Odległość księżycowa (astronomia) - Lunar distance (astronomy)

Odległość księżycowa
Perygeum Księżyca apogee.png
Księżycowa odległość, 384 399  km to średnia odległość Księżyca od Ziemi. Rzeczywista odległość zmienia się w trakcie jego orbity . Zdjęcie porównuje widoczne rozmiary Księżyca, gdy jest on najbliżej i najdalej od Ziemi.
Informacje ogólne
System jednostkowy astronomia
Jednostką dystans
Symbol LD lub 
Konwersje
1 LD w ... ... jest równe ...
   Jednostka podstawowa SI    384 399 × 10 3  m²
   System metryczny    384 399  km
   Jednostki angielskie    238 854  mi
   Jednostka astronomiczna    0.002 569  au

Chwilowa odległość Ziemia-Księżyc lub odległość do Księżyca to odległość od środka Ziemi do środka Księżyca . Odległość księżycowa ( LD lub ) lub charakterystyczna odległość Ziemia-Księżyc to jednostka miary w astronomii . Mówiąc bardziej technicznie, jest to półoś wielka geocentrycznej orbity Księżyca . Odległość księżycowa wynosi około 400 000 km , co stanowi ćwierć miliona mil lub 1,28 sekundy świetlnej . To jest mniej więcej trzydzieści razy większa od średnicy Ziemi .

Wielka półoś ma wartość 384 399 km (23 854 mil).​ Uśredniona w czasie odległość między środkami Ziemi i Księżyca wynosi 385 000,6 km (239 228,3 mil). Rzeczywista odległość zmienia się na orbicie Księżyca , od 356 500 km (221 500 mil) w perygeum do 406 700 km (252 700 mil) w apogeum , co daje w rezultacie różnicowy zasięg 50 200 km (31 200 mil).

Odległość księżycowa jest powszechnie używana do wyrażania odległości do obiektów znajdujących się w pobliżu Ziemi .​ Półoś wielka Księżyca jest ważnym astronomicznym punktem odniesienia; kilkumilimetrowa dokładność pomiarów zakresowych wyznacza półoś wielką z dokładnością do kilku decymetrów; to ma wpływ na testowanie teorii grawitacji, takich jak ogólna teoria względności , a do rafinacji inne wartości astronomicznych, takich jak masa Ziemi , promienia Ziemi , a obrót Ziemi. Pomiar jest również przydatna w charakteryzowaniu księżycowy promień , na masę Słońca i odległość do Słońca .

Pomiary odległości księżycowej z milimetrową precyzją są dokonywane poprzez pomiar czasu potrzebnego na podróż światła między stacjami na Ziemi a retroreflektorami umieszczonymi na Księżycu. Księżyc oddala się od Ziemi po spirali w tempie średnio 3,8 cm (1,5 cala) rocznie, co zostało wykryte przez Lunar Laser Ranging Experiment .

Wartość

Odległość między Ziemią a Księżycem – rozmiary i odległość do skali.
Zdjęcie Ziemi i Księżyca wykonane przez sondę OSIRIS-REx
Odległość księżycowa wyrażona w wybranych jednostkach
Jednostka Średnia wartość Niepewność Ref
metr 3,843 99 × 10 8 1,1 mm
kilometr 384 399 1,1 mm
Mila 238,854 0,043 cala
Promień ziemi 60,32
AU 1/388,6 = 0,002 57 ​​
sekunda świetlna 1,282 37,5 x 10 -12
  • AU to 389 odległości księżycowych.
  • Rok świetlny to 24 611 700 odległości księżycowych.​
  • Geostacjonarna orbita Ziemi jest 42164 km (26199 mil) od centrum Ziemi, lub1/9.117 LD = 0,109 68 LD

Zmiana

Chwilowa odległość księżycowa stale się zmienia. W rzeczywistości prawdziwa odległość między Księżycem a Ziemią może się zmienić tak szybko, jak75 metrów na sekundę ,​ czyli ponad 1000 km (620 mil) w zaledwie 6 godzin, ze względu na orbitę inną niż kołowa.​ Na odległość księżycową również wpływają inne efekty. W tej sekcji opisano niektóre czynniki.

Minimalna, średnia i maksymalna odległość Księżyca od Ziemi z jego średnicą kątową widzianą z powierzchni Ziemi, w skali

Perturbacje i ekscentryczność

Odległość do Księżyca można zmierzyć z dokładnością do 2 mm w ciągu 1-godzinnego okresu próbkowania​, co daje całkowitą niepewność rzędu decymetra dla wielkiej półosi. Jednak ze względu na jego eliptyczną orbitę o różnym mimośrodzie, chwilowa odległość zmienia się wraz z miesięczną okresowością. Co więcej, odległość jest zaburzona przez efekty grawitacyjne różnych ciał astronomicznych – przede wszystkim Słońca, a mniej Wenus i Jowisza. Inne siły odpowiedzialne za drobne perturbacje to: przyciąganie grawitacyjne do innych planet Układu Słonecznego i asteroid; siły pływowe; i efekty relatywistyczne.​ Wpływ ciśnienia promieniowania słonecznego ma wpływ na ±3,6 mm do odległości księżycowej.

Chociaż chwilowa niepewność wynosi kilka milimetrów, zmierzona odległość księżycowa może zmienić się o ponad 21 000 km (13 000 mil) od wartości średniej w ciągu typowego miesiąca. Te perturbacje są dobrze poznane, a odległość księżycową można dokładnie modelować na przestrzeni tysięcy lat.​

Odległość Księżyca od Ziemi i faz Księżyca w 2014 roku.
Fazy ​​Księżyca: 0 (1) – nowiu , 0,25 – pierwsza kwadra, 0,5 – pełnia , 0,75 – ostatnia kwadra.
Zmienność odległości między środkami Księżyca i Ziemi w ciągu 700 dni.

Rozpraszanie pływów

Poprzez działanie sił pływowych The moment pędu rotacji Ziemi jest powoli przenosi się do orbity Księżyca. Powoduje to, że tempo Ziemi spinu jest nieznacznie maleje (z szybkością2,4 milisekundy/stulecie ),​ a orbita Księżyca stopniowo się rozszerza. Obecne tempo recesji wynosi3,830 ± 0,008 cm rocznie .​ Uważa się jednak, że wskaźnik ten ostatnio wzrósł, jako3,8 cm/rok oznaczałoby, że Księżyc ma zaledwie 1,5 miliarda lat, podczas gdy konsensus naukowy zakłada wiek około 4 miliardów lat. Uważa się również, że ta anomalnie wysoka recesja może nadal przyspieszać.

Przewiduje się, że odległość księżycowa będzie nadal rosła, aż (teoretycznie) Ziemia i Księżyc zostaną pływowo zablokowane , podobnie jak Pluton i Charon. Miałoby to miejsce, gdy czas trwania księżycowego okresu orbitalnego jest równy okresowi obrotu Ziemi, który szacuje się na 47 naszych obecnych dni. Oba ciała byłyby wówczas w równowadze i żadna dalsza energia obrotowa nie byłaby wymieniana. Modele przewidują jednak, że do osiągnięcia tej konfiguracji potrzeba 50 miliardów lat,​ czyli znacznie dłużej niż przewidywany czas życia Układu Słonecznego .

Historia orbitalna

Pomiary laserowe pokazują, że średnia odległość Księżyca rośnie, co sugeruje, że Księżyc był bliżej, a ziemskie dni były krótsze. Badania skamielin muszli mięczaków z ery kampanskiej (80 mln lat temu) pokazują, że w tym czasie było 372 dni (23 h 33 min) rocznie, co oznacza, że ​​odległość księżycowa wynosiła około 60,05  R (383 000 km lub 238 000 mi). Istnieją dowody geologiczne, że średnia odległość księżycowa wynosiła około 52  R (332 000 km lub 205 000 mil) w epoce prekambryjskiej ; 2500 milionów lat BP .

Teoria wielkiego zderzenia , powszechnie akceptowana teoria stwierdza, że Księżyc powstał w wyniku katastrofalnego zderzenia Ziemi i innej planecie, w wyniku ponownej akumulacji fragmenty w początkowej odległości 3,8  R (24.000 km lub 15000 mi).​ W tej teorii zakłada się, że początkowy wpływ miał miejsce 4,5 miliarda lat temu.​

Historia pomiarów

Do późnych lat pięćdziesiątych wszystkie pomiary odległości księżycowej opierały się na optycznych pomiarach kątowych : najwcześniejsze dokładne pomiary wykonał Hipparch w II wieku p.n.e. Epoka kosmiczna była punktem zwrotnym, kiedy precyzja tej wartości uległa znacznej poprawie. W latach pięćdziesiątych i sześćdziesiątych przeprowadzono eksperymenty z wykorzystaniem radarów, laserów i statków kosmicznych, prowadzone z wykorzystaniem komputerowego przetwarzania i modelowania.​

Ta sekcja ma na celu zilustrowanie niektórych historycznie znaczących lub w inny sposób interesujących metod określania odległości księżycowej i nie ma być wyczerpującą ani wszechogarniającą listą.

Paralaksa

Najstarsza metoda określania odległości księżycowej polegała na pomiarze kąta między Księżycem a wybranym punktem odniesienia z wielu miejsc jednocześnie. Synchronizację można koordynować, wykonując pomiary we wcześniej ustalonym czasie lub podczas zdarzenia, które jest obserwowalne dla wszystkich stron. Przed dokładnymi chronometrami mechanicznymi zdarzeniem synchronizacji było zwykle zaćmienie Księżyca lub moment, w którym Księżyc przecinał południk (jeśli obserwatorzy dzielili tę samą długość geograficzną). Ta technika pomiarowa znana jest jako paralaksa księżycowa .

W celu zwiększenia dokładności należy dokonać pewnych korekt, takich jak dostosowanie mierzonego kąta, aby uwzględnić załamanie i zniekształcenie światła przechodzącego przez atmosferę.

Zaćmienie Księżyca

Wczesne próby pomiaru odległości do Księżyca wykorzystywały obserwacje zaćmienia Księżyca w połączeniu ze znajomością promienia Ziemi i zrozumieniem, że Słońce jest znacznie dalej niż Księżyc. Obserwując geometrię zaćmienia Księżyca, odległość księżycową można obliczyć za pomocą trygonometrii .

Najwcześniejsze wzmianki o próbach pomiaru odległości księżycowej przy użyciu tej techniki pochodzą od greckiego astronoma i matematyka Arystarcha z Samos z IV wieku p.n.e​, a później od Hipparcha , którego obliczenia dały wynik 59–67  R (376 000 –427 000  km lub233 000 –265 000  mil ).​ Metoda ta znalazła się później w pracach Ptolemeusza ,​ który dał wynik 64+16  R (409 000  km lub253 000  mil ) w najdalszym punkcie.

Przejście południkowe

Ekspedycja francuskiego astronoma ACD Crommelina zaobserwowała tranzyty południków księżycowych tej samej nocy z dwóch różnych miejsc. Dokładne pomiary w latach 1905-1910 mierzyły kąt wzniesienia w momencie, gdy określony krater księżycowy ( Mösting A ) przecinał lokalny południk, ze stacji w Greenwich i na Przylądku Dobrej Nadziei , które dzielą prawie tę samą długość geograficzną. obliczone z niepewnością30 km i pozostała ostateczną wartością odległości księżycowej na następne pół wieku.

Okultacje

Rejestrując moment, w którym Księżyc zasłania gwiazdę tła (lub podobnie, mierząc kąt między Księżycem a gwiazdą tła w określonym momencie), można określić odległość księżycową, o ile pomiary są dokonywane z wielu znanych miejsc separacja.

Astronomowie O'Keefe i Anderson obliczyli odległość księżycową, obserwując cztery zakrycia z dziewięciu miejsc w 1952 roku. Obliczyli półoś wielką384 407 0,6 ± 4,7 km (238,859.8 ± 2,9 mil). Wartość ta została udoskonalona w 1962 roku przez Irene Fischer , która uwzględniła zaktualizowane dane geodezyjne w celu uzyskania wartości384 403 0,7 ± 2 km (238,857.4 ± 1 mil).

Radar

Eksperyment przeprowadzono w 1957 roku w US Naval Research Laboratory, w którym wykorzystano echo sygnałów radarowych do określenia odległości Ziemia-Księżyc. Trwałe impulsy radarowe2 μs były transmitowane z anteny radiowej o średnicy 50 stóp (15 m). Po tym, jak fale radiowe odbiły się od powierzchni Księżyca, wykryto sygnał powrotny i zmierzono czas opóźnienia. Z tego pomiaru można było obliczyć odległość. W praktyce jednak stosunek sygnału do szumu był tak niski, że dokładny pomiar nie mógł być wiarygodnie wykonany.

Eksperyment powtórzono w 1958 roku w Royal Radar Establishment w Anglii. Trwałe impulsy radarowePrzesłano 5 μs z mocą szczytową 2 megawatów, z częstotliwością powtarzania 260 impulsów na sekundę. Po tym, jak fale radiowe odbiły się od powierzchni Księżyca, wykryto sygnał powrotny i zmierzono czas opóźnienia. Wiele sygnałów zostało dodanych do siebie w celu uzyskania wiarygodnego sygnału poprzez nałożenie śladów oscyloskopu na kliszę fotograficzną. Na podstawie pomiarów odległość została obliczona z niepewnością 1,25 km (0,777 mil).​

Te początkowe eksperymenty miały być eksperymentami sprawdzającymi słuszność koncepcji i trwały tylko jeden dzień. Eksperymenty kontynuacyjne trwające jeden miesiąc dały półoś wielką384 402 ± 1,2 km (238 856 ± 0,75 mil),​ co było najdokładniejszym pomiarem odległości księżycowej w tamtym czasie.

Zakres laserowy

Eksperyment z laserowym zasięgiem księżycowym z misji Apollo 11

Eksperyment, który mierzył czas przelotu impulsów laserowych w obie strony odbitych bezpośrednio od powierzchni Księżyca, został przeprowadzony w 1962 roku przez zespół z Massachusetts Institute of Technology oraz radziecki zespół z Krymskiego Obserwatorium Astrofizycznego .

Podczas misji Apollo w 1969 astronauci umieścili retroreflektory na powierzchni Księżyca w celu udoskonalenia dokładności i precyzji tej techniki. Pomiary są w toku i obejmują wiele urządzeń laserowych. Chwilowa precyzja eksperymentów Lunar Laser Ranging może osiągnąć rozdzielczość kilku milimetrów i jest jak dotąd najbardziej niezawodną metodą określania odległości księżycowej. Półoś wielka została określona na 384.399,0 km.

Astronomowie amatorzy i naukowcy obywatele

Dzięki nowoczesnej dostępności dokładnych urządzeń do pomiaru czasu, aparatów cyfrowych o wysokiej rozdzielczości, odbiorników GPS , potężnych komputerów i niemal natychmiastowej komunikacji, astronomowie amatorzy mogą wykonywać bardzo dokładne pomiary odległości księżycowej.

W dniu 23 maja 2007 cyfrowe fotografie Księżyca podczas bliskiego przesłanianie od Regulusa zostały zaczerpnięte z dwóch miejsc, w Grecji i Anglii. Mierząc paralaksę między Księżycem a wybraną gwiazdą tła, obliczono odległość księżycową.

Bardziej ambitny projekt o nazwie „Arystarch Kampania” prowadzona była w trakcie zaćmienia z dnia 15 kwietnia 2014 r Podczas tego spotkania uczestnicy zostali zaproszeni, aby nagrać serię pięciu zdjęć cyfrowych wschodu aż do kulminacji (punkt największego wysokości).

W metodzie wykorzystano fakt, że Księżyc jest w rzeczywistości najbliżej obserwatora, gdy znajduje się w najwyższym punkcie na niebie, w porównaniu z tym, gdy znajduje się na horyzoncie. Chociaż wydaje się, że Księżyc jest największy, gdy znajduje się blisko horyzontu, jest odwrotnie. Zjawisko to znane jest jako iluzja Księżyca . Powodem różnicy w odległości jest to, że odległość od środka Księżyca do środka Ziemi jest prawie stała przez całą noc, ale obserwator na powierzchni Ziemi znajduje się w rzeczywistości 1 promień Ziemi od środka Ziemi. To przesunięcie przybliża je najbliżej Księżyca, gdy znajduje się on nad głową.

Nowoczesne kamery osiągnęły teraz poziom rozdzielczości, który umożliwia uchwycenie Księżyca z wystarczającą precyzją, aby dostrzec, a co ważniejsze, zmierzyć tę niewielką różnicę w widocznej wielkości. Wyniki tego eksperymentu obliczono jako LD =60,51+3,91
-4,19
 R . Przyjęta wartość dla tej nocy wynosiła 60,61  R , co implikowało dokładność 3%. Zaletą tej metody jest to, że jedynym potrzebnym sprzętem pomiarowym jest nowoczesny aparat cyfrowy (wyposażony w dokładny zegar i odbiornik GPS).

Inne eksperymentalne metody pomiaru odległości księżycowej, które mogą wykonywać astronomowie amatorzy, obejmują:

  • Wykonywanie zdjęć Księżyca przed wejściem do półcienia i po całkowitym zaćmieniu.
  • Mierzenie możliwie najdokładniejszego czasu kontaktów zaćmienia.
  • Wykonywanie dobrych zdjęć zaćmienia częściowego, gdy kształt i rozmiar cienia Ziemi są wyraźnie widoczne.
  • Sfotografowanie Księżyca, w tym w tym samym polu widzenia Spiki i Marsa – z różnych lokalizacji.

Zobacz też

Bibliografia

Zewnętrzne linki