803 (692971), страница 2
Текст из файла (страница 2)
В древности затмения Солнца и Луны чрезвычайно интересовали людей. Философы Древней Греции были убеждены, что Земля является шаром, поскольку они заметили, что тень Земли, падающая на Луну, всегда имеет форму круга. Более того, они подсчитали, что Земля примерно втрое больше Луны, просто исходя из продолжительности затмений. Данные археологии позволяют предположить, что многие древние цивилизации пытались предсказывать затмения. Результаты наблюдений в Стоунхендж, в Южной Англии, могли давать возможность людям позднего каменного века, 4000 лет назад, предсказывать некоторые затмения. Они умели вычислять время прихода летнего и зимнего солнцестояний. В Центральной Америке 1000 лет назад астрономы майя могли предсказывать затмения, выстраивая длинный ряд наблюдений и отыскивая повторяющиеся сочетания факторов. Почти одинаковые затмения повторяются каждые 54 года 34 дня.
4.4. Как часто мы можем видеть затмения.
Хотя Луна проходит по своей орбите вокруг Земли раз в месяц, затмения не могут происходить ежемесячно из-за того, что плоскость орбиты Луны наклонена относительно плоскости орбиты Земли вокруг Солнца. Самое большее, за год может произойти семь затмений, из которых два или три должны быть лунными. Солнечные затмения происходят только в новолуние, когда Луна находится в точности между Землей и Солнцем. Лунные же затмения всегда бывают в полнолуние, когда Земля находится между Землей и Солнцем. За всю жизнь мы можем надеяться увидеть 40 лунных затмений (при условии, что небо будет ясным). Наблюдать солнечные затмения более трудно из-за узости полосы затмений Солнца.
4.1. Форма Луны
Форма Луны очень близка к шару с радиусом 1737 км, что равно 0,2724 экваториального радиуса Земли. Площадь поверхности Луны составляет 3,8 * 107 кв. км., а объем 2,2 * 1025 см3. Более детальное определение фигуры Луны затруднено тем, что на Луне, из-за отсутствия океанов, нет явно выраженной уровненной поверхности по отношению к которой можно было бы определить высоты и глубины; кроме того, поскольку Луна повернута к Земле одной стороной, измерять с Земли радиусы точек поверхности видимого полушария Луны (кроме точек на самом краю лунною диска) представляется возможным лишь на основании слабого стереоскопического эффекта, обусловленного либрацией. Изучение либрации позволило оценить разность главных полуосей эллипсоида Луны. 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 Луны точнее всего определяется из наблюдений её искусственных спутников. Она в 81 раз меньше массы земли, что соответствует 7.35 *1025 г. Средняя плотность Луны равна 3,34 г. см3 (0.61 средней плотности Земли). Ускорение силы тяжести на поверхности Луны в 6 раз больше, чем на Земле, составляет 162.3 см. сек и уменьшается на 0.187 см. сек2 при подъеме на 1 километр. Первая космическая скорость 1680 м. сек, вторая 2375 м. сек. Вследствие малого притяжения Луна не смогла удержать вокруг себя газовой оболочки, а также воду в свободном состоянии.
4.2. Поверхность Луны
Поверхность Луны довольно темная, ее альбедо равно 0.073, то есть она отражает в среднем лишь 7.3 % световых лучей Солнца. Визуальная звездная величина полной Луны 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 Луны, так что когда Луна находится в четверти, и мы видим половину ее диска светлой, она посылает нам не 50 %, а лишь 8 % света от полной Луны Показатель цвета лунного света равен + 1.2, то есть он заметно краснее солнечного. Луна вращается относительно Солнца с периодом, равным синодическому месяцу, поэтому день на Луне длится почти 1.5 сутки и столько же продолжается ночь. Не будучи защищена атмосферой, поверхность Луны нагревается днем до + 110о С, а ночью остывает до -120° С, однако, как показали радионаблюдения, эти огромные колебания температуры проникают вглубь лишь на несколько дециметров вследствие чрезвычайно слабой теплопроводности поверхностных слоев. По той же причине и во время полных лунных затмений нагретая поверхность быстро охлаждается, хотя некоторые места дольше
Даже невооруженным глазом на Луне видны неправильные протяженные темноватые 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 Луны. Выяснилось, что моря - это равнины более темного оттенка, чем другие области, иногда называемые континентальными (или материковыми), изобилующие горами, большинство которых имеет кольцеобразную форму (кратеры). По многолетним наблюдениям были составлены подробные карты Луны. Первые такие карты издал в 1647 Я. Гевелий в Ланцете (Гданьск). Сохранив термин “моря”, он присвоил названия также и главнейшим лунным хребтам - по аналогичным земным образованием: Апеннины, Кавказ, Альпы. Дж. Риччоли в 1651 дал обширным темным низменностям фантастические названия: Океан Бурь, Море Кризисов, Море Спокойствия, Море Дождей и так далее, меньше примыкающие к морям темные области он назвал заливами, например, Залив Радуги, а небольшие неправильные пятна - болотами, например Болото Гнили. Отдельные горы, главным образом кольцеобразные, он назвал именами выдающихся ученых: Коперник, Кеплер, Тихо Браге и другими. Эти названия сохранились на лунных картах и поныне, причем добавлено много новых имен выдающихся людей, ученых более позднего времени. На картах обратной стороны Луны, составленных по наблюдениям, выполненным с космических зондов и искусственных спутников Луны, появились имена К. Э. Циолковского, С. П. Королева, Ю. А. Гагарина и других. Подробные и точные карты Луны были составлены по телескопическим наблюдениям в 19 веке немецкими астрономами И. Медлером, Й. Шмидтом и др. Карты составлялись в ортографической проекции для средней фазы либрации, то есть примерно такими, какой Луна видна с Земли. В конце 19 века начались фотографические наблюдения Луны.
В 1896-1910 большой атлас Луны был издан французскими астрономами М. Леви и П. Пьюзе по фотографиям, полученным на Парижской обсерватории; позже фотографический альбом Луны издан Ликской обсерваторией в США, а в середине 20 века Дж. Койпер (США) составил несколько детальных атласов фотографий Луны, полученных на крупных телескопах разных астрономических обсерваторий. С помощью современных телескопов на Луне можно заметить, но не рассмотреть кратеры размером около 0,7 километров и трещины шириной в первые сотни метров.
Большинство морей и кратеров на видимой стороне были названы итальянским астрономом Риччиолли в середине семнадцатого века в честь астрономов, философов и других ученых. После фотографирования обратной стороны Луны появились новые названия на картах Луны. Названия присваиваются посмертно. Исключением являются 12 названий кратеров в честь советских космонавтов и американских астронавтов. Все новые названия утверждаются Международным астрономическим союзом.
4.3. 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.
4.4. Лунный грунт.
Всюду, где совершали посадки космические аппараты, Луна покрыта так называемым реголитом. Это разнозернистый обломочно-пылевой слой толщиной от нескольких метров до нескольких десятков метров. Он возник в результате дробления, перемешивания и спекания лунных пород при падениях метеоритов и микрометеоритов. Вследствие воздействия солнечного ветра реголит насыщен нейтральными газами. Среди обломков реголита найдены частицы метеоритного вещества. По радиоизотопам было установлено, что некоторые обломки на поверхности реголита находились на одном и том же месте десятки и сотни миллионов лет. Среди образцов, доставленных на Землю, встречаются породы двух типов: вулканические (лавы) и породы, возникшие за счет раздробления и расплавления лунных образований при падениях метеоритов. Основная масса вулканических пород сходна с земными базальтами. По-видимому, такими породами сложены все лунные моря.
Кроме того, в лунном грунте встречаются обломки иных пород, сходных с земными и так называемым KREEP - порода, обогащенная калием, редкоземельными элементами и фосфором. Очевидно, эти породы представляют собой обломки вещества лунных материков. “Луна-20” и “Аполлон-16”, совершившие посадки на лунных материках, привезли оттуда породы типа анортозитов. Все типы пород образовались в результате длительной эволюции в недрах Луны. По ряду признаков лунные породы отличаются от земных: в них очень мало воды, мало калия, натрия и других летучих элементов, в некоторых образцах очень много титана и железа. Возраст этих пород, определяемый по соотношениям радиоактивных элементов, равен 3 - 4.5 млрд. лет, что соответствует древнейшим периодам развития Земли.
4.5. Внутреннее строение Луны
Структура недр Луны также определяется с учетом ограничений, которые налагают на модели внутреннего строения данные о фигуре небесного тела и, особенно о характере распространения Р - и S - волн. Реальная фигура Луны, оказалась близкой к сферически равновесной, а из анализа гравитационного потенциала сделан вывод о том, что ее плотность несильно изменяется с глубиной, т.е. в отличие от Земли нет большой концентрации масс в центре.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
