Naszym naturalnym satelitą jest Księżyc. Ruch Księżyca wokół Ziemi

> > > Orbita Księżyca

Orbita Księżyca– obrót satelity wokół Ziemi. Przeanalizuj apogeum, perygeum i ekscentryczność, odległość do planety, cykle i fazy Księżyca za pomocą zdjęć oraz zmiany orbity.

Ludzie zawsze patrzyli z zachwytem na sąsiedniego satelitę, który ze względu na swoją jasność wydaje się czymś boskim. Księżyc obraca się po orbicie wokół Ziemi od chwili jej powstania, więc pierwsi ludzie również ją zaobserwowali. Ciekawość i ewolucja doprowadziły do ​​powstania komputerów i naszej zdolności dostrzegania wzorców zachowań.

Na przykład oś obrotu Księżyca pokrywa się z orbitą. Zasadniczo satelita znajduje się w bloku grawitacyjnym, czyli zawsze patrzymy w jedną stronę (tak zrodził się pomysł tajemniczej odległej strony Księżyca). Ze względu na swoją eliptyczną ścieżkę ciało niebieskie okresowo wydaje się większe lub mniejsze.

Parametry orbitalne Księżyca

Średni ekscentryczność Księżyca wynosi 0,0549, co oznacza, że ​​Księżyc nie krąży wokół Ziemi po idealnym okręgu. Średnia odległość Księżyca od Ziemi wynosi 384 748 km. Ale może wahać się od 364397 km do 406748 km.

Prowadzi to do zmiany prędkości kątowej i obserwowanej wielkości. W fazie pełni Księżyca i w pozycji peryhelium (najbliżej) widzimy go o 10% większy i 30% jaśniejszy niż w apogeum (maksymalna odległość).

Średnie nachylenie orbity względem płaszczyzny ekliptyki wynosi 5,155°. Okresy gwiazdowe i osiowe pokrywają się - 27,3 dnia. Nazywa się to rotacją synchroniczną. Dlatego pojawiła się „ciemna strona”, której po prostu nie widzimy.

Ziemia również okrąża Słońce, a Księżyc okrąża Ziemię w 29,53 dnia. Jest to okres synodyczny, który przechodzi fazy.

Cykl orbity Księżyca

Cykl księżycowy powoduje powstanie faz Księżyca – pozornej zmiany wyglądu ciała niebieskiego na niebie na skutek zmiany ilości oświetlenia. Kiedy gwiazda, planeta i satelita zrównają się w jednej linii, kąt między Księżycem a Słońcem wynosi 0 stopni.

W tym okresie strona księżycowa zwrócona w stronę Słońca otrzymuje maksimum promieni, natomiast strona zwrócona do nas jest ciemna. Następnie następuje przejście i kąt wzrasta. Po nowiu obiekty są oddzielone od siebie o 90 stopni i już widzimy inny obraz. Na poniższym schemacie możesz szczegółowo przestudiować, jak powstają fazy księżyca.

Jeśli są one umieszczone w przeciwnych kierunkach, wówczas kąt wynosi 180 stopni. Miesiąc księżycowy trwa 28 dni, podczas których satelita „rośnie” i „słabnie”.

W kwadrze Księżyc jest w mniej niż połowie pełni i rośnie. Następnie następuje przejście poza połowę i ono zanika. Spotykamy ostatnią ćwiartkę, gdzie druga strona dysku jest już oświetlona.

Przyszłość orbity księżycowej

Wiemy już, że satelita stopniowo oddala się na orbicie od planety (1-2 cm rocznie). A to wpływa na to, że z każdym stuleciem nasz dzień staje się dłuższy o 1/500 sekundy. Oznacza to, że około 620 milionów lat temu Ziemia mogła pochwalić się zaledwie 21 godzinami.

Teraz dzień trwa 24 godziny, ale Księżyc nie przestaje próbować uciec. Przyzwyczailiśmy się do posiadania towarzysza i smutno jest stracić takiego partnera. Ale relacje między obiektami zmieniają się. Zastanawiam się tylko, jak to na nas wpłynie.

Od niepamiętnych czasów Księżyc jest stałym satelitą naszej planety i najbliższym jej ciałem niebieskim. Naturalnie ludzie zawsze chcieli tam przychodzić. Ale jak daleko można tam polecieć i jak daleko jest?

Odległość Ziemi od Księżyca teoretycznie mierzy się od środka Księżyca do środka Ziemi. Nie da się zmierzyć tej odległości konwencjonalnymi metodami stosowanymi w życiu codziennym. Dlatego odległość do satelity Ziemi obliczono za pomocą wzorów trygonometrycznych.

Podobnie jak Słońce, Księżyc doświadcza ciągłego ruchu na ziemskim niebie w pobliżu ekliptyki. Jednak ruch ten znacznie różni się od ruchu Słońca. Zatem płaszczyzny orbit Słońca i Księżyca różnią się o 5 stopni. Wydawałoby się, że w rezultacie trajektoria Księżyca na ziemskim niebie powinna być ogólnie podobna do ekliptyki, różniąc się od niej jedynie przesunięciem o 5 stopni:

W tym przypadku ruch Księżyca przypomina ruch Słońca - z zachodu na wschód, w kierunku przeciwnym do codziennego obrotu Ziemi. Ale ponadto Księżyc porusza się po ziemskim niebie znacznie szybciej niż Słońce. Wynika to z faktu, że Ziemia krąży wokół Słońca w około 365 dni (rok ziemski), a Księżyc krąży wokół Ziemi w zaledwie 29 dni (miesiąc księżycowy). Ta różnica stała się impulsem do podziału ekliptyki na 12 konstelacji zodiakalnych (w ciągu jednego miesiąca Słońce porusza się wzdłuż ekliptyki o 30 stopni). W miesiącu księżycowym następuje całkowita zmiana faz Księżyca:

Oprócz trajektorii Księżyca istnieje również czynnik bardzo wydłużonej orbity. Ekscentryczność orbity Księżyca wynosi 0,05 (dla porównania dla Ziemi parametr ten wynosi 0,017). Różnica w stosunku do orbity kołowej Księżyca powoduje, że pozorna średnica Księżyca stale zmienia się z 29 do 32 minut łuku.

W ciągu jednego dnia Księżyc przesuwa się względem gwiazd o 13 stopni, a w ciągu godziny o około 0,5 stopnia. Współcześni astronomowie często wykorzystują zakrycia Księżyca do oszacowania średnic kątowych gwiazd w pobliżu ekliptyki.

Co decyduje o ruchu Księżyca?

Ważnym punktem w teorii ruchu Księżyca jest fakt, że orbita Księżyca w przestrzeni kosmicznej nie jest stała i stabilna. Ze względu na stosunkowo małą masę Księżyc podlega ciągłym zakłóceniom ze strony bardziej masywnych obiektów Układu Słonecznego (przede wszystkim Słońca i Księżyca). Ponadto na orbitę Księżyca wpływa spłaszczenie Słońca i pola grawitacyjne innych planet Układu Słonecznego. W rezultacie mimośród orbity Księżyca waha się od 0,04 do 0,07 w okresie 9 lat. Konsekwencją tych zmian było zjawisko zwane superksiężycem. Superksiężyc to zjawisko astronomiczne, podczas którego Księżyc w pełni ma rozmiar kątowy kilka razy większy niż normalnie. Tak więc podczas pełni księżyca 14 listopada 2016 r. Księżyc znajdował się w największej odległości od 1948 r. W 1948 roku Księżyc był o 50 km bliżej niż w 2016 roku.

Ponadto obserwuje się wahania nachylenia orbity Księżyca do ekliptyki: o około 18 minut łukowych co 19 lat.

Co jest równe

Statek kosmiczny będzie musiał spędzić dużo czasu, lecąc do satelity Ziemi. Na Księżyc nie można polecieć po linii prostej - planeta będzie przemieszczać się po orbicie od punktu docelowego i trzeba będzie dostosować trasę. Przy drugiej prędkości ucieczki wynoszącej 11 km/s (40 000 km/h) lot teoretycznie będzie trwał około 10 godzin, ale w rzeczywistości potrwa dłużej. Dzieje się tak dlatego, że statek na początku stopniowo zwiększa swoją prędkość w atmosferze, doprowadzając ją do wartości 11 km/s, aby uciec z pola grawitacyjnego Ziemi. Następnie statek będzie musiał zwolnić w miarę zbliżania się do Księżyca. Nawiasem mówiąc, ta prędkość jest maksymalną, jaką udało się osiągnąć współczesnemu statkowi kosmicznemu.

Według oficjalnych danych, słynny amerykański lot na Księżyc w 1969 roku trwał 76 godzin. Sonda New Horizons, należąca do NASA, najszybciej dotarła na Księżyc w 8 godzin i 35 minut. To prawda, że ​​\u200b\u200bnie wylądował na planetoidzie, ale przeleciał obok - miał inną misję.

Światło z Ziemi dotrze do naszego satelity bardzo szybko – w 1,255 sekundy. Jednak loty z prędkością światła nadal należą do sfery science fiction.

Możesz spróbować wyobrazić sobie drogę na Księżyc w znanych kategoriach. Pieszo, z prędkością 5 km/h, podróż na Księżyc zajmie około dziewięciu lat. Jeśli jedziesz samochodem z prędkością 100 km/h, dotarcie do satelity Ziemi zajmie 160 dni. Gdyby samoloty poleciały na Księżyc, lot na niego trwałby około 20 dni.

Jak w starożytnej Grecji astronomowie obliczali odległość do Księżyca

Księżyc stał się pierwszym ciałem niebieskim, do którego można było obliczyć odległość od Ziemi. Uważa się, że astronomowie w starożytnej Grecji byli pierwszymi, którzy to zrobili.

Od niepamiętnych czasów ludzie próbowali zmierzyć odległość do Księżyca – jako pierwszy podjął się tego Arystarch z Samos. Ocenił, że kąt pomiędzy Księżycem a Słońcem wynosi 87 stopni, więc okazało się, że Księżyc jest 20 razy bliżej Słońca (cosinus kąta 87 stopni wynosi 1/20). Błąd pomiaru kąta spowodował błąd 20-krotny, dziś wiemy, że ten stosunek wynosi w rzeczywistości 1 do 400 (kąt wynosi około 89,8 stopnia). Duży błąd wynikał z trudności w oszacowaniu dokładnej odległości kątowej między Słońcem a Księżycem za pomocą prymitywnych instrumentów astronomicznych starożytnego świata. Regularne zaćmienia słońca pozwoliły już starożytnym greckim astronomom stwierdzić, że średnice kątowe Księżyca i Słońca są w przybliżeniu takie same. W związku z tym Arystarch doszedł do wniosku, że Księżyc jest 20 razy mniejszy od Słońca (w rzeczywistości około 400 razy).

Aby obliczyć rozmiary Słońca i Księżyca w stosunku do Ziemi, Arystarch zastosował inną metodę. Mówimy o obserwacjach zaćmień Księżyca. Do tego czasu starożytni astronomowie już odgadli przyczyny tych zjawisk: Księżyc został przyćmiony przez cień Ziemi.

Powyższy diagram wyraźnie pokazuje, że różnica odległości Ziemi od Słońca i Księżyca jest proporcjonalna do różnicy promieni Ziemi i Słońca oraz promieni Ziemi i jej cienia do odległości Księżyca. Już w czasach Arystarcha można było oszacować, że promień Księżyca wynosi około 15 minut łuku, a promień cienia Ziemi wynosi 40 minut łuku. Oznacza to, że rozmiar Księżyca był około 3 razy mniejszy niż rozmiar Ziemi. Stąd, znając promień kątowy Księżyca, można łatwo oszacować, że Księżyc znajduje się około 40 średnic Ziemi od Ziemi. Starożytni Grecy potrafili jedynie w przybliżeniu oszacować wielkość Ziemi. I tak Eratostenes z Cyreny (276 - 195 p.n.e.), opierając się na różnicach w maksymalnej wysokości Słońca nad horyzontem w Asuanie i Aleksandrii podczas przesilenia letniego, ustalił, że promień Ziemi jest bliski 6287 km (współczesna wartość 6371 km). Jeśli podstawimy tę wartość do oszacowanej przez Arystarcha odległości do Księżyca, będzie ona odpowiadać około 502 tys. km (współczesna wartość średniej odległości Ziemi od Księżyca wynosi 384 tys. km).

Nieco później matematyk i astronom II wieku p.n.e. mi. Hipparch z Nicei obliczył, że odległość do satelity Ziemi jest 60 razy większa niż promień naszej planety. Jego obliczenia opierały się na obserwacjach ruchu Księżyca i jego okresowych zaćmień.

Ponieważ w chwili zaćmienia Słońce i Księżyc będą miały te same wymiary kątowe, korzystając z zasad podobieństwa trójkątów można znaleźć stosunek odległości do Słońca i Księżyca. Ta różnica jest 400 razy większa. Stosując ponownie te zasady, tylko w odniesieniu do średnic Księżyca i Ziemi, Hipparch obliczył, że średnica Ziemi jest 2,5 razy większa od średnicy Księżyca. Oznacza to, że R l = R z /2,5.

Pod kątem 1′ można obserwować obiekt, którego wymiary są 3483 razy mniejsze niż odległość do niego – informacja ta była znana wszystkim w czasach Hipparcha. Oznacza to, że przy obserwowanym promieniu Księżyca wynoszącym 15′, będzie on 15 razy bliżej obserwatora. Te. stosunek odległości do Księżyca do jego promienia będzie równy 3483/15 = 232 lub S l = 232R l.

Odpowiednio odległość do Księżyca wynosi 232 * R з /2,5 = 60 promieni Ziemi. Okazuje się, że jest to 6371*60=382260 km. Najciekawsze jest to, że pomiary wykonane nowoczesnymi instrumentami potwierdziły słuszność starożytnego naukowca.

Obecnie pomiar odległości do Księżyca odbywa się za pomocą przyrządów laserowych, które pozwalają na jej pomiar z dokładnością do kilku centymetrów. W tym przypadku pomiary odbywają się w bardzo krótkim czasie – nie dłuższym niż 2 sekundy, podczas których Księżyc oddala się po orbicie około 50 metrów od miejsca, z którego został wysłany impuls lasera.

Ewolucja metod pomiaru odległości do Księżyca

Dopiero wraz z wynalezieniem teleskopu astronomowie byli w stanie uzyskać mniej lub bardziej dokładne wartości parametrów orbity Księżyca i zgodności jego wielkości z rozmiarem Ziemi.

Dokładniejsza metoda pomiaru odległości do Księżyca pojawiła się w związku z rozwojem radaru. Pierwsze badanie radarowe Księżyca przeprowadzono w 1946 roku w USA i Wielkiej Brytanii. Radar umożliwił pomiar odległości do Księżyca z dokładnością do kilku kilometrów.

Dalmierz laserowy stał się jeszcze dokładniejszą metodą pomiaru odległości do Księżyca. Aby to wdrożyć, w latach sześćdziesiątych XX wieku na Księżycu zainstalowano kilka reflektorów narożnych. Warto zauważyć, że pierwsze eksperymenty z odległością laserową przeprowadzono jeszcze przed zainstalowaniem reflektorów narożnych na powierzchni Księżyca. W latach 1962-1963 w Obserwatorium Krymskim ZSRR przeprowadzono kilka eksperymentów z laserowym pomiarem odległości poszczególnych kraterów na Księżycu przy użyciu teleskopów o średnicy od 0,3 do 2,6 metra. Eksperymenty te pozwoliły określić odległość do powierzchni Księżyca z dokładnością do kilkuset metrów. W latach 1969-1972 astronauci programu Apollo wysłali na powierzchnię naszego satelity trzy narożne reflektory. Wśród nich najbardziej zaawansowany był reflektor misji Apollo 15, ponieważ składał się z 300 pryzmatów, podczas gdy pozostałe dwie (misje Apollo 11 i Apollo 14) składały się tylko ze stu pryzmatów każdy.

Ponadto w latach 1970 i 1973 ZSRR dostarczył na powierzchnię Księżyca jeszcze dwa francuskie reflektory narożne na pokładach pojazdów samobieżnych Łunochod-1 i Łunochod-2, z których każdy składał się z 14 pryzmatów. Zastosowanie pierwszego z tych reflektorów ma niezwykłą historię. W ciągu pierwszych 6 miesięcy pracy łazika księżycowego z reflektorem udało się przeprowadzić około 20 sesji pomiaru odległości laserem. Jednak wówczas, ze względu na niefortunne położenie łazika księżycowego, użycie reflektora było możliwe dopiero w 2010 roku. Dopiero zdjęcia nowego aparatu LRO pomogły wyjaśnić położenie łazika księżycowego z reflektorem, a tym samym wznowić z nim sesje robocze.

W ZSRR największą liczbę sesji pomiaru odległości laserem przeprowadzono na 2,6-metrowym teleskopie Obserwatorium Krymskiego. W latach 1976-1983 za pomocą tego teleskopu wykonano 1400 pomiarów z błędem 25 centymetrów, po czym obserwacje przerwano ze względu na ograniczenie radzieckiego programu księżycowego.

Ogółem od 1970 do 2010 roku przeprowadzono na świecie około 17 tysięcy sesji precyzyjnych dalmierzy laserowych. Większość z nich związana była z reflektorem narożnym Apollo 15 (jak wspomniano powyżej, jest to najbardziej zaawansowany - z rekordową liczbą pryzmatów):

Spośród 40 obserwatoriów zdolnych do wykonywania pomiarów laserowych na Księżycu tylko kilka może wykonywać bardzo precyzyjne pomiary:

Większość ultraprecyzyjnych pomiarów wykonano za pomocą 2-metrowego teleskopu w Obserwatorium Mac Donald w Teksasie:

Jednocześnie najdokładniejsze pomiary wykonuje instrument APOLLO, który w 2006 roku został zainstalowany na 3,5-metrowym teleskopie w Obserwatorium Apache Point. Dokładność jego pomiarów sięga jednego milimetra:

Ewolucja układu Księżyca i Ziemi

Głównym celem coraz dokładniejszych pomiarów odległości do Księżyca jest próba głębszego zrozumienia ewolucji orbity Księżyca w odległej przeszłości i odległej przyszłości. Do tej pory astronomowie doszli do wniosku, że w przeszłości Księżyc znajdował się kilka razy bliżej Ziemi, a także miał znacznie krótszy okres rotacji (czyli nie był zablokowany pływowo). Fakt ten potwierdza dominującą w naszych czasach wersję uderzeniową powstawania Księżyca z wyrzuconego materiału Ziemi. Ponadto wpływ pływowy Księżyca powoduje, że prędkość obrotu Ziemi wokół własnej osi stopniowo maleje. Tempo tego procesu polega na wydłużeniu dnia ziemskiego każdego roku o 23 mikrosekundy. W ciągu jednego roku Księżyc oddala się od Ziemi średnio o 38 milimetrów. Szacuje się, że jeśli układ Ziemia-Księżyc przetrwa przemianę Słońca w czerwonego olbrzyma, to po 50 miliardach lat dzień ziemski będzie równy miesiącowi księżycowemu. W rezultacie Księżyc i Ziemia zawsze będą zwrócone do siebie tylko jedną stroną, co obserwuje się obecnie w układzie Pluton-Charon. Do tego czasu Księżyc odsunie się na około 600 tysięcy kilometrów, a miesiąc księżycowy wydłuży się do 47 dni. Ponadto zakłada się, że parowanie ziemskich oceanów za 2,3 miliarda lat doprowadzi do przyspieszenia procesu usuwania Księżyca (pływy ziemskie znacznie spowalniają ten proces).

Ponadto obliczenia pokazują, że w przyszłości Księżyc ponownie zacznie zbliżać się do Ziemi w wyniku wzajemnych interakcji pływowych. Zbliżając się do Ziemi na 12 tys. km, Księżyc zostanie rozerwany przez siły pływowe, a pozostałości Księżyca utworzą pierścień podobny do znanych pierścieni wokół gigantycznych planet Układu Słonecznego. Inne znane satelity Układu Słonecznego powtórzą ten los znacznie wcześniej. Zatem Fobosowi podaje się wiek 20-40 milionów lat, a Trytonowi około 2 miliardów lat.

Każdego roku odległość do satelity Ziemi zwiększa się średnio o 4 cm, powodem jest ruch planetoidy po orbicie spiralnej i stopniowo malejąca siła oddziaływania grawitacyjnego między Ziemią a Księżycem.

Pomiędzy Ziemią a Księżycem teoretycznie możliwe jest umieszczenie wszystkich planet Układu Słonecznego. Jeśli dodasz średnice wszystkich planet, w tym Plutona, otrzymasz wartość 382 100 km.

> > > Odległość od Ziemi do Księżyca

Odległość między Ziemią a Księżycem: najmniejsze i najdalsze odległości pomiędzy ciałami kosmicznymi. Dowiedz się, ile planet zmieści się pomiędzy Ziemią a Księżycem na zdjęciu.

Krótko mówiąc odległość Ziemi od Księżycaśrednia wynosi 384403 km. Ale ważne jest, aby znać kilka niuansów. Nie bez powodu użyliśmy słowa „średni”, ponieważ Księżyc porusza się po eliptycznej drodze i zmienia swoją odległość.

Najbliższa i najdalsza odległość Ziemi od Księżyca

W najbliższym punkcie odległość Ziemi od Księżyca wynosi 363 104 km, a w maksymalnym – 406 696 km. Widać różnicę 43592 km, czyli całkiem sporo. Zmienia to jego pozorny rozmiar o 15%. Wpływa to również na jasność, ponieważ w pełnej fazie i przy najbliższym zbliżeniu będzie ona wydawała się jaśniejsza o 30%. Ten moment nazywa się superksiężycem.

Ten film został wydany w 2011 roku, aby pokazać fazę geocentryczną, kąt położenia osiowego, librację i pozorną średnicę Księżyca w ciągu roku.

Ale jak w ogóle udało nam się określić odległość między Księżycem a Ziemią? Wszystko zależy od czasu obliczeń. Starożytni Grecy opierali się na prostych wzorach geometrycznych. Długo monitorowali zmiany cieni i domyślili się, że powinna ona być 108 razy większa od średnicy ciała. To stąd narodziły się koncepcje dotyczące zaćmień Księżyca i Słońca.

Naukowcy odkryli, że cień jest około 2,5 razy większy od szerokości Księżyca. Sam obiekt ma wystarczające parametry, aby okresowo blokować przed nami Słońce. Znając średnicę Ziemi i wzór na trójkąt, obliczyli odległość na 397 500 km. Nie do końca dokładne, ale są to niesamowite wskaźniki na ten czas.

Teraz używamy pomiaru milimetrowego – obliczamy czas potrzebny na podróż sygnału z Ziemi do obiektu. Dzięki misji Apollo udało nam się to zrobić za pomocą satelity. Ponad 40 lat temu astronauci zainstalowali na jego powierzchni specjalne lustra odbijające, do których wysyłane były wiązki laserowe z naszej planety. Dostajemy słaby zwrot, ale wystarczający, aby uzyskać jak najdokładniejszą liczbę.

Prędkość światła wynosi 300 000 km/s, więc pokonanie tej odległości zajmuje nieco ponad sekundę. Następnie tę samą kwotę przeznacza się na zwroty. Technika ta pomogła również zrozumieć, że co roku satelita oddala się o 3,8 cm, a po miliardach lat będzie wydawał się mniejszy od gwiazdy. Tak, będziesz musiał pożegnać się ze swoimi ulubionymi zaćmieniami.

Jeśli pamiętasz skalę naszych planet (zwłaszcza gazowych gigantów), jesteś zaskoczony, że to może być prawdziwe. Aby to zrozumieć, przyjrzyjmy się średnicom planet:

• Merkury – 4879 km
• Wenus – 12104 km
• Mars – 6771 km
• Jowisz – 139822 km
• Saturn – 116464 km
• Uran – 50724 km
• Neptun – 49244 km
• Razem: 380008 km

Odległość między nami a satelitą wynosi 384 400 km. Okazuje się, że oszczędzamy także 4392 km. Co zrobić z resztą? Cóż, możesz dodać Plutona, który rozciąga się na 2092 km, a także jakąś inną planetę karłowatą. Oczywiście fizycznie nie byłyby w stanie obracać się obok siebie, ale sama możliwość jest zaskakująca.

Naturalnym satelitą Ziemi jest Księżyc – nieświecące ciało odbijające światło słoneczne.

Badania Księżyca rozpoczęły się w 1959 r., kiedy radziecka sonda Luna 2 po raz pierwszy wylądowała na Księżycu, a sonda Luna 3 po raz pierwszy wykonała zdjęcia niewidocznej strony Księżyca z kosmosu.

W 1966 roku Łuna 9 wylądowała na Księżycu i utworzyła solidną strukturę gleby.

Pierwszymi ludźmi, którzy chodzili po Księżycu, byli Amerykanie Neil Armstrong i Edwin Aldrin. Stało się to 21 lipca 1969 roku. Radzieccy naukowcy do dalszych badań Księżyca woleli używać pojazdów automatycznych - łazików księżycowych.

Ogólna charakterystyka Księżyca

Średnia odległość od Ziemi, km
A. mi.	363 104 0,0024
A. mi.	405 696 0,0027
Średnia odległość między środkami Ziemi i Księżyca, km
Nachylenie orbity do płaszczyzny jej orbity
Średnia prędkość orbitalna	1,022
Średni promień Księżyca, km
Waga (kg
Promień równikowy, km
Promień biegunowy, km
Średnia gęstość, g/cm 3
Przechyl do równika, stopnie.

Masa Księżyca stanowi 1/81 masy Ziemi. Pozycja Księżyca na orbicie odpowiada tej czy innej fazie (ryc. 1).

Ryż. 1. Fazy księżyca

Fazy ​​księżyca- różne pozycje względem Słońca - nów, pierwsza kwadra, pełnia i ostatnia kwadra. Podczas pełni księżyca widoczny jest oświetlony dysk Księżyca, ponieważ Słońce i Księżyc znajdują się po przeciwnych stronach Ziemi. Podczas nowiu Księżyc znajduje się po stronie Słońca, więc strona Księżyca zwrócona w stronę Ziemi nie jest oświetlona.

Księżyc zawsze jest zwrócony w stronę Ziemi jedną stroną.

Linia oddzielająca oświetloną część Księżyca od nieoświetlonej części nazywa się terminatora.

W pierwszej kwadrze Księżyc jest widoczny w odległości kątowej 90 cali od Słońca, a promienie słoneczne oświetlają tylko prawą połowę Księżyca zwróconą do nas. W pozostałych fazach Księżyc jest dla nas widoczny w postaci półksiężyc Dlatego, aby odróżnić rosnący Księżyc od starego, musimy pamiętać: stary Księżyc przypomina literę „C”, a jeśli Księżyc woskuje, możesz w myślach narysować pionową linię przed Księżycem a otrzymasz literę „P”.

Ze względu na bliskość Księżyca do Ziemi i jego dużą masę tworzą one układ Ziemia-Księżyc. Księżyc i Ziemia obracają się wokół swoich osi w tym samym kierunku. Płaszczyzna orbity Księżyca jest nachylona do płaszczyzny orbity Ziemi pod kątem 5°9”.

Nazywa się przecięcie orbit Ziemi i Księżyca węzły orbity księżycowej.

Gwiezdny(od łac. sideris - gwiazda) miesiąc to okres obrotu Ziemi wokół własnej osi i tego samego położenia Księżyca na sferze niebieskiej w stosunku do gwiazd. To 27,3 ziemskich dni.

Synodyczny(z greckiego synodu - połączenie) miesiąc to okres całkowitej zmiany faz księżyca, tj. okres powrotu Księżyca do pierwotnej pozycji względem Księżyca i Słońca (na przykład od nowiu do nowiu). Średnio trwa 29,5 ziemskich dni. Miesiąc synodyczny jest o dwa dni dłuższy niż miesiąc gwiezdny, ponieważ Ziemia i Księżyc obracają się wokół swoich osi w tym samym kierunku.

Grawitacja na Księżycu jest 6 razy mniejsza niż na Ziemi.

Rzeźba satelity Ziemi jest dobrze zbadana. Widoczne ciemne obszary na powierzchni Księżyca nazywane są „morzami” - są to rozległe, bezwodne równiny nizinne (największa to „Oksan Bur”), a jasne obszary nazywane są „kontynentami” - są to obszary górzyste, wzniesione. Głównymi strukturami planetarnymi powierzchni Księżyca są kratery pierścieniowe o średnicy do 20-30 km i cyrki wielopierścieniowe o średnicy od 200 do 1000 km.

Pochodzenie struktur pierścieniowych jest różne: meteorytowe, wulkaniczne i wybuchowe. Ponadto na powierzchni Księżyca występują pęknięcia, przesunięcia, kopuły i systemy uskoków.

Badania przeprowadzone przez statki kosmiczne Luna-16, Luna-20 i Luna-24 wykazały, że powierzchniowe skały klastyczne Księżyca są podobne do ziemskich skał magmowych - bazaltów.

Znaczenie Księżyca w życiu Ziemi

Chociaż masa Księżyca jest 27 milionów razy mniejsza od masy Słońca, to znajduje się on 374 razy bliżej Ziemi i ma silny wpływ na planetę, powodując w niektórych miejscach przypływy, a w innych odpływy. Dzieje się tak co 12 godzin i 25 minut, ponieważ Księżyc dokonuje pełnego obrotu wokół Ziemi w ciągu 24 godzin i 50 minut.

Ze względu na grawitacyjne oddziaływanie Księżyca i Słońca na Ziemię, odpływ i przypływ(ryc. 2).

Ryż. 2. Schemat występowania przypływów i odpływów na Ziemi

Najbardziej wyraźne i najważniejsze w swoich konsekwencjach są zjawiska pływowe w powłoce falowej. Reprezentują okresowe wzniesienia i spadki poziomu oceanów i mórz, spowodowane siłami grawitacyjnymi Księżyca i Słońca (2,2 razy mniejsze niż księżycowe).

W atmosferze zjawiska pływowe objawiają się półdobowymi zmianami ciśnienia atmosferycznego, a w skorupie ziemskiej - deformacją materii stałej Ziemi.

Na Ziemi występują 2 przypływy w punkcie położonym najbliżej i najdalej od Księżyca oraz 2 odpływy w punktach znajdujących się w odległości kątowej 90° od linii Księżyc-Ziemia. Atrakcja przypływy cygijskie, które występują podczas nowiu i pełni księżyca oraz kwadratura- w pierwszym i ostatnim kwartale.

Na otwartym oceanie ruchy pływowe są niewielkie. Wahania poziomu wody sięgają 0,5-1 m. W morzach śródlądowych (czarnym, bałtyckim itp.) prawie nie są odczuwalne. Jednak w zależności od szerokości geograficznej i konturów linii brzegowej kontynentów (szczególnie w wąskich zatokach) poziom wody podczas przypływów może wzrosnąć nawet do 18 m (Zatoka Fundy na Oceanie Atlantyckim u wybrzeży Ameryki Północnej), 13 m na zachodnim wybrzeżu Morza Ochockiego. W tym przypadku powstają prądy pływowe.

Główne znaczenie fal pływowych polega na tym, że przemieszczając się ze wschodu na zachód zgodnie z pozornym ruchem Księżyca, spowalniają obrót osiowy Ziemi i wydłużają dzień, zmieniają kształt Ziemi poprzez zmniejszenie kompresji polarnej, powodują pulsację skorupy ziemskie, pionowe przemieszczenia powierzchni ziemi, półdobowe zmiany ciśnienia atmosferycznego zmieniają warunki życia organicznego w przybrzeżnych częściach Oceanu Światowego i ostatecznie wpływają na działalność gospodarczą krajów przybrzeżnych. Statki morskie mogą wpływać do niektórych portów tylko podczas przypływu.

Po pewnym czasie na Ziemi powtarzają się zaćmienia słońca i księżyca. Można je zobaczyć, gdy Słońce, Ziemia i Księżyc znajdują się na tej samej linii.

Zaćmienie- sytuacja astronomiczna, w której jedno ciało niebieskie blokuje światło innego ciała niebieskiego.

Zaćmienie słońca ma miejsce, gdy Księżyc znajduje się pomiędzy obserwatorem a Słońcem i blokuje je. Ponieważ Księżyc przed zaćmieniem jest zwrócony do nas nieoświetloną stroną, przed zaćmieniem zawsze następuje nów, czyli Księżyc nie jest widoczny. Wydaje się, że Słońce jest zakryte czarnym dyskiem; obserwator z Ziemi postrzega to zjawisko jako zaćmienie słońca (ryc. 3).

Ryż. 3. Zaćmienie Słońca (względne rozmiary ciał i odległości między nimi są względne)

Zaćmienie Księżyca ma miejsce, gdy Księżyc, ustawiony w jednej linii ze Słońcem i Ziemią, wpada w cień w kształcie stożka rzucany przez Ziemię. Średnica plamy cienia Ziemi jest równa minimalnej odległości Księżyca od Ziemi – 363 000 km, co stanowi około 2,5 średnicy Księżyca, dzięki czemu Księżyc może być całkowicie zasłonięty (patrz ryc. 3).

Rytmy księżycowe to powtarzające się zmiany intensywności i charakteru procesów biologicznych. Istnieją rytmy księżycowo-miesięczne (29,4 dnia) i księżycowo-dobowe (24,8 godziny). Wiele zwierząt i roślin rozmnaża się w określonej fazie cyklu księżycowego. Rytmy księżycowe są charakterystyczne dla wielu zwierząt morskich i roślin strefy przybrzeżnej. Tym samym ludzie zauważyli zmiany w swoim samopoczuciu w zależności od faz cyklu księżycowego.

Średnia odległość między środkami Ziemi i Księżyca wynosi 384 467 km (0,002 57 AU, ~ 30 średnic Ziemi).

Pozorna wielkość Księżyca w pełni na ziemskim niebie wynosi -12,71 m. Oświetlenie wytwarzane przez Księżyc w pełni w pobliżu powierzchni Ziemi przy dobrej pogodzie wynosi 0,25–1 luksa.

Księżyc jest jedynym obiektem astronomicznym poza Ziemią odwiedzanym przez człowieka.

Nazwa

Słowo księżyc sięga Prasławia. *luna< пра-и.е. *louksnā́ «светлая» (ж. р. прилагательного *louksnós), к этой же индоевропейской форме восходит и лат. lūna «луна». Греки называли спутник Земли Селеной (др.-греч. Σελήνη), древние египтяне - Ях (Иях).

Księżyc jako ciało niebieskie

Orbita

Od czasów starożytnych ludzie próbowali opisać i wyjaśnić ruch Księżyca. Z biegiem czasu pojawiały się coraz dokładniejsze teorie.

Podstawą współczesnych obliczeń jest teoria Browna. Powstał na przełomie XIX i XX wieku i opisywał ruch Księżyca z dokładnością ówczesnych przyrządów pomiarowych. W tym przypadku w obliczeniach wykorzystano ponad 1400 terminów (współczynników i argumentów funkcji trygonometrycznych).

Współczesna nauka może obliczyć ruch Księżyca i zweryfikować te obliczenia z jeszcze większą dokładnością. Za pomocą metod pomiaru odległości laserowej odległość do Księżyca mierzona jest z kilkucentymetrowym błędem. Taką dokładność mają nie tylko pomiary, ale także teoretyczne przewidywania położenia Księżyca; Do takich obliczeń stosuje się wyrażenia zawierające dziesiątki tysięcy terminów i nie ma ograniczeń co do ich liczby, jeśli wymagana jest jeszcze większa dokładność.

W pierwszym przybliżeniu możemy założyć, że Księżyc porusza się po orbicie eliptycznej z mimośrodem 0,0549 i wielką półosią 384 399 km. Rzeczywisty ruch Księżyca jest dość złożony, przy jego obliczaniu należy wziąć pod uwagę wiele czynników, na przykład spłaszczenie Ziemi i silny wpływ Słońca, które przyciąga Księżyc 2,2 razy silniej niż Ziemia. Dokładniej, ruch Księżyca wokół Ziemi można przedstawić jako kombinację kilku ruchów:

obrót wokół Ziemi po orbicie eliptycznej trwający 27,32166 dni, jest to tzw. miesiąc gwiazdowy (czyli ruch mierzony jest względem gwiazd);

obrót płaszczyzny orbity Księżyca: jej węzły (punkty przecięcia orbity z ekliptyką) przesuwają się na zachód, dokonując pełnego obrotu w ciągu 18,6 lat. Ten ruch jest precesyjny;

obrót głównej osi orbity Księżyca (linie absydy) z okresem 8,8 roku (zachodzi w kierunku przeciwnym niż powyższy ruch węzłów, to znaczy zwiększa się długość perygeum);

okresowa zmiana nachylenia orbity Księżyca względem ekliptyki z 4°59′ na 5°19′;

okresowa zmiana wielkości orbity Księżyca: perygeum od 356,41 do 369,96 tys. km, apogeum od 404,18 do 406,74 tys. km;

stopniowe odsuwanie się Księżyca od Ziemi w wyniku przyspieszenia pływów (około 4 cm rocznie), stąd jego orbita jest powoli rozwijającą się spiralą.

Struktura ogólna

Księżyc składa się ze skorupy, górnego płaszcza (astenosfery), środkowego płaszcza, dolnego płaszcza i jądra. Praktycznie nie ma atmosfery. Powierzchnię Księżyca pokrywa tzw. regolit – mieszanina drobnego pyłu i gruzu skalnego powstałego w wyniku zderzeń meteorytów z powierzchnią Księżyca. Procesy udarowo-wybuchowe towarzyszące bombardowaniu meteorytami przyczyniają się do spulchniania i mieszania gleby, przy jednoczesnym spiekaniu i zagęszczaniu cząstek gleby. Grubość warstwy regolitu waha się od ułamków metra do kilkudziesięciu metrów.

Grubość skorupy Księżyca waha się w szerokim zakresie od 0 do 105 km. Według danych z satelitów rozpoznania grawitacyjnego GRAIL, grubość skorupy Księżyca jest większa na półkuli zwróconej w stronę Ziemi.

Warunki na powierzchni Księżyca

Atmosfera Księżyca jest niezwykle rzadka. Gdy powierzchnia nie jest oświetlona przez Słońce, zawartość gazu nad nią nie przekracza 2,0 10 5 cząstek/cm3 (dla Ziemi liczba ta wynosi 2,7 10 19 cząstek/cm3), a po wschodzie słońca wzrasta o dwa rzędy wielkości w wyniku do odgazowania gleby. Rozrzedzenie atmosfery powoduje dużą różnicę temperatur na powierzchni Księżyca (od -160 ° C do +120 ° C), w zależności od oświetlenia; w tym przypadku temperatura skał znajdujących się na głębokości 1 m jest stała i wynosi -35°C. Ze względu na praktycznie brak atmosfery niebo na Księżycu jest zawsze czarne i pełne gwiazd, nawet gdy Słońce znajduje się nad horyzontem.

Dysk Ziemi wisi niemal nieruchomo na niebie Księżyca. Powody małych miesięcznych wahań wysokości Ziemi nad horyzontem księżycowym i azymutu (około 7° każdy) są takie same jak w przypadku libracji. Rozmiar kątowy Ziemi obserwowanej z Księżyca jest 3,7 razy większy niż rozmiar Księżyca obserwowany z Ziemi, a obszar sfery niebieskiej zakryty przez Ziemię jest 13,5 razy większy niż obszar pokryty przez Księżyc. Stopień oświetlenia Ziemi widoczny z Księżyca jest przeciwieństwem faz Księżyca widocznych na Ziemi: podczas pełni Księżyca nieoświetlona część Ziemi jest widoczna z Księżyca i odwrotnie. Oświetlenie Ziemi przez światło odbite jest około 50 razy silniejsze niż oświetlenie przez światło Księżyca na Ziemi; maksymalna pozorna wielkość Ziemi na Księżycu wynosi około -16 m.

Pole grawitacyjne

Potencjał grawitacyjny Księżyca tradycyjnie zapisuje się jako sumę trzech wyrazów:

gdzie δ W- potencjał pływowy, Q- potencjał odśrodkowy, V- potencjał przyciągania. Potencjał atrakcyjny jest zwykle rozkładany na harmoniczne strefowe, sektorowe i teseralne:

Gdzie P n m- powiązany wielomian Legendre'a, G- stała grawitacyjna, M- masa Księżyca, λ I θ - długość i szerokość geograficzna.

Przypływy i odpływy

Wpływ grawitacyjny Księżyca powoduje ciekawe efekty na Ziemi. Najbardziej znanym z nich są przypływy morskie. Po przeciwnych stronach Ziemi tworzą się dwa zgrubienia (w pierwszym przybliżeniu) - po stronie zwróconej w stronę Księżyca i po stronie przeciwnej do niego. W oceanach świata efekt ten jest znacznie wyraźniejszy niż w skorupie stałej (wypukłość wody jest większa). Amplituda pływów (różnica między poziomem przypływu i przypływu) na otwartych przestrzeniach oceanu jest niewielka i wynosi 30-40 cm, natomiast w pobliżu wybrzeża w wyniku wnikania fali pływowej na twarde dno , fala pływowa zwiększa swoją wysokość w taki sam sposób, jak zwykłe fale wiatru przy surfowaniu. Biorąc pod uwagę kierunek orbity Księżyca wokół Ziemi, można narysować obraz fali pływowej podążającej za oceanem. Wschodnie wybrzeża kontynentów są bardziej podatne na silne pływy. Maksymalna amplituda fal pływowych na Ziemi obserwowana jest w Zatoce Fundy w Kanadzie i wynosi 18 metrów.

Chociaż dla kuli ziemskiej wielkość siły grawitacyjnej Słońca jest prawie 200 razy większa niż siła grawitacji Księżyca, siły pływowe generowane przez Księżyc są prawie dwukrotnie większe niż te generowane przez Słońce. Wynika to z faktu, że siły pływowe zależą nie tylko od wielkości pola grawitacyjnego, ale także od stopnia jego niejednorodności. Wraz ze wzrostem odległości od źródła pola niejednorodność maleje szybciej niż wielkość samego pola. Ponieważ Słońce znajduje się prawie 400 razy dalej od Ziemi niż Księżyc, siły pływowe spowodowane grawitacją Słońca są słabsze.

Pole magnetyczne

Uważa się, że źródłem pola magnetycznego planet jest aktywność tektoniczna. Na przykład na Ziemi pole powstaje w wyniku ruchu stopionego metalu w rdzeniu, y - w wyniku konsekwencji przeszłej aktywności.

Łuna 1 w 1959 roku wykazała brak jednolitego pola magnetycznego na Księżycu. Wyniki badań naukowców z Massachusetts Institute of Technology potwierdzają hipotezę, że miał on płynny rdzeń. Wpisuje się to w ramy najpopularniejszej hipotezy dotyczącej pochodzenia Księżyca – zderzenie Ziemi około 4,5 miliarda lat temu z ciałem kosmicznym wielkości Marsa „wyrzuciło” z Ziemi ogromny kawałek stopionej materii, który później zamienił się w Księżyc. Można było eksperymentalnie wykazać, że na wczesnym etapie swojego istnienia Księżyc miał pole magnetyczne podobne do ziemskiego.

Obserwacja Księżyca z Ziemi

Związek między fazami Księżyca i jego położeniem względem Słońca i Ziemi. Kąt, o jaki Księżyc będzie się obracał od końca miesiąca gwiazdowego do końca miesiąca synodycznego, jest podświetlony na zielono.

Na półkuli południowej Księżyc jest odwrócony do góry nogami, jak na tym australijskim zdjęciu.

Średnica kątowa Księżyca jest bardzo zbliżona do średnicy Słońca i wynosi około pół stopnia. Księżyc z Ziemi wydaje się biało-żółty, chociaż odbija tylko 7% padającego na niego światła słonecznego (mniej więcej tyle samo co węgiel drzewny). Ponieważ sam Księżyc nie świeci, a jedynie odbija światło słoneczne, z Ziemi widoczna jest tylko część powierzchni Księżyca oświetlona przez Słońce (w fazach Księżyca bliskich nowiu, czyli na początku pierwszej kwadransa i pod koniec ostatniej kwadry, przy bardzo wąskim półksiężycu, można zaobserwować „popielate światło Księżyca” – słabe jego oświetlenie przez promienie Słońca odbite od Ziemi). Księżyc krąży wokół Ziemi, przez co zmienia się kąt między Ziemią, Księżycem i Słońcem; zjawisko to obserwujemy jako cykl faz księżyca. Okres pomiędzy kolejnymi nowiami księżyca wynosi średnio 29,5 dnia (709 godzin) i nazywany jest miesiącem synodycznym. Fakt, że miesiąc synodyczny trwa dłużej niż miesiąc gwiezdny, tłumaczy się ruchem Ziemi wokół Słońca: kiedy Księżyc dokonuje pełnego obrotu wokół Ziemi względem gwiazd, do tego czasu Ziemia już minęła 1/13 swojej orbity, a aby Księżyc ponownie znalazł się pomiędzy Ziemią a Słońcem, potrzebuje około dwóch dodatkowych dni.

Libacje księżycowe

Chociaż Księżyc obraca się wokół własnej osi, zawsze jest zwrócony w tę samą stronę do Ziemi, co oznacza, że ​​obrót Księżyca wokół Ziemi i jego obrót wokół własnej osi są zsynchronizowane. Synchronizacja ta jest spowodowana tarciem pływów, które Ziemia wytwarza w powłoce Księżyca. Zgodnie z prawami mechaniki Księżyc jest zorientowany w ziemskim polu grawitacyjnym w taki sposób, że półoś wielka księżycowej elipsoidy jest skierowana w stronę Ziemi.

Zjawisko libracji, odkryte przez Galileusza w 1635 roku, umożliwia obserwację około 59% powierzchni Księżyca. Faktem jest, że Księżyc krąży wokół Ziemi ze zmienną prędkością kątową ze względu na mimośród orbity Księżyca (szybciej porusza się w pobliżu perygeum, wolniej w pobliżu apogeum), natomiast obrót satelity wokół własnej osi jest równomierny. Pozwala to zobaczyć zachodnie i wschodnie krawędzie odległej strony Księżyca z Ziemi (libracja optyczna na długości geograficznej). Ponadto, ze względu na nachylenie osi obrotu Księżyca do płaszczyzny orbity Ziemi, północne i południowe krawędzie niewidocznej strony Księżyca są widoczne z Ziemi (libracja optyczna na szerokości geograficznej). Występuje także libracja fizyczna, spowodowana oscylacją satelity wokół położenia równowagi na skutek przemieszczenia środka ciężkości, a także działaniem sił pływowych z Ziemi. Ta fizyczna libracja ma wielkość 0,02° długości geograficznej w okresie 1 roku i 0,04° szerokości geograficznej w okresie 6 lat.

W wyniku załamania światła w atmosferze ziemskiej, podczas obserwacji Księżyca nisko nad horyzontem jego dysk ulega spłaszczeniu.

Czas (1,255 sekundy) potrzebny światłu wysłanemu z Ziemi na dotarcie na Księżyc. Rysunek jest wykonany w skali.

Ze względu na nierówny teren na powierzchni Księżyca różaniec Baileya można zobaczyć podczas całkowitego zaćmienia słońca. Kiedy natomiast Księżyc wpada w cień Ziemi, można zaobserwować kolejny efekt optyczny: zmienia kolor na czerwony, podświetlany światłem rozproszonym w ziemskiej atmosferze.

Selenologia

Promieniowa anomalia grawitacyjna na powierzchni Księżyca.

Ze względu na swój rozmiar i skład Księżyc jest czasami klasyfikowany jako planeta ziemska wraz z Merkurym, Wenus, Ziemią i Marsem. Badając budowę geologiczną Księżyca, możesz dowiedzieć się wiele o budowie i rozwoju Ziemi.

Grubość skorupy Księżyca wynosi średnio 68 km, wahając się od 0 km pod księżycowym Morzem Kryzysu do 107 km w północnej części krateru Korolev po drugiej stronie. Pod skorupą znajduje się płaszcz i prawdopodobnie mały rdzeń z siarczku żelaza (o promieniu około 340 km i masie stanowiącej 2% masy Księżyca). Ciekawe, że środek masy Księżyca znajduje się około 2 km od środka geometrycznego w kierunku Ziemi. Na podstawie wyników misji Kaguya stwierdzono, że na Morzu Moskiewskim grubość skorupy jest najmniejsza dla całego Księżyca – prawie 0 metrów pod warstwą lawy bazaltowej o grubości 600 metrów.

Pomiary prędkości satelitów Lunar Orbiter umożliwiły stworzenie mapy grawitacyjnej Księżyca. Za jego pomocą odkryto unikalne obiekty księżycowe, zwane maskonami (od angielskiego skupienia masy) - są to masy materii o zwiększonej gęstości.

Księżyc nie posiada pola magnetycznego, chociaż niektóre skały na jego powierzchni wykazują magnetyzm szczątkowy, co wskazuje na możliwość istnienia pola magnetycznego na Księżycu we wczesnych stadiach rozwoju.

Nie mając atmosfery ani pola magnetycznego, powierzchnia Księżyca jest bezpośrednio wystawiona na działanie wiatru słonecznego. W ciągu 4 miliardów lat jony wodoru z wiatru słonecznego zostały wprowadzone do księżycowego regolitu. Zatem próbki regolitu zwrócone przez misje Apollo okazały się bardzo cenne dla badań nad wiatrem słonecznym.

W lutym 2012 roku amerykańscy astronomowie odkryli kilka formacji geologicznych po niewidocznej stronie Księżyca. Wskazuje to, że księżycowe procesy tektoniczne trwały co najmniej kolejne 950 milionów lat po szacunkowej dacie geologicznej „śmierci” Księżyca.

Jaskinie

Japońska sonda Kaguya odkryła dziurę w powierzchni Księżyca, zlokalizowaną w pobliżu płaskowyżu wulkanicznego Wzgórz Marius, prawdopodobnie prowadzącą do tunelu pod powierzchnią. Średnica otworu wynosi około 65 metrów, a głębokość przypuszczalnie 80 metrów.

Naukowcy uważają, że takie tunele powstają w wyniku zestalenia strumieni stopionej skały, której środkiem jest zamrożona lawa. Procesy te zachodziły w okresie aktywności wulkanicznej na Księżycu. Teorię tę potwierdza obecność krętych rowków na powierzchni satelity.

Tunele takie mogą służyć do kolonizacji, ze względu na ochronę przed promieniowaniem słonecznym oraz zamkniętą przestrzeń, w której łatwiej jest utrzymać warunki podtrzymania życia.

Podobne dziury istnieją na Marsie.

Sejsmologia

Cztery sejsmografy pozostawione na Księżycu przez ekspedycje Apollo 12, Apollo 14, Apollo 15 i Apollo 16 wykazały obecność aktywności sejsmicznej. Z najnowszych obliczeń naukowców wynika, że ​​jądro Księżyca składa się głównie z gorącego żelaza. Z powodu braku wody oscylacje powierzchni Księżyca są długotrwałe i mogą trwać nawet ponad godzinę.

Trzęsienia Księżyca można podzielić na cztery grupy:

pływowy, występujący dwa razy w miesiącu, spowodowany siłami pływowymi Słońca i Ziemi;
tektoniczny - nieregularny, spowodowany ruchami gleby Księżyca;
meteoryt - z powodu upadku;
termiczne - są spowodowane ostrym nagrzewaniem powierzchni Księżyca o wschodzie słońca.

Największym zagrożeniem dla ewentualnych zamieszkałych stacji są tektoniczne trzęsienia księżyca. W ciągu 5 lat badań sejsmografy NASA zarejestrowały 28 podobnych trzęsień księżyca. Niektóre z nich osiągają 5,5 w skali Richtera i trwają dłużej niż 10 minut. Dla porównania na Ziemi takie trzęsienia ziemi trwają nie dłużej niż dwie minuty.

Woda na Księżycu

Informacje o odkryciu wody na Księżycu zostały po raz pierwszy opublikowane w 1978 roku przez radzieckich badaczy w czasopiśmie Geochemistry. Fakt ten ustalono w wyniku analizy próbek dostarczonych przez Łunę-24 w 1976 roku. Procentowa zawartość wody w próbce wynosiła 0,1.

W lipcu 2008 roku grupa amerykańskich geologów z Carnegie Institution i Brown University odkryła w próbkach gleby Księżyca ślady wody, która została uwolniona w dużych ilościach z wnętrzności satelity na wczesnych etapach jego istnienia. Później większość tej wody wyparowała w przestrzeń kosmiczną.

Rosyjscy naukowcy, korzystając ze stworzonego przez siebie instrumentu LEND i zainstalowanego na sondzie LRO, zidentyfikowali obszary Księżyca najbardziej bogate w wodór. Na podstawie tych danych NASA wybrała miejsce dla sondy LCROSS do bombardowania Księżyca. Po eksperymencie, 13 listopada 2009 roku NASA ogłosiła odkrycie wody w postaci lodu w kraterze Cabeus w pobliżu bieguna południowego.

Według danych przesłanych przez radar Mini-SAR zainstalowany na indyjskiej sondzie księżycowej Chandrayaan-1, w rejonie bieguna północnego odkryto co najmniej 600 milionów ton wody, z czego większość ma postać bloków lodu spoczywających na dnie kratery księżycowe. W sumie wodę znaleziono w ponad 40 kraterach, których średnica waha się od 2 do 15 km. Teraz naukowcy nie mają już wątpliwości, że znaleziony lód to lód wodny.

Chemia skał księżycowych

Mapa stężeń toru na powierzchni Księżyca według danych Lunar Prospector.

Skład gleby księżycowej różni się znacznie w morskich i kontynentalnych regionach Księżyca. Skały księżycowe są zubożone w żelazo, wodę i składniki lotne.