Современные методы аттестации

Различные видимые формы Луны называются ее фазами. Полный цикл фаз заканчивается и начинает повторяться через каждые 29,59 суток.

Рельеф лунной поверхности

Рельеф лунной поверхности был в основном выяснен в результате мно­голетних телескопических наблюдений. “Лунные моря”, занимающие около 40 % видимой поверхности Луны, представляют собой равнинные низменности, пересе­ченные трещинами и невысокими изви­листыми валами; крупных кратеров на морях сравнительно мало. Многие моря окружены концентрическими кольцевы­ми хребтами. Остальная, более светлая поверхность покрыта многочисленными кратерами, кольцевидными хребтами, бо­роздами и так далее. Кратеры менее 15-20 километров имеют простую чашевидную форму, бо­лее крупные кратеры (до 200 километров) состоят из округлого вала с крутыми внутренними склонами, имеют сравнительно плоское дно, более углубленное, чем окружающая местность, часто с центральной горкой. Высоты гор над окружающей местностью определяются по длине теней на лунной поверхности или фотометрическим способом. Таким путем были составлены гипсометрические карты масштаба 1: 1 000000 на большую часть видимой стороны. Однако абсолютные высоты, расстояния точек поверхности Луны от центра фигуры или массы Луны определяются очень неуверен­но, и основанные на них гипсометрические кар­ты дают лишь общее представление о ре­льефе Луны. Гораздо подробнее и точнее изучен рельеф краевой зоны Луны, которая, в за­висимости от фазы либрации, ограничи­вает диск Луны. Для этой зоны немецкий ученый Ф. Хайн, советский ученый А. А. Нефедьев, американский ученый Ч. Уотс составили гипсометрические карты, которые используются для учета неровностей края Луны при наблюде­ниях с целью определения координат Луны (такие наблюдения производятся мери­дианными кругами и по фотографиям Луны на фоне окружающих звезд, а также по наблюдениям покрытий звезд). Микрометрическими измерениями определены по отношению к лунному экватору и среднему ме­ридиану Луны селенографические координаты нескольких основных опорных точек, которые служат для при­вязки большого числа других точек поверх­ности Луны. Основной исходной точкой при этом является небольшой правильной формы и хорошо видимый близ центра лунного диска кратер Мёстинг. Структура по­верхности Луны была в основном изучена фотометрическими и поляриметрическими наблюде­ниями, дополненными радиоастрономическими исследованиями.

Кратеры на лунной поверхности имеют различный относительный возраст: от древних, едва различимых, сильно пере­работанных образований до очень четких в очертаниях молодых кратеров, иногда окруженных светлыми “лучами”. При этом молодые кратеры перекрывают более древние. В одних случаях кратеры врезаны в поверхность лунных морей, а в других - горные породы морей пере­крывают кратеры. Тектонические разрывы то рассекают кратеры и моря, то сами пере­крываются более молодыми образова­ниями. Эти и другие соотношения позво­ляют установить последовательность воз­никновения различных структур на лун­ной поверхности; в 1949 советский ученый А. В. Хабаков разделил лунные образо­вания на несколько последовательных возраст­ных комплексов. Дальнейшее развитие такого подхода позволило к концу 60-х годов составить среднемасштабные геологические карты на значительную часть поверхности Луны. Абсолютный возраст лунных образований известен пока лишь в нескольких точках; но, используя некоторые косвенные методы, можно установить, что возраст наиболее молодых крупных кратеров составляет десятки и сочни миллионов лет, а основная масса крупных кратеров возникла в “доморской” период, 3-4 млрд. лет назад.

В образовании форм лунного рельефа принимали участие как внутренние силы, так и внешние воздействия. Расчеты термической истории Луны показывают, что вскоре после её образования недра были разогреты радиоактивным теплом и в значительной мере расплавлены, что привело к интенсивно­му вулканизму на поверхности. В результате образовались гигантские лаво­вые поля и некоторое количество вулканических кратеров, а также многочисленные тре­щины, уступы и другое. Вместе с этим на по­верхность Луны на ранних этапах выпадало огромное количество метеоритов и асте­роидов - остатков протопланетного об­лака, при взрывах которых возникали кра­теры - от микроскопических лунок до коль­цевых структур поперечником во много десятков, а возможно и до нескольких сотен километров. Из-за отсутствия атмосферы и гидросфе­ры значительная часть этих кратеров сохрани­лась до наших дней. Сейчас метеориты выпадают на Луну гораздо реже; вулка­низм также в основном прекратился, по­скольку Луна израсходовала много тепловой энергии, а радиоактивные элементы были вынесены во внешние слои Луны. Об остаточном вулканизме свидетельствуют истечения углеродосодержащих газов в лунных кратерах, спектрограммы которых были впервые получены советским астро­номом Н. А. Козыревым.

Кратер Ван-де-Граф на обратной стороне Луны

Движение луны

Видимое движение Луны на фоне звезд есть следствие действительного движения Луны вокруг Земли. Луна в течение звездного месяца перемещается среди звезд всегда в одну и ту же сторону – с запада на восток, или прямым движением. Видимый путь Луны на небе – не замыкающаяся кривая, постоянно меняющая свое положение среди звезд зодиакальных созвездий. Видимое движение Луны сопровождается непрерывным изменением ее внешнего вида, характеризуемого фазой Луны (Фаза Ф равна отношению наибольшей ширины освещенной части d` лунного диска к его диаметру d).

Луна 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, сели смотреть на орбиту Луны со стороны Северного полюса мира. Большая полуось орбиты Луны, равная среднему расстоянию меж­ду центрами Земли и Луны, составляет 384 400 км (приблизительно 60 земных радиусов). Вследствие эллиптичности орби­ты и воз­мущений расстояние до Луны колеблется между 356 400 и 406 800 км. Период обраще­ния Луны вокруг Земли, так называемый сидерический (звездный) месяц равен 27,32166 суток, но подвержен небольшим колебаниям и очень малому вековому сокращению. Движение Луны 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. Главней­шие из этих возмущений, или неравенств, были открыты из наблюдений задолго до теоретического вы­вода их из закона всемирного тяготения. Притяжение Луны Солнцем в 2,2 раза сильнее, чем Землей, так что, строго говоря, следовало бы рассматривать движение Луны вокруг Солнца и возмущения этого движения Землей. Однако, поскольку исследователя интересует движение Луны, каким оно видно с Земли, гравитационная тео­рия, которую разрабатывали многие круп­нейшие ученые, начиная с И. Ньютона, рассматривает движение Луны 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 Луны. Аргументом служит время.

 Скачать реферат