Měsíční vzdálenost (astronomie) - Lunar distance (astronomy)

Měsíční vzdálenost
Lunární perigee apogee.png
Měsíční vzdálenost, 384 399  km , je průměrná vzdálenost Měsíce k Zemi. Skutečná vzdálenost se v průběhu své oběžné dráhy mění . Obrázek porovnává zdánlivou velikost Měsíce, když je nejblíže a nejdále od Země.
Obecná informace
Jednotkový systém astronomie
Jednotka vzdálenost
Symbol LD nebo 
Konverze
1 LD v ... ... je rovný ...
   Základní jednotka SI    384 399 × 10 3  m
   Metrický systém    384 399  km
   Anglické jednotky    238 854  mil
   Astronomická jednotka    0,002 569  au

Okamžitá vzdálenost Země -Měsíc nebo vzdálenost k Měsíci je vzdálenost od středu Země ke středu Měsíce . Lunární vzdálenost ( LD nebo ), neboli charakteristická vzdálenost Země -Měsíc , je v astronomii měrnou jednotkou . Techničtěji se jedná o polovinu hlavní osy geocentrické lunární dráhy . Měsíční vzdálenost je přibližně 400 000 km , což je čtvrt milionu mil neboli 1,28 světelných sekund . To je zhruba třicetinásobek průměru Země .

Poloviční hlavní osa má hodnotu 384 399 km (238 854 mi). Časově průměrná vzdálenost mezi středy Země a Měsíce je 385 000,6 km (239 228,3 mil). Skutečná vzdálenost se mění v průběhu části dráhy Měsíce , z 356,500 km (221.500 mi) v perigea na 406,700 km (252.700 mi) v apogea , což vede k diferenciální rozsahu 50,200 km (31200 mi).

Lunární vzdálenost se běžně používá k vyjádření vzdálenosti k setkání objektů blízko Země.Lunární polosamá osa je důležitým astronomickým datem; několik milimetrová přesnost měření rozsahu určuje poloosou hlavní na několik decimetrů; to má důsledky pro testování gravitačních teorií, jako obecné relativity a rafinace dalších astronomických hodnot, jako je hmotnosti Země , Země okruhu a rotace Země. Měření je také užitečný při charakterizaci měsíční poloměr , je hmotnost Slunce a vzdálenost od Slunce .

Milimetr- přesná měření měsíční vzdálenosti se provádějí měřením času, který světlo potřebuje k cestování mezi stanicemi na Zemi a retroreflektory umístěnými na Měsíci. Měsíc se spirálovitě vzdaluje od Země průměrnou rychlostí 3,8 cm (1,5 palce) za rok, jak zjistil experiment s lunárním laserem .

Hodnota

Vzdálenost mezi Zemí a Měsícem - velikosti a vzdálenost k měřítku.
Fotografie Země a Měsíce , pořízená sondou OSIRIS-REx
Měsíční vzdálenost vyjádřená ve vybraných jednotkách
Jednotka Střední hodnota Nejistota Ref
Metr 3,843 99 × 10 8 1,1 mm
kilometr 384,399 1,1 mm
míle 238 854 0,043 palce
Poloměr Země 60,32
AU 1/388,6 = 0,002 57 ​​
světelná vteřina 1,282 37,5 × 10 −12
  • AU je 389 lunárních vzdáleností.
  • Světelný rok je 24 611 700 lunárních vzdáleností.
  • Geostacionární oběžná dráha Země je 42 164 km (26 199 mi) od středu Země, nebo1/9,117 LD = 0,109 68 LD

Variace

Okamžitá měsíční vzdálenost se neustále mění. Skutečná vzdálenost mezi Měsícem a Zemí se ve skutečnosti může měnit stejně rychle jako75 metrů za sekundu , nebo více než 1 000 km (620 mi) za pouhých 6 hodin, díky své nekruhové oběžné dráze. Na lunární vzdálenost mají vliv i další efekty. V této části jsou popsány některé faktory.

Minimální, střední a maximální vzdálenosti Měsíce od Země s jeho úhlovým průměrem při pohledu z povrchu Země, v měřítku

Poruchy a výstřednost

Vzdálenost Měsíce lze měřit s přesností na 2 mm po dobu 1 hodiny vzorkování, což má za následek celkovou nejistotu decimetru pro hlavní osu. Vzhledem ke své eliptické dráze s různou excentricitou se však okamžitá vzdálenost mění s měsíční periodicitou. Kromě toho je vzdálenost narušována gravitačními efekty různých astronomických těles - nejvýznamněji Slunce a méně Venuše a Jupiter. Další síly zodpovědné za nepatrné poruchy jsou: gravitační přitažlivost k jiným planetám ve sluneční soustavě a k asteroidům; slapové síly; a relativistické efekty. Účinek radiačního tlaku ze Slunce přispívá množstvím ±3,6 mm na lunární vzdálenost.

Přestože je okamžitá nejistota několik milimetrů, naměřená měsíční vzdálenost se může během průměrného měsíce změnit o více než 21 000 km od střední hodnoty. Tyto poruchy jsou dobře známy a lunární vzdálenost lze přesně modelovat po tisíce let.

Vzdálenost Měsíce od Země a fáze Měsíce v roce 2014.
Fáze Měsíce: 0 (1) - nový měsíc , 0,25 - první čtvrtina, 0,5 - úplněk , 0,75 - poslední čtvrtletí.
Variace vzdálenosti mezi středy Měsíce a Země v průběhu 700 dnů.

Rozliv přílivu a odlivu

Působením slapových sil se moment hybnosti rotace Země pomalu přenáší na oběžnou dráhu Měsíce. Výsledkem je, že rychlost rotace Země se neznatelně snižuje (rychlostí2,4 milisekundy/století ) a měsíční oběžná dráha se postupně rozšiřuje. Aktuální míra recese je3,830 ± 0,008 cm za rok.Předpokládá se však, že tato míra se v poslední době zvýšila, a to rychlostí3,8 cm/rok by znamenalo, že Měsíc je starý pouze 1,5 miliardy let, zatímco vědecký konsensus předpokládá věk asi 4 miliardy let. Věří se také, že tato neobvykle vysoká míra recese se může nadále zrychlovat.

Předpovídá se, že lunární vzdálenost se bude nadále zvyšovat, dokud se (teoreticky) Země a Měsíc nezastaví , stejně jako Pluto a Charon. K tomu by došlo, když se trvání lunárního orbitálního období rovná rotační periodě Země, která se odhaduje na 47 našich aktuálních dnů. Obě těla by pak byla v rovnováze a nebyla by vyměněna žádná další rotační energie. Modely však předpovídají, že k dosažení této konfigurace bude zapotřebí 50 miliard let, což je výrazně delší než očekávaná životnost sluneční soustavy .

Orbitální historie

Laserová měření ukazují, že průměrná měsíční vzdálenost se zvyšuje, což znamená, že Měsíc byl v minulosti blíže a dny Země byly kratší. Fosilní studie lastur měkkýšů z doby Campanian (před 80 miliony let) ukazují, že během této doby trvalo 372 dní (23 h 33 min) ročně, což znamená, že měsíční vzdálenost byla asi 60,05  R (383 000 km nebo 238 000) mi). Existují geologické důkazy, že průměrná měsíční vzdálenost byla během prekambrické éry asi 52  R (332 000 km nebo 205 000 mi) ; 2500 milionů let BP .

Dopad obra hypotéza , široce přijímaná teorie uvádí, že Měsíc byl vytvořen jako výsledek katastrofální dopady mezi Zemi a jiné planety, což vede k opětovné akumulaci fragmentů v počáteční vzdálenosti 3,8  R (24.000 km nebo 15,000 mi) .V této teorii se předpokládá, že počáteční dopad nastal před 4,5 miliardami let.

Historie měření

Až do konce padesátých let byla všechna měření měsíční vzdálenosti založena na optických úhlových měřeních : nejrannější přesné měření provedl Hipparchus ve 2. století před naším letopočtem. Vesmírný věk znamenal zlom, když se přesnost této hodnoty výrazně zlepšila. Během padesátých a šedesátých let probíhaly experimenty využívající radar, lasery a kosmické lodě s výhodou počítačového zpracování a modelování.

Tato část má ilustrovat některé historicky významné nebo jinak zajímavé metody určování měsíční vzdálenosti a není zamýšlena jako vyčerpávající ani všeobjímající seznam.

Paralaxa

Nejstarší metoda určování měsíční vzdálenosti zahrnovala měření úhlu mezi Měsícem a zvoleným referenčním bodem z více míst současně. Synchronizace může být koordinována prováděním měření v předem stanoveném čase nebo během události, která je pozorovatelná pro všechny strany. Před přesnými mechanickými chronometry byla událost synchronizace obvykle zatmění měsíce nebo okamžik, kdy Měsíc překročil poledník (pokud pozorovatelé sdíleli stejnou délku). Tato technika měření je známá jako lunární paralaxa .

Pro zvýšení přesnosti je třeba provést určitá nastavení, například upravit měřený úhel tak, aby zohledňoval lom a zkreslení světla procházejícího atmosférou.

Zatmění Měsíce

Počáteční pokusy změřit vzdálenost k Měsíci využívaly pozorování zatmění měsíce v kombinaci se znalostí poloměru Země a pochopením, že Slunce je mnohem dále než Měsíc. Pozorováním geometrie zatmění měsíce lze lunární vzdálenost vypočítat pomocí goniometrie .

Nejstarší zprávy o pokusech změřit měsíční vzdálenost pomocí této techniky byly řeckým astronomem a matematikem Aristarchem ze Samosu ve 4. století před naším letopočtem a později Hipparchem , jehož výpočty přinesly výsledek 59–67  R (376 000 –427 000  km nebo233 000 -265 000  mi ). Tato metoda se později dostala do práce Ptolemy , který produkoval výsledek 64+1 / 6  R (409 000  km nebo253 000  mi ) v jeho nejvzdálenějším bodě.

Přechod poledníku

Expedice francouzského astronoma ACD Crommelina pozorovala tranzity lunárního poledníku ve stejnou noc ze dvou různých míst. Pečlivá měření v letech 1905 až 1910 měřila výškový úhel v okamžiku, kdy konkrétní lunární kráter ( Mösting A ) překročil místní poledník, ze stanic v Greenwichi a na mysu Dobré naděje , které sdílejí téměř stejnou délku. Vzdálenost byla vypočteno s nejistotou30 km , a to zůstalo definitivní hodnotou lunární vzdálenosti pro příští půlstoletí.

Okultace

Zaznamenáním okamžiku, kdy Měsíc zakryje hvězdu pozadí (nebo obdobně měřením úhlu mezi Měsícem a hvězdou pozadí v předem stanoveném okamžiku) lze určit lunární vzdálenost, pokud jsou měření odebírána z více míst známých oddělení.

Astronomové O'Keefe a Anderson vypočítali měsíční vzdálenost pozorováním čtyř zákrytů z devíti míst v roce 1952. Vypočítali polovysokou osu384 407 0,6 ± 4,7 km (238,859.8 ± 2,9 mil). Tato hodnota byla upřesněna v roce 1962 Irene Fischerovou , která začlenila aktualizovaná geodetická data, aby vytvořila hodnotu384 403, 7 ± 2 km (238 857,4 ± 1 mi).

Radar

V roce 1957 byl v americké námořní výzkumné laboratoři proveden experiment, který pomocí ozvěny radarových signálů určil vzdálenost Země-Měsíc. Radarové pulsy trvající2 μs byly vysílány z rádiové misky o průměru 50 stop (15 m). Poté, co se rádiové vlny odrazily od povrchu Měsíce, byl detekován návratový signál a změřen čas zpoždění. Z tohoto měření bylo možné vypočítat vzdálenost. V praxi však byl poměr signálu k šumu tak nízký, že nebylo možné spolehlivě vytvořit přesné měření.

Experiment se opakoval v roce 1958 v Royal Radar Establishment v Anglii. Radarové pulsy trvajícíBylo přenášeno 5 μs se špičkovým výkonem 2 megawatty při rychlosti opakování 260 pulzů za sekundu. Poté, co se rádiové vlny odrazily od povrchu Měsíce, byl detekován návratový signál a změřen čas zpoždění. Více signálů bylo sečteno, aby se získal spolehlivý signál superponováním stop osciloskopu na fotografický film. Z měření byla vzdálenost vypočítána s nejistotou 1,25 km (0,777 mi).

Tyto počáteční experimenty měly být experimenty typu proof-of-concept a trvaly pouze jeden den. Následné experimenty trvající jeden měsíc vytvořily polovinu hlavní osy384 402 ± 1,2 km (238 856 ± 0,75 mi), což bylo v té době nejpřesnější měření měsíční vzdálenosti.

Laserový rozsah

Lunární laserový experiment z mise Apollo 11

Experiment, který měřil dobu letu laserových pulzů odražených přímo od povrchu Měsíce, provedl v roce 1962 tým z Massachusettského technologického institutu a sovětský tým na krymské astrofyzikální observatoři .

Během misí Apollo v roce 1969 astronauti umístili odrazné reflektory na povrch Měsíce za účelem upřesnění přesnosti a přesnosti této techniky. Měření probíhají a zahrnují více laserových zařízení. Okamžitá přesnost experimentů s lunárním laserovým dosahem může dosáhnout rozlišení několika milimetrů a je dosud nejspolehlivější metodou určování měsíční vzdálenosti. Osa semi-major je určena na 384 399,0 km.

Amatérští astronomové a vědci z řad občanů

Díky moderní dostupnosti přesných časovacích zařízení, digitálních fotoaparátů s vysokým rozlišením, přijímačů GPS , výkonných počítačů a téměř okamžité komunikace je pro amatérské astronomy možné provádět vysoce přesná měření měsíční vzdálenosti.

Dne 23. května 2007 digitální fotografie na Měsíci během blízko-zákryt o Regulus byly odebrány ze dvou míst, v Řecku a Anglii. Měřením paralaxy mezi Měsícem a zvolenou hvězdou pozadí byla vypočítána lunární vzdálenost.

Ambicióznější projekt nazvaný „Aristarchova kampaň“ byl proveden během zatmění měsíce 15. dubna 2014. Během této akce byli účastníci pozváni, aby natočili sérii pěti digitálních fotografií od východu měsíce až do vyvrcholení (bod největší nadmořské výšky).

Metoda využila skutečnosti, že Měsíc je ve skutečnosti nejblíže pozorovateli, když je v nejvyšším bodě na obloze, ve srovnání s tím, když je na obzoru. Ačkoli se zdá, že Měsíc je největší, když je blízko horizontu, opak je pravdou. Tento jev je známý jako měsíční iluze . Rozdíl ve vzdálenosti je způsoben tím, že vzdálenost od středu Měsíce ke středu Země je po celou noc téměř konstantní, ale pozorovatel na povrchu Země je ve skutečnosti 1 poloměr Země od středu Země. Tento offset je přibližuje k Měsíci, když je nad hlavou.

Moderní fotoaparáty nyní dosáhly úrovně rozlišení schopné zachytit Měsíc s dostatečnou přesností, aby to dokázaly vnímat, a co je důležitější, změřit tuto malou změnu ve zdánlivé velikosti. Výsledky tohoto experimentu byly vypočteny jako LD =60,51+3,91 -
4,19
 R . Přijatá hodnota pro tu noc byla 60,61  R , což znamenalo přesnost 3%. Výhodou této metody je, že jediným potřebným měřicím zařízením je moderní digitální fotoaparát (vybavený přesnými hodinami a přijímačem GPS).

Další experimentální metody měření měsíční vzdálenosti, které mohou provádět amatérští astronomové, zahrnují:

  • Fotografování Měsíce před jeho vstupem do polostínu a poté, co je zcela zastíněno.
  • Měření, co nejpřesněji, času kontaktů zatmění.
  • Pořizování dobrých snímků částečného zatmění, když jsou jasně vidět tvar a velikost zemského stínu.
  • Fotografování Měsíce zahrnující ve stejném zorném poli Spicu a Mars - z různých míst.

Viz také

Reference

externí odkazy