0.17.^[4] Their comparatively high eccentricities are probably due to the influence of Jupiter and to past collisions.

The Moon’s value is 0.0549, the most eccentric of the large moons of the Solar System. The four Galilean moons have an eccentricity of less than 0.01. Neptune’s largest moon Triton has an eccentricity of 1.6×10⁻⁵ (0.000016),^[5] the smallest eccentricity of any known moon in the Solar System;^{[citation needed]} its orbit is as close to a perfect circle as can be currently^[when?] measured. However, smaller moons, particularly irregular moons, can have significant eccentricity, such as Neptune’s third largest moon Nereid (0.75).

Comets have very different values of eccentricity. Periodic comets have eccentricities mostly between 0.2 and 0.7,^[6] but some of them have highly eccentric elliptical orbits with eccentricities just below 1; for example, Halley’s Comet has a value of 0.967. Non-periodic comets follow near-parabolic orbits and thus have eccentricities even closer to 1. Examples include Comet Hale–Bopp with a value of 0.995^[7] and comet C/2006 P1 (McNaught) with a value of 1.000019.^[8] As Hale–Bopp’s value is less than 1, its orbit is elliptical and it will return.^[7] Comet McNaught has a hyperbolic orbit while within the influence of the planets,^[8] but is still bound to the Sun with an orbital period of about 10⁵ years.^[9] Comet C/1980 E1 has the largest eccentricity of any known hyperbolic comet of solar origin with an eccentricity of 1.057,^[10] and will eventually leave the Solar System.

ʻOumuamua is the first interstellar object found passing through the Solar System. Its orbital eccentricity of 1.20 indicates that ʻOumuamua has never been gravitationally bound to the Sun. It was discovered 0.2 AU (30000000 km; 19000000 mi) from Earth and is roughly 200 meters in diameter. It has an interstellar speed (velocity at infinity) of 26.33 km/s (58900 mph).

Mean eccentricity[edit]

The mean eccentricity of an object is the average eccentricity as a result of perturbations over a given time period. Neptune currently has an instant (current epoch) eccentricity of 0.0113,^[11] but from 1800 to 2050 has a mean eccentricity of 0.00859.^[12]

Climatic effect[edit]

Orbital mechanics require that the duration of the seasons be proportional to the area of Earth’s orbit swept between the solstices and equinoxes, so when the orbital eccentricity is extreme, the seasons that occur on the far side of the orbit (aphelion) can be substantially longer in duration. Northern hemisphere autumn and winter occur at closest approach (perihelion), when Earth is moving at its maximum velocity—while the opposite occurs in the southern hemisphere. As a result, in the northern hemisphere, autumn and winter are slightly shorter than spring and summer—but in global terms this is balanced with them being longer below the equator. In 2006, the northern hemisphere summer was 4.66 days longer than winter, and spring was 2.9 days longer than autumn due to the Milankovitch cycles.^[13][14]

Apsidal precession also slowly changes the place in Earth’s orbit where the solstices and equinoxes occur. This is a slow change in the orbit of Earth, not the axis of rotation, which is referred to as axial precession. Over the next 10000 years, the northern hemisphere winters will become gradually longer and summers will become shorter. However, any cooling effect in one hemisphere is balanced by warming in the other, and any overall change will be counteracted by the fact that the eccentricity of Earth’s orbit will be almost halved.^[15] This will reduce the mean orbital radius and raise temperatures in both hemispheres closer to the mid-interglacial peak.

Exoplanets[edit]

Of the many exoplanets discovered, most have a higher orbital eccentricity than planets in the Solar System. Exoplanets found with low orbital eccentricity (near-circular orbits) are very close to their star and are tidally-locked to the star. All eight planets in the Solar System have near-circular orbits. The exoplanets discovered show that the Solar System, with its unusually-low eccentricity, is rare and unique.^[16] One theory attributes this low eccentricity to the high number of planets in the Solar System; another suggests it arose because of its unique asteroid belts. A few other multiplanetary systems have been found, but none resemble the Solar System. The Solar System has unique planetesimal systems, which led the planets to have near-circular orbits. Solar planetesimal systems include the asteroid belt, Hilda family, Kuiper belt, Hills cloud, and the Oort cloud. The exoplanet systems discovered have either no planetesimal systems or one very large one. Low eccentricity is needed for habitability, especially advanced life.^[17] High multiplicity planet systems are much more likely to have habitable exoplanets.^[18][19] The grand tack hypothesis of the Solar System also helps understand its near-circular orbits and other unique features.^{[20][21][22][23][24][25][26][27]}

See also[edit]

• Equation of time

Footnotes[edit]

References[edit]

Further reading[edit]

• Prussing, John E.; Conway, Bruce A. (1993). Orbital Mechanics. New York: Oxford University Press. ISBN 0-19-507834-9.

External links[edit]

• World of Physics: Eccentricity
• The NOAA page on Climate Forcing Data includes (calculated) data from Berger (1978), Berger and Loutre (1991)^{[permanent dead link]}. Laskar et al. (2004) on Earth orbital variations, Includes eccentricity over the last 50 million years and for the coming 20 million years.
• The orbital simulations by Varadi, Ghil and Runnegar (2003) provides series for Earth orbital eccentricity and orbital inclination.
• Kepler’s Second law’s simulation

Ответ:   Эксцентриситет лунной орбиты для заданных значений

≈ 0,06666

Объяснение:   Дано:

Линейный радиус Луны Rл = 1737,1 км

Угловой радиус Луны в апогее αа” = 14,7′ = 882”

Угловой радиус Луны в перигее αп” = 16,8′ = 1008”

Найти эксцентриситет лунной орбиты е – ?

Расстояние до Луны в апогее: Sа = Rл*206265”/αа” =

= 1737,1 км*206265”/882” ≈ 406239 км.

Расстояние до Луны в перигее: Sп = Rл*206265”/αп” =

= 1737,1 км*206265”/1008” ≈ 355 459 км.

С другой стороны расстояние в апогее  Sа = Sср(1 + е), расстояние в перигее  Sп = Sср(1 – е). Здесь  Sср – среднее расстояние до Луны.  

Таким образом, имеем систему уравнений:

                                  Sа = Sср(1 + е)                      (1)

                                  Sп = Sср(1 – е)                       (2)

Выразим из уравнения (1) Sср =  Sа/(1+е)   и подставим это выражение в уравнение (2). Имеем:   Sп = Sа(1 – е)/(1+е) или Sп(1+е) = Sа(1 – е)  или

Sп + Sп*е =  Sа – Sа*е или  Sа – Sп = е(Sп+Sа).  Отсюда е = (Sа – Sп)/(Sп+Sа) =  (406239 – 355 459)/(406239 + 355 459) = 0,06666