Kosmisk kropp. Det er den eneste naturlige satellitten på jorden. Månens bane er elliptisk, og avstanden mellom månen og jorden varierer, i gjennomsnitt er den 382 tusen kilometer.
Måneform- praktisk talt en ball, litt forlenget til siden (på grunn av tidevannskrefter).
Månens radius- 1737 kilometer, dette er omtrent 0,27 av jordens ekvatorialradius.
Månemasse 81 ganger mindre enn jordens masse.
Månens overflate- en kombinasjon av sletter, som kalles månehav, ringformede rygger som omgir disse slettene, tallrike skålede kratere og sprekker. Dybden til individuelle kratere når 200 kilometer. Hav, rygger, kratere er plottet på det kompilerte kartet over månen, de får navn, for eksempel: Apenninene, Kaukasus, Alpene, Stormhavet, Krisehavet, Mount Copernicus, Kepler og så videre. Kartet over den andre siden av månen ble satt sammen ved hjelp av data fra kunstige satellitter og sonder som ble skutt mot den.
Månejord- den såkalte regolitten, dannet fra utallige meteorittkollisjoner. Det er karakterisert som "et heterogent rusk-støvlag som varierer i tykkelse fra flere meter til flere titalls meter." Sammensetningen av månens bergarter inkluderer mange elementer i det periodiske systemet.
Tyngdeakselerasjonen på månens overflate er 1,6 meter per sekund per sekund, som er 6 ganger mindre enn . På grunn av den lave tyngdekraften kan ikke Månen opprettholde et gasskall rundt seg selv, og Månen har ingen atmosfære. Det er heller ingen hydrosfære.
Temperatur på månens overflate, ikke beskyttet av atmosfæren, varierer fra pluss 110 grader Celsius om dagen til minus 120 grader om natten.
Måne beveger seg rundt jorden samtidig som den roterer rundt sin akse. Perioden for månens revolusjon rundt og perioden for månens rotasjon rundt sin akse faller sammen, den er omtrent 27 dager. På grunn av denne tilfeldigheten ser jordboerne bare én side av månen.
Måne- er ikke en selvlysende planet, og den er synlig for oss på grunn av dens belysning av solens stråler. Hvis hele overflaten av den delen av Månen som vender mot oss er helt synlig, kalles denne fasen av Månen en fullmåne. Når bare den siden av Månen som er usynlig for oss er opplyst, kalles det en nymåne. Etter nymånen, en eller to dager senere, blir en smal halvmåne av månen synlig for oss, deretter øker halvmånen, det vil si at månen, sier vi, "vokser." På dette tidspunktet, i tillegg til den opplyste halvmånen, ser vi, som "i tåken", resten av Månen, siden den også lyser opp Månen, veldig svakt, men lyser opp. Dette er det såkalte askelyset på Månen – lys som reflekteres av Månen fra Jorden. Intervallet mellom to påfølgende nymåner (den såkalte månemåneden) er 29 dager. Siden månens faser - nymåne, første kvartal, fullmåne og siste kvartal lett kan observeres av alle innbyggere på jorden, fungerte dette fenomenet som grunnlaget for sammenstillingen av forskjellige kalendersystemer.
Måne- deltaker i måne- og solformørkelser. lyser opp månen og, og månen og jorden kaster skygger. Hvis månen og jorden på et tidspunkt blir i én "rad", så oppstår en av to formørkelser: måne eller sol.
Skyggen av jorden som faller på månen og gjør månen helt usynlig fra jorden fører til fullstendig Måneformørkelse.
Skyggen av månen, faller på jorden og skjuler den fullstendig, skaper en total solformørkelse.
Varigheten av en total solformørkelse er 7,5–12 minutter; full måne - opptil 1 time og 45 minutter.
Oftere forekommer ikke totale formørkelser, men delvise formørkelser, når en del av månen fortsatt er synlig for oss, jordboere.
Solformørkelser forekommer bare under nye måner, og månemåner - under fullmåner.
Hvert år er det 2–5 solformørkelser og ikke mer enn tre måneformørkelser. Det vil si at formørkelser forekommer oftere enn måneformørkelser, men dette er generelt for. Og spesielt er bildet slik. Måneformørkelser er synlige over hele halvkulen som vender mot Månen på dette tidspunktet. Solformørkelser er ikke synlige fra alle punkter på jorden, men bare fra territoriet der månens skygge faller. Det er anslått at fra samme sted på jorden kan en total solformørkelse bare være synlig en gang hvert 300–400 år.
Både måne- og solformørkelser gjorde alltid et stort inntrykk på innbyggerne, hvert fenomen ble reflektert i kronikker og andre dokumenter. Sammenligning av disse registreringene med datoene for formørkelser som skjedde i fortiden (og formørkelser har sitt eget mønster, og alle datoene for formørkelser er beregnet av forskere) lar historikere, arkeologer, astronomer og mange andre spesialister gjenopprette datoene for hendelser som skjedde i en fjern fortid.
Måne- et romobjekt som hele tiden overvåkes av forskere med ulike profiler ved hjelp av teleskoper og oppskytede romfartøyer. 3. april 1966 ble den automatiske interplanetære stasjonen (AIS) Luna-10 Månens første kunstige satellitt. Den 21. juli 1969 ble Månen besøkt for første gang av mennesker – amerikanske kosmonauter (astronauter) N. Armstrong og E. Aldrin, som ankom med romfartøyet Apollo 11. I november 1970 ble det første selvgående månens kjøretøy, Lunokhod-1, levert til månen. I februar 1972 mottok jordboere en prøve av månejord.
Måne betraktet som beskytter av en av.
Historie Månemasseanslag går hundrevis av år tilbake. Et tilbakeblikk på denne prosessen er presentert i en artikkel av utenlandsk forfatter David W. Hughes. Oversettelsen av denne artikkelen ble laget etter min beskjedne kunnskap om engelsk og presenteres nedenfor. Newton estimerte månens masse til å være det dobbelte av verdien som nå er akseptert som plausibel. Alle har sin egen sannhet, men det er bare én sannhet. Pek på denne saken vi kunne sette amerikanerne med en pendel på overflaten av Månen. De var der tross alt ;) . Telemetrister kan gjøre det samme basert på banekarakteristikkene til LRO og andre satellitter. Det er synd at denne informasjonen ikke er tilgjengelig ennå.
Observatorium
Måling av månens masse
Gjennomgang for 125-årsjubileet for observatoriet
David W. Hughes
Institutt for fysikk og astronomi, University of Sheffield
Det første estimatet av månemassen ble gjort av Isaac Newton. Verdien av denne kvantiteten (massen), så vel som månens tetthet, har vært gjenstand for debatt siden.
Introduksjon
Vekt er en av de mest upraktiske størrelsene å måle i en astronomisk sammenheng. Vi måler vanligvis kraften som utøves av en ukjent masse på en kjent masse, eller omvendt. I astronomiens historie var det ikke noe begrep om "masse" av for eksempel Månen, Jorden og Solen (MM , M E , M C ) før tiden Isaac Newton(1642 - 1727). Etter Newton ble det etablert ganske nøyaktige masseforhold. Så, for eksempel, i den første utgaven av Elements (1687) er forholdet M C /M E = 28700 gitt, som deretter øker til MC /M E = 227512 og M C /M E = 169282 i den andre (1713) og tredje (1726) ) publikasjoner, henholdsvis i forbindelse med avklaringen av den astronomiske enheten. Dette forholdet understreket det faktum at solen var viktigere enn jorden og ga betydelig støtte for den heliosentriske hypotesen Kopernikus.
Data om tettheten (masse/volum) til en kropp hjelper til med å estimere dens kjemiske sammensetning. For mer enn 2200 år siden oppnådde grekerne ganske nøyaktige verdier for størrelsene og volumene til jorden og månen, men massene var ukjente og tetthetene kunne ikke beregnes. Derfor, selv om Månen så ut som en steinkule, kunne den ikke bekreftes vitenskapelig. I tillegg kunne de første vitenskapelige skritt mot å belyse månens opprinnelse ikke tas.
Den desidert beste metoden for å bestemme massen til en planet i dag, i romalderen, er avhengig av den tredje (harmoniske) Keplers lov. Hvis satellitten har en masse m, roterer rundt Månen med masse M M , da
Hvor EN er den gjennomsnittlige tidsavstanden mellom MM og m, G er Newtons gravitasjonskonstant, og P- orbital periode. Siden M M >> m, gir denne ligningen verdien av M M direkte.
Hvis en astronaut kan måle akselerasjonen på grunn av tyngdekraften, G M på overflaten av Månen, da
der RM er månens radius, en parameter som har blitt målt med rimelig nøyaktighet siden Aristarchus fra Samos, for omtrent 2290 år siden.
Isaac Newton 1 målte ikke månens masse direkte, men forsøkte å estimere forholdet mellom sol- og månens masse ved å bruke målinger av tidevann. Selv om mange mennesker før Newton antok at tidevann var relatert til månens posisjon og innflytelse, var Newton den første som så på emnet fra et gravitasjonsperspektiv. Han innså at tidevannskraften skapt av et legeme med masse M på avstand d proporsjonal M/d 3 . Hvis denne kroppen har diameter D og tetthet ρ , denne kraften er proporsjonal ρ D 3 / d 3 . Og hvis vinkelstørrelsen på kroppen, α , liten, tidevannskraft er proporsjonal ρα 3. Så tidevannskraften til Solen er litt mindre enn halvparten av Månens.
Komplikasjoner oppsto fordi det høyeste tidevannet ble observert da solen faktisk var 18,5° fra syzygy, og også fordi månebanen ikke ligger i ekliptikkplanet og er eksentrisk. Når alt dette tas i betraktning, Newton, på grunnlag av sine observasjoner at "Til munningen av elven Avon, tre mil under Bristol, høyden av vannstigningen om våren og høsten syzygiene til armaturene (ifølge observasjonene av Samuel Sturmy) er omtrent 45 fot, men i kvadraturer bare 25 ”, konkluderte “at tettheten til månens stoff er relatert til tettheten til jordens stoff som 4891 til 4000, eller som 11 til 9. Følgelig er stoffet til Månen er tettere og mer jordisk enn selve jorden," og "massen til månens stoff vil være i massen av jordens stoff som 1 av 39.788" (Prinsipler, bok 3, forslag 37, oppgave 18).
Siden gjeldende verdi for forholdet mellom jordens masse og månens masse er gitt som M E /M M = 81,300588, er det klart at noe gikk galt med Newton. Er også 3.0 noe mer realistisk enn 9/5 for det syzygy høydeforholdet? og kvadratur tidevann. Også Newtons unøyaktige verdi for solens masse var et stort problem. Legg merke til at Newton hadde svært liten statistisk presisjon, og hans indikasjon på fem signifikante tall i verdien av M E / M M er fullstendig ubegrunnet.
Pierre-Simon Laplace(1749 - 1827) viet betydelig tid til analyse av tidevannshøyder (spesielt ved Brest), og konsentrerte seg om tidevannet ved de fire hovedfasene av Månen ved både solhverv og jevndøgn. Laplace 2, ved å bruke korte serier med observasjoner på 1700-tallet, oppnådde en M E /M M-verdi på 59. I 1797 hadde han foredlet denne verdien til 58,7. Ved å bruke et utvidet sett med tidevannsdata i 1825, oppnådde Laplace 3 M E / M M = 75.
Laplace innså at tidevannstilnærmingen var en av mange måter å finne ut månemassen på. At jordens rotasjon kompliserte tidevannsmodeller, og at sluttproduktet av beregningen var masseforholdet Måne/Sol, plaget ham tydeligvis. Så han sammenlignet tidevannskraften sin med målinger oppnådd ved andre metoder. Laplace 4 skriver videre koeffisientene M E /M M som 69,2 (ved å bruke d'Alemberts koeffisienter), 71,0 (ved å bruke Maskelynes analyse av Bradleys nutasjons- og parallakseobservasjoner), og 74,2 (ved å bruke Burgs arbeid med måneparallaksulikheten). Laplace anså tilsynelatende hvert resultat for å være like troverdig og tok ganske enkelt gjennomsnittet av de fire verdiene for å oppnå gjennomsnittet. «La valeur le plus vraisembable de la masse de la lune, qui me parait resulted des divers phenomenes 1/68.5» (ref 4, s. 160). Gjennomsnittsforholdet M E / M M lik 68,5 er gjentatte ganger funnet i Laplace 5 .
Det er forståelig at på begynnelsen av det nittende århundre må det ha oppstått tvil om Newtons verdi på 39.788, spesielt i hodet til noen britiske astronomer som var klar over arbeidet til sine franske kolleger.
Finlayson 6 tilbake til tidevannsteknikken og ved å bruke syzygy-målingen? og kvadraturtidevannet ved Dover for årene 1861, 1864, 1865 og 1866, oppnådde han følgende verdier av M E / M M: henholdsvis 89.870, 88.243, 87.943 og 86.000. Ferrell 7 hentet ut hovedharmonikkene fra nitten års tidevannsdata i Brest (1812 - 1830) og oppnådde et betydelig lavere forhold M E / M M = 78. Harkness 8 gir en tidevannsverdi M E / M M = 78,65.
Såkalt pendelmetoden er basert på å måle akselerasjon på grunn av tyngdekraften. Gå tilbake til Keplers tredje lov, tar i betraktning Newtons andre lov vi får
Hvor enM- tidsgjennomsnittlig avstand mellom jorden og månen, P M- månens sideriske revolusjonsperiode (dvs. lengden på den sideriske måneden), gE tyngdeakselerasjon på jordoverflaten, og R E- Jordens radius. Så
I følge Barlow og Bryan 9 ble denne formelen brukt av Airy 10 for å måle M E / M M, men var unøyaktig på grunn av denne verdiens litenhet og akkumulert akkumulert usikkerhet i verdiene til mengdene enM , gE, R E, Og P M.
Etter hvert som teleskopene ble mer avanserte og nøyaktigheten av astronomiske observasjoner økte, ble det mulig å løse måneligningen mer nøyaktig. Det totale massesenteret til jord-/månesystemet beveger seg rundt solen i en elliptisk bane. Både Jorden og Månen går i bane rundt dette massesenteret hver måned.
Observatører på jorden ser altså i løpet av hver måned en liten forskyvning østover og deretter en liten forskyvning vestover i objektets himmelposisjon, sammenlignet med objektets koordinater det ville hatt i fravær av jordens massive satellitt. Selv med moderne instrumenter oppdages ikke denne bevegelsen når det gjelder stjerner. Det kan imidlertid enkelt måles for Solen, Mars, Venus og asteroider som passerer i nærheten (Eros, for eksempel, på det nærmeste punktet er bare 60 ganger lenger unna enn Månen). Amplituden til det månedlige skiftet i solens posisjon er omtrent 6,3 buesekunder. Dermed
Hvor en C- den gjennomsnittlige avstanden mellom jorden og massesenteret til jord-månesystemet (dette er ca. 4634 km), og som- gjennomsnittlig avstand mellom jorden og solen. Hvis gjennomsnittlig jord-måne avstand en M det er også kjent det
Dessverre er konstanten til denne "måneligningen", dvs. 6,3", dette er en veldig liten vinkel som er ekstremt vanskelig å måle nøyaktig. I tillegg er M E / M M avhengig av nøyaktig kunnskap om jord-sol-avstanden.
Verdien av måneligningen kan være flere ganger større for en asteroide som passerer nær jorden. Gill 11 brukte posisjonsobservasjoner fra 1888 og 1889 av asteroide 12 Victoria og solparallakse ved 8,802" ± 0,005" og konkluderte med at M E /M M = 81,702 ± 0,094. Hinks 12 brukte en lang sekvens av observasjoner av asteroide 433 Eros og konkluderte med at ME/M M = 81,53 ± 0,047. Han brukte deretter den oppdaterte solparallakseverdien og de korrigerte verdiene for asteroide 12 Victoria laget av David Gill og oppnådde den korrigerte verdien M E /M M = 81,76 ± 0,12.
Ved å bruke denne tilnærmingen oppnådde Newcomb 13, fra observasjoner av solen og planetene, M E /M M = 81,48 ± 0,20.
Spencer John s 14 analyserte observasjoner av asteroiden 433 Eros da den passerte 26 x 10 6 km fra jorden i 1931. Hovedmålet var å måle solparallakse, og en kommisjon fra International Astronomical Union ble opprettet i 1928 for dette formålet. Spencer Jones oppdaget at måneligningskonstanten er 6,4390 ± 0,0015 buesekunder. Dette, kombinert med den nye verdien for solparallakse, resulterte i forholdet M E /M M =81,271±0,021.
Presesjon og nutasjon kan også brukes. Polen til jordens rotasjonsakse precesserer rundt polen til ekliptikken hvert 26.000 år eller så, noe som også gjenspeiles i bevegelsen til det første punktet av Væren langs ekliptikken med omtrent 50,2619" per år. Presesjon ble oppdaget av Hipparchus over 2000 år siden lagt på denne bevegelsen er en raskere, en liten periodisk bevegelse kjent som nutation, oppdaget James Bradley(1693~1762) i 1748. Nutasjon oppstår hovedsakelig fordi månebanens plan ikke faller sammen med ekliptikkens plan. Maksimal nutasjon er omtrent 9,23" og en komplett syklus tar omtrent 18,6 år. Det er også flere nutasjoner produsert av Solen. Alle disse effektene er forårsaket av dreiemomentene som virker på jordens ekvatoriale buler.
Størrelsen på den steady-state lunisolære presesjonen i lengdegrad, og amplitudene til de ulike periodiske nutasjonene i lengdegrad, er funksjoner av blant annet Månens masse. Stein 15 bemerket at den lunisolære presesjonen, L, og nutasjonskonstanten, N, er gitt av:
hvor ε=(M M/M S) (a S/a M) 3, a S og a M er gjennomsnittlige jord-sol og jord-måne avstander;
e E og e M er eksentrisitetene til henholdsvis jordens og månebanen. Delaunay-konstanten er representert som γ. Til en første tilnærming er γ sinusen til halve helningsvinkelen til månebanen til ekliptikken. Verdien ν er forskyvningen av noden til månebanen,
i løpet av det julianske året, i forhold til linjen med jevndøgn; χ er en konstant som avhenger av den gjennomsnittlige forstyrrende kraften til solen, treghetsmomentet til jorden og vinkelhastigheten til jorden i dens bane. Merk at χ kansellerer hvis L deles på N. Stein som erstatter L = 50,378" og N = 9,223" fikk M E /M M = 81,36. Newcomb brukte sine egne målinger av L og N og fant M E /M M = 81,62 ± 0,20. Proctor 16 fant at ME/M M = 80,75.
Månens bevegelse rundt jorden ville vært nøyaktig en ellipse hvis månen og jorden var de eneste kroppene i solsystemet. Det faktum at de ikke er det fører til måneparallaktisk ulikhet. På grunn av tiltrekningen av andre kropper i solsystemet, og solen, spesielt, Månens bane er ekstremt kompleks. De tre største ulikhetene som må brukes skyldes eveksjon, variasjon og årlig ligning. I sammenheng med dette arbeidet er variasjon den viktigste ulikheten. (Historisk sett sier Sedillot at månevariasjonen ble oppdaget av Abul-Wafa på 900-tallet; andre tilskriver funnet Tycho Brahe).
Månevariasjon er forårsaket av endringen som oppstår fra forskjellen i soltyngdekraften i jord-månesystemet gjennom den synodiske måneden. Denne effekten er null når avstandene fra jorden til solen og månen til solen er like, en situasjon som oppstår veldig nær første og siste kvartal. Mellom første kvartal (gjennom fullmåne) og siste kvartal, når jorden er nærmere solen enn månen, og jorden hovedsakelig trekkes bort fra månen. Mellom det siste kvartalet (gjennom nymånen) og det første kvartalet er månen nærmere solen enn jorden, og derfor trekkes månen hovedsakelig vekk fra jorden. Den resulterende gjenværende kraften kan løses opp i to komponenter, en tangensiell til månebanen og den andre vinkelrett på banen (dvs. i Måne-Jord-retningen).
Månens posisjon endres med så mye som ±124,97 buesekunder (ifølge Brouwer og Clements 17) i forhold til posisjonen den ville ha hvis solen var uendelig langt unna. Det er denne 124,9" som er kjent som parallakseulikheten.
Siden disse 124,97 buesekunder tilsvarer fire minutters tid, forventes det at denne verdien kan måles med rimelig nøyaktighet. Den mest åpenbare konsekvensen av den parallaktiske ulikheten er at intervallet mellom nymåne og første kvarter er omtrent åtte minutter, dvs. lengre enn fra samme fase til fullmåne. Dessverre er nøyaktigheten som denne mengden kan måles med noe redusert ved at måneoverflaten er ujevn og at det må brukes ulike månekanter for å måle måneposisjonen i ulike deler av banen. (I tillegg til dette er det også en liten periodisk endring i Månens tilsynelatende halve diameter på grunn av den varierende kontrasten mellom lysstyrken på Månens kant og himmelen. Dette introduserer en feil som varierer mellom ±0,2" og 2 ", se Campbell og Nason 18).
Roy 19 bemerker at måneparallaktisk ulikhet, P, er definert som
I følge Campbell og Nason 18 ble parallakseulikheten funnet å være 123,5" i 1812, 122,37" i 1854, 126,46" i 1854, 124,70" i 1859, 125,36" i 18267, og 46" i 18267, og 46. Dermed kan jord/måne-masseforholdet beregnes fra observasjoner av parallakseforskjeller, hvis andre mengder, og spesielt solparallakse (dvs. som), er kjent. Dette har ført til en dikotomi blant astronomer. Noen foreslår å bruke jord/måne-masseforholdet fra den parallaktiske ulikheten for å estimere gjennomsnittlig jord-sol-avstand. Andre foreslår å evaluere førstnevnte gjennom sistnevnte (se Moulton 20).
Til slutt, vurder forstyrrelsen av planetariske baner. Banene til våre nærmeste naboer, Mars og Venus, som opplever gravitasjonspåvirkningen fra jord-månesystemet. På grunn av denne handlingen endres orbitale parametere som eksentrisitet, nodelengdegrad, helning og perihel som en funksjon av tid. Nøyaktig måling av disse endringene kan brukes til å estimere den totale massen til jord-/månesystemet, og ved subtraksjon, månens masse.
Dette forslaget ble først laget av Le Verrier (se Young 21). Han understreket det faktum at bevegelsene til nodene og periheliene, selv om de er langsomme, er kontinuerlige, og vil dermed bli kjent med økende presisjon ettersom tiden går. Le Verrier ble så oppildnet av denne ideen at han forlot observasjoner av den daværende Venus-passasjen, overbevist om at solparallaksen og sol/jord-masseforholdet til slutt ville bli funnet mye mer nøyaktig ved hjelp av forstyrrelsesmetoden.
.JPG)
Det tidligste punktet kommer fra Newtons prinsipp.
Nøyaktighet av kjent månemasse.
Målemetoder kan deles inn i to kategorier. Tidevannsteknologi krever spesialutstyr. En gradert vertikal stang går tapt i kystslammet. Dessverre betydde kompleksiteten til tidevannsforholdene rundt Europas kyster og bukter at de resulterende månemasseverdiene var langt fra nøyaktige. Tidevannskraften som legemer samhandler med er proporsjonal med massen deres delt på avstandens terning. Så det bør huskes at sluttproduktet av beregningen faktisk er forholdet mellom måne- og solmasse. Og forholdet mellom avstandene til Månen og Solen må være kjent nøyaktig. Typiske tidevannsverdier for ME / M M på 40 (i 1687), 59 (i 1790), 75 (i 1825), 88 (i 1865) og 78 (i 1874), fremhever vanskelighetene som ligger i tolkningsdata.
Alle andre metoder baserte seg på nøyaktige teleskopiske observasjoner av astronomiske posisjoner. Detaljerte observasjoner av stjerner over lange tidsperioder førte til utledning av presesjonskonstanter og nutasjon av jordens rotasjonsakse. De kan tolkes i forhold til forholdet mellom måne- og solmasser. Nøyaktige posisjonsobservasjoner av solen, planetene og noen asteroider, over flere måneder, førte til et estimat av avstanden til jorden fra massesenteret til jord-månesystemet. Nøye observasjoner av Månens posisjon som funksjon av tid i løpet av en måned resulterte i amplituden til parallakseforskjellen. De to siste metodene, sammen, basert på målinger av jordens radius, lengden på den sideriske måneden og tyngdeakselerasjonen på jordens overflate, førte til et estimat av størrelsen på , i stedet for massen til månen selv. Selvsagt, hvis bare kjent til innenfor ±1 %, er månens masse usikker. For å oppnå forholdet M M /M E med en nøyaktighet på for eksempel 1, 0,1, 0,01 %, er det nødvendig å måle verdien med en nøyaktighet på henholdsvis ± 0,012, 0,0012 og 0,00012 %.
Ser man tilbake på den historiske perioden fra 1680 til 2000, kan man se at månemassen var kjent ±50 % mellom 1687 og 1755, ±10 % mellom 1755 og 1830, ±3 % mellom 1830 og 1900, ±0,15 % mellom 1900 %. og 1968, og ± 0,0001 % mellom 1968 og i dag. Mellom 1900 og 1968 var to betydninger vanlige i seriøs litteratur. Måneteorien indikerte M E /M M = 81,53, og måneligningen og måneparallaktisk ulikhet ga en litt mindre verdi på M E /M M = 81,45 (se Garnett og Woolley 22). Andre verdier har blitt sitert av forskere som har brukt andre solparallakseverdier i sine respektive ligninger. Denne mindre forvirringen ble fjernet da lysbanen og kommandomodulen fløy i velkjente og nøyaktig målte baner rundt Månen under Apollo-tiden. Den nåværende verdien av M E /M M = 81,300588 (se Seidelman 23), er en av de mest nøyaktig kjente astronomiske størrelsene. Vår nøyaktige kunnskap om den faktiske månemassen er skyet av usikkerhet i Newtons gravitasjonskonstant, G.
Betydningen av månemasse i astronomisk teori
Isaac Newton 1 gjorde veldig lite med sin nyvunne månekunnskap. Selv om han var den første vitenskapsmannen som målte månens masse, ser det ut til at hans M E /M M = 39.788 fortjener liten moderne kommentar. At svaret var for lite, nesten det dobbelte, ble ikke realisert på mer enn seksti år. Den eneste fysisk signifikante konklusjonen er at Newton trakk fra ρ M /ρ E = 11/9, som er at "Månens kropp er tettere og mer terrestrisk enn jordens kropp" (Principia, bok 3, påstand 17, følge av 3).
Heldigvis vil ikke denne fascinerende, men feilaktige, konklusjonen føre samvittighetsfulle kosmogonister til en blindvei når de prøver å forklare betydningen. Rundt 1830 ble det klart at ρ M /ρ E var 0,6 og M E /M M var mellom 80 og 90. Grant 24 bemerket at "dette er punktet hvor større presisjon ikke appellerte til de eksisterende vitenskapens prinsipper," antydet at Nøyaktighet er ikke viktig her rett og slett fordi verken astronomisk teori eller teorien om månens opprinnelse var avhengig av disse dataene. Agnes Clerk 25 var mer forsiktig og la merke til at "måne-terrestriske systemet... var et spesielt unntak blant kropper under påvirkning av solen."
Månen (masse 7,35-10 25 g) er den femte av ti satellitter i solsystemet (begynner med nummer én, disse er Ganymedes, Titan, Callisto, Io, Luna, Europa, Saturns ringer, Triton, Titania, og Rhea). Gjeldende på 1500- og 1600-tallet er det kopernikanske paradokset (det faktum at Månen kretser rundt Jorden, mens Merkur, Venus, Jorden, Mars, Jupiter og Saturn kretser rundt Solen) for lengst blitt glemt. Av stor kosmogonisk og selenologisk interesse var det "primære/mest massive-sekundære" masseforholdet. Her er en liste over Pluto/Charon, Jorden/Månen, Saturn/Titan, Neptun/Triton, Jupiter/Callisto og Uranus/Titania, koeffisientene er henholdsvis 8.3, 81.3, 4240, 4760, 12800 og 24600. Dette er det første som indikerer deres mulige leddopphav ved bifurkasjon ved kondensering av kroppsvæske (se for eksempel Darwin 26, Jeans 27 og Binder 28). Faktisk førte det uvanlige masseforholdet mellom jord og måne Wood 29 til å konkludere med at "indikerer ganske klart at hendelsen eller prosessen som skapte jordens måne var uvanlig, og antyder at en viss avslapning av den normale aversjonen mot å tiltrekke spesielle omstendigheter kan være tillatt i denne problem."
Selenologi, studiet av månens opprinnelse, ble "vitenskapelig" med oppdagelsen av månene til Jupiter i 1610 av Galileo. Månen har mistet sin unike status. Så oppdaget Edmond Halley 30 at månens omløpsperiode endres med tiden. Dette var imidlertid ikke tilfelle før arbeidet til G.H. Darwin på slutten av 1870-tallet, da det ble klart at Jorden og Månen opprinnelig var mye nærmere hverandre. Darwin foreslo at den resonansinduserte bifurkasjonen i begynnelsen, den raske rotasjonen og kondenseringen av den smeltede jorden førte til dannelsen av Månen (se Darwin 26). Osmond Fisher 31 og V.H. Pickering 32 gikk til og med så langt som å antyde at Stillehavsbassenget var et arr igjen da månen brøt bort fra jorden.
Det andre store selenologiske faktum var jord/måne-masseforholdet. Det faktum at det var et brudd på betydningen av Darwins teser ble bemerket av A.M. Lyapunov og F.R. Moulton (se for eksempel Moulton 33). . Sammen med det lave kombinerte vinkelmomentet til Jord-Måne-systemet førte dette til den langsomme døden til Darwins tidevannsteori. Det ble da foreslått at Månen ganske enkelt ble dannet andre steder i solsystemet og deretter fanget inn i en kompleks trekroppsprosess (se for eksempel C 34).
Det tredje hovedfaktumet var månens tetthet. Newtons verdi av ρ M /ρ E 1,223 ble 0,61 innen 1800, 0,57 innen 1850 og 0,56 innen 1880 (se Pensel 35). Ved begynnelsen av det nittende århundre ble det klart at Månen hadde en tetthet som var omtrent 3,4 g cm -3. På slutten av det tjuende århundre forble denne verdien nesten uendret og utgjorde 3,3437 ± 0,0016 g cm -3 (se Hubbard 36). Åpenbart var månesammensetningen forskjellig fra jordens sammensetning. Denne tettheten er lik den for bergarter på grunne dybder i jordens mantel og antyder at den darwinistiske bifurkasjonen skjedde i en heterogen snarere enn homogen jord, på et tidspunkt etter differensiering og større morfogenese. Nylig har denne likheten vært en av hovedfakta som har bidratt til populariteten til ramhypotesen om månedannelse.
Det ble bemerket at gjennomsnittet Månens tetthet var det samme som meteoritter(og muligens asteroider). Gullemin 37 påpekte Månens tetthet V 3.55 ganger mer enn vann. Han bemerket at "det var så interessant å vite tetthetsverdiene på 3,57 og 3,54 for noen meteoritter samlet etter at de traff jordoverflaten, og Nasmyth 38 bemerket at "den spesifikke tyngdekraften til månestoffet (3,4) vi." kan merke er omtrent det samme som silisium, glass eller diamant: og merkelig nok er det nesten identisk med meteorittene vi fra tid til annen finner liggende på jorden; Følgelig er teorien bekreftet at disse kroppene opprinnelig var fragmenter av månestoff, og ble sannsynligvis en gang kastet ut fra månevulkaner med en slik kraft at de falt inn i jordens tyngdekraftssfære og til slutt falt til jordens overflate."
Urey 39, 40 brukte dette faktum til å støtte sin månefangsteori, selv om han var bekymret for forskjellen mellom månens tetthet og tettheten til visse kondritiske meteoritter og andre jordiske planeter. Epic 41 anså disse forskjellene for å være ubetydelige.
konklusjoner
Månens masse er ekstremt ukarakteristisk. Den er for stor til å plassere satellitten vår komfortabelt blant grupper av planetarisk fangede asteroider som Phobos og Deimos rundt Mars, Himalia- og Ananke-gruppene rundt Jupiter, og Iapetus- og Phoebe-gruppene rundt Saturn. Det faktum at denne massen er 1,23 % av jorden er dessverre bare en liten ledetråd blant mange som støtter den foreslåtte mekanismen for støt-opprinnelse. Dessverre har dagens populære teori som "en kropp på størrelse med Mars treffer den nylig differensierte jorden og slår ut massevis av materiale" selv om denne prosessen har blitt funnet mulig, garanterer det ikke at det er sannsynlig som dette, som "hvorfor dannet det bare én måne på den tiden?", "hvorfor dannes ikke andre måner på andre tidspunkter?", "hvorfor fungerte denne mekanismen på planeten Jorden, men ikke våre naboer Venus, Mars og Merkur?" komme til tankene.
Månens masse er for liten til å plassere den i samme kategori som Plutos Charon. 8,3/1 Forholdet mellom massene til Pluto og Charon, en koeffisient som indikerer at paret av disse legene er dannet av en kondensasjonsbifurkasjon, rotasjonen av et nesten flytende legeme, og er veldig langt fra 81,3/1-verdien til forholdet mellom jordens og månens masse.
Vi kjenner månemassen til innenfor en del av 10 9 . Men vi kan ikke rokke ved følelsen av at det generelle svaret på dette er nettopp «hva så». Denne kunnskapen er ikke nok som en veiledning eller anelse om opprinnelsen til vår himmelske partner. Faktisk, i et av de siste 555-siders bindene om emnet 42 inkluderer indeksen ikke engang "månemasse" som en oppføring!
Referanser
(1) I. Newton, Principia, 1687. Her bruker vi Sir Isaac Newtons Matematiske prinsipper for naturfilosofi, oversatt til engelsk av Andrew Motte i 1729; oversettelsen revidert og forsynt med et historisk og forklarende vedlegg av Florian Cajori, Bind 2: The System of the World(University of California Press, Berkeley og Los Angeles), 1962.
(2) P.-S. Laplace, Mem. Acad. des Sciences, 45, 1790.
(3) P.-S. Laplace, Tome 5, Livre 13 (Bachelier, Paris), 1825.
(4) P.-S. Laplace, Traite de Mechanique Celeste, Tome 3 (rimprimerie de Crapelet, Paris), 1802, s, 156.
(5) P.-S. Laplace, Traite de Mechanique Celeste, Tome 4 (Courcicr, Paris), 1805, s. 346.
(6) H.P. Finlayson, MNRAS, 27, 271, 1867.
(7) W. E, Fcrrel, Tidevannsundersøkelser. Vedlegg til Coast Survey Report for 1873 (Washington, D.C.) 1874.
(8) W. Harkness, Washington Observatory Observations, 1885? Vedlegg 5, 1891,
(9) C.W.C. Barlow Sc G. H Bryan, Elementær matematisk astronomi(University Tutorial Press, London) 1914, s. 357.
(10) G. B. Airy, Mem. RAS., 17, 21, 1849.
(11) D. Gill, Annals of the Cape Observatory, 6, 12, 1897.
(12) A. R. Hinks, MNRAS, 70, 63, 1909.
(13) S. Ncwcomb, Supplement til den amerikanske Ephemeris for tSy?(Washington, D.C.), 1895, s. 189.
(14) H. Spencer Jones, MNRAS, 10], 356, 1941.
(15) E. J. Stone, MNRAS, 27, 241, 1867.
(16) R. A. Proctor, Old and Nets Astronomy(Longmans, Green og Co., London), )