Большая Советская Энциклопедия (ЛУ)

Луна (спутник Земли)

Луна', единственный естественный спутник Земли и ближайшее к нам небесное тело; астрономический знак .

  Движение Луны. Л. движется вокруг Земли со средней скоростью 1,02 км/сек по приблизительно эллиптической орбите в том же направлении, в котором движется подавляющее большинство других тел Солнечной системы, то есть против часовой стрелки, если смотреть на орбиту Л. со стороны Северного полюса мира. Большая полуось орбиты Л., равная среднему расстоянию между центрами Земли и Л., составляет 384 400 км (приблизительно 60 земных радиусов), что соответствует горизонтальному экваториальному параллаксу 57’ 2“ ,6. Вследствие эллиптичности орбиты (эксцентриситет равен 0,0549) и возмущений расстояние до Л. колеблется между 356 400 и 406 800 км. В результате и видимый угловой диаметр Л., на ср. расстоянии равный 31’ 5“», изменяется от 33’ 32“» до 29’ 20“» (то есть бывает больше или меньше солнечного). Период обращения Л. вокруг Земли, так называемый сидерический (звёздный) месяц равен 27,32166 сут, но подвержен небольшим колебаниям и очень малому вековому сокращению. Движение Л. вокруг Земли очень сложно, и его изучение составляет одну из труднейших задач небесной механики. Эллиптическое движение представляет собой лишь грубое приближение, на него накладываются многие возмущения, обусловленные притяжением Солнца, планет и сплюснутостью Земли. Главнейшие из этих возмущений, или неравенств (так называемое уравнение центра, эвекция, вариация, годичное неравенство), были открыты из наблюдений задолго до теоретического вывода их из закона всемирного тяготения. Притяжение Л. Солнцем в 2,2 раза сильнее, чем Землёй, так что, строго говоря, следовало бы рассматривать движение Л. вокруг Солнца и возмущения этого движения Землёй. Однако, поскольку исследователя интересует движение Л., каким оно видно с Земли, гравитационная теория, которую разрабатывали многие крупнейшие учёные, начиная с И. Ньютона, рассматривает движение Л. именно вокруг Земли. В 20 веке пользуются теорией американского математика Дж. Хилла, на основе которой американский астроном Э. Браун вычислил (1919) математические ряды и составил таблицы, содержащие широту, долготу и параллакс Л.; аргументом служит время. Ряды в общей сложности содержат до 1500 членов, выведенных на основании чисто гравитационного действия. Для лучшего согласия с результатами наблюдений Л. в теорию был добавлен значительный эмпирический член, который не мог быть объяснён с точки зрения гравитационной теории. Но в 30-х годах 20 века было установлено, что введение этого члена связано не с отклонением движения Л. от гравитационной теории, а с неточностью системы измерения времени, в основе которой лежало вращение Земли вокруг оси, оказавшееся неравномерным. В современной теории движения Л. этот эмпирический член не учитывается, а вводится соответствующая поправка во всемирное время и таким образом осуществляется переход к равномерно текущему эфемеридному времени, которое и служит аргументом в таблицах Брауна.

  Плоскость орбиты Л. наклонена к эклиптике под углом 5° 8’ 43”», подверженным небольшим колебаниям. Точки пересечения орбиты с эклиптикой, называются восходящим и нисходящим узлами, имеют неравномерное попятное движение и совершают полный оборот по эклиптике за 6794 сут (около 18,6 года), вследствие чего Л. возвращается к одному и тому же узлу через интервал времени — так называемый драконический месяц, — более короткий, чем сидерический и в среднем равный 27,21222 сут; с этим месяцем связана периодичность солнечных и лунных затмений. Л. вращается вокруг оси, наклоненной к плоскости эклиптики под углом 88° 28’, с периодом, точно равным сидерическому месяцу, вследствие чего она повёрнута к Земле всегда одной и той же стороной. Такое совпадение периодов осевого вращения и орбитального обращения не случайно, а вызвано трением приливов (смотри Приливы и отливы), которое Земля производила в твёрдой или некогда жидкой оболочке Л. Однако сочетание равномерного вращения с неравномерным движением по орбите вызывает небольшие периодические отклонения от неизменного направления к Земле, достигающие 7° 54’ по долготе, а наклон оси вращения Л. к плоскости её орбиты обусловливает отклонения до 6° 50’ по широте, вследствие чего в разное время с Земли можно видеть до 59% всей поверхности Л. (хотя области близ краев лунного диска видны лишь в сильном перспективном ракурсе); такие отклонения называются либрацией Луны. Плоскости экватора Л., эклиптики и лунной орбиты всегда пересекаются по одной прямой (закон Кассини).

  Форма Луны очень близка к шару с радиусом 1737 км, что равно 0,2724 экваториального радиуса Земли. Площадь поверхности Л. составляет 3,8×10⁷ км² (то есть 0,0743 » ³/₄₀ земной), а объём 2,2×10²⁵ см³ (то есть 0,0203 » ¹/₄₉ объёма Земли). Более детальное определение фигуры Л. затруднено тем, что на Л., из-за отсутствия океанов, нет явно выраженной уровенной поверхности, по отношению к которой можно было бы определить высоты и глубины; кроме того, поскольку Л. повёрнута к Земле одной стороной, измерять с Земли радиусы точек поверхности видимого полушария Л. (кроме точек на самом краю лунного диска) представляется возможным лишь на основании слабого стереоскопического эффекта, обусловленного либрацией. Изучение либрации позволило оценить разность главных полуосей эллипсоида Л. Полярная ось меньше экваториальной, направленной в сторону Земли, примерно на 700 м и меньше экваториальной оси, перпендикулярной направлению на Землю, на 400 м. Таким образом, Луна, под влиянием приливных сил, немного вытянута в сторону Земли. Масса Л. точнее всего определяется из наблюдений её искусственных спутников. Она в 81,3 раза меньше массы Земли, что соответствует 7,35×10²⁵ г. Средняя плотность Л. равна 3,34 г/см² (0,61 средней плотности Земли). Ускорение силы тяжести на поверхности Л. в 6 раз меньше, чем на Земле, равно 162,3 см/сек² и уменьшается на 0,187 см/сек² при подъёме на 1 км. Первая космическая скорость 1680 м/сек, а вторая 2375 м/сек. Вследствие малого притяжения Л. не могла удержать вокруг себя газовой оболочки, а также воду в свободном состоянии.

  Фазы Луны. Не будучи самосветящейся, Л. видна только в той части, куда падают солнечные лучи, либо непосредственно, либо отражённые Землёй. Этим объясняются фазы Луны (см. рис.). Каждый месяц Л., двигаясь по орбите, проходит примерно между Солнцем и Землёй и обращена к нам своей тёмной стороной, в это время происходит новолуние. Через один-два дня после этого на западной части неба появляется узкий яркий серп «молодой» Л. Остальная часть лунного диска бывает в это время слабо освещена Землёй, повёрнутой к Л. своим дневным полушарием; это слабое свечение Л. — так называемый пепельный свет Луны. Через 7 сут  Л. отходит от Солнца на 90°; наступает первая четверть (см. рис.), когда освещена ровно половина диска Л. и терминатор, т. е. линия раздела светлой и тёмной стороны, становится прямой — диаметром лунного диска. В последующие дни терминатор становится выпуклым, вид Л. приближается к светлому кругу и через 14—15 сут  наступает полнолуние. Затем западный край Л. начинает ущербляться; на 22-е сут  наблюдается последняя четверть, когда Л. опять видна полукругом, но на сей раз обращенным выпуклостью к востоку. Угловое расстояние Л. от Солнца уменьшается, она опять становится суживающимся серпом и через 29¹/₂ сут вновь наступает новолуние. Промежуток между двумя последовательными новолуниями называется синодическим месяцем, имеющим среднюю продолжительность 29,53059 сут. Синодический месяц больше сидерического, так как Земля за это время проходит примерно ¹/₁₃ своей орбиты и Л., чтобы вновь пройти между Землёй и Солнцем, должна пройти дополнительно ещё ¹/₁₃ часть своей орбиты, на что тратится немногим более 2 сут. Если новолуние случается вблизи одного из узлов лунной орбиты, происходит солнечное затмение, а полнолуние близ узла сопровождается лунным затмением. Легко наблюдаемая смена фаз Л. послужила основой для ряда календарных систем (смотри Календарь).

  Поверхность Луны