БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (ЛУ)

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 Луныочень близка к шару с радиусом 1737 км , что равно 0,2724 экваториального радиуса Земли. Площадь поверхности Л. составляет 3,8×10 7 км 2 (то есть 0,0743 » 3/ 40земной), а объём 2,2×10 25 см 3 (то есть 0,0203 » 1/ 49объёма 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 7,35×10 25 г . Средняя плотность Л. равна 3,34 г/см 2 (0,61 средней плотности Земли). Ускорение силы тяжести на поверхности Л. в 6 раз меньше, чем на Земле, равно 162,3 см/сек 2 и уменьшается на 0,187 см/сек 2 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 29 1/ 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/ 13своей орбиты и Л., чтобы вновь пройти между Землёй и Солнцем, должна пройти дополнительно ещё 1/ 13часть 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 Луныдовольно тёмная, её альбедо равно 0,073, то есть она отражает в среднем лишь 7,3% световых лучей Солнца. Визуальная звёздная величина полной Л. на среднем расстоянии равна — 12,7; она посылает в полнолуние на Землю в 465 000 раз меньше света, чем Солнце. В зависимости от фаз, это количество света уменьшается гораздо быстрее, чем площадь освещенной части Л., так что когда Л. находится в четверти и мы видим половину её диска светлой, она посылает нам не 50%, а лишь 8% света от полной Л. Показатель цвета лунного света равен +1,2, то есть он заметно краснее солнечного. Л. вращается относительно Солнца с периодом, равным синодическому месяцу, поэтому день на Л. длится почти 15 суток и столько же продолжается ночь. Не будучи защищена атмосферой, поверхность Л. нагревается днём до +110° С, а ночью остывает до -120° С, однако, как показали радионаблюдения, эти огромные колебания температуры проникают вглубь лишь на несколько дм вследствие чрезвычайно слабой теплопроводности поверхностных слоев. По той же причине и во время полных лунных затмений нагретая поверхность быстро охлаждается, хотя некоторые места дольше сохраняют тепло, вероятно, вследствие большой теплоёмкости (так называемые «горячие пятна»).

Даже невооружённым глазом на Л. видны неправильные темноватые протяжённые пятна, которые были приняты за моря: название сохранилось, хотя и было установлено, что эти образования ничего общего с земными морями не имеют. Телескопические наблюдения, которым положил начало в 1610 Г. Галилей , позволили обнаружить гористое строение поверхности Л. Выяснилось, что моря — это равнины более тёмного оттенка, чем другие области, иногда называют континентальными (или материковыми), изобилующие горами, большинство которых имеет кольцеобразную форму (кратеры). По многолетним наблюдениям были составлены подробные карты Л. Первые такие карты издал в 1647 Я. Гевелий в Данциге (Гданьск). Сохранив термин «моря», он присвоил названия также и главнейшим лунным хребтам — по аналогичным земным образованиям: Апеннины, Кавказ, Альпы. Дж. Риччоли из Феррары в 1651 дал обширным тёмным низменностям фантастические названия: Океан Бурь, Море Кризисов, Море Спокойствия, Море Дождей и так далее, меньшие примыкающие к морям тёмные области он назвал заливами, например Залив Радуги, а небольшие неправильные пятна — болотами, например Болото Гнили. Отдельные горы, главным образом кольцеобразные, он назвал именами выдающихся учёных: Коперник, Кеплер, Тихо Браге и другие. Эти названия сохранились на лунных картах и поныне, причём добавлено много новых имён выдающихся людей, учёных более позднего времени. На картах обратной стороны Л., составленных по наблюдениям, выполненным с космических зондов и искусственных спутников Л., появились имена К. Э. Циолковского, С. П. Королева, Ю. А. Гагарина и других. Подробные и точные карты Л. были составлены по телескопическим наблюдениям в 19 веке немецкими астрономами И. Медлером, И. Шмидтом и другими. Карты составлялись в ортографической проекции для средней фазы либрации, то есть примерно такими, какой Л. видна с Земли. В конце 19 века начались фотографические наблюдения Л. В 1896—1910 большой атлас Л. был издан французскими астрономами М. Леви и П. Пьюзе по фотографиям, полученным на Парижской обсерватории; позже фотографический альбом Л. издан Ликской обсерваторией в США, а в середине 20 века Дж. Койпер (США) составил несколько детальных атласов фотографий Л., полученных на крупных телескопах разных астрономических обсерваторий. С помощью современных телескопов на Л. можно заметить (но не рассмотреть) кратеры размером около 0,7 км и трещины шириной в первые сотни метров.