Měsíc: Porovnání verzí

Smazaný obsah Přidaný obsah
značky: možný vandalismus vulgarity editace z Vizuálního editoru
m vandalismus
značka: rychlé vrácení zpět
Řádek 219:
[[Soubor:Far-Side-Phase-180.jpg|Odvrácená strana|náhled|vlevo|120px]]
 
Měsíc je v&nbsp;[[Vázaná rotace|synchronní rotaci]] se Zemí, což znamená, že jedna strana Měsíce („[[Přivrácená strana Měsíce|přivrácená strana]]“) je stále obrácená k&nbsp;Zemi. Druhou, „[[odvrácená strana Měsíce|odvrácenou stranu]]“, z&nbsp;větší části nelze ze Země vidět, kromě malých částí poblíž okraje disku, které mohou být příležitostně spatřeny díky [[librace|libraci]]. Většina odvrácené strany byla až do éry [[kosmická sonda|kosmických sond]] zcela neznámá.<ref>
{{Citace elektronické monografie
| url = http://spaceprobes.kosmo.cz/index.php?cid=55
| titul = Luna 3
| datum přístupu = 2007-08-31
}}</ref> Tato synchronní rotace je výsledkem [[slapová síla|slapových sil]], které zpomalovaly rotaci Měsíce v&nbsp;jeho rané historii, až došlo k&nbsp;[[Dráhová rezonance|rezonanci oběhu]] a rotace ([[vázaná rotace|vázané rotaci]]).
 
Odvrácená strana je občas nazývána také „temnou stranou“. „Temná“ v&nbsp;tomto případě znamená „neznámá a skrytá“ a nikoliv „postrádající světlo“; ve skutečnosti přijímá odvrácená strana v&nbsp;průměru zhruba stejné množství slunečního světla jako přivrácená strana. Kosmická loď na odvrácené straně Měsíce je odříznuta od přímé radiové komunikace se Zemí.
 
Odlišujícím rysem odvrácené strany je téměř úplná absence tmavých skvrn (oblastí s&nbsp;nízkým [[albedo|albedem]]), tzv. ''[[měsíční moře|moří]]''.
 
== Oběh ==
Měsíc vykoná kompletní oběh kolem Země jednou za 29,530588&nbsp;dne ([[Doba oběhu|synodický měsíc]]). Každou hodinu se Měsíc posune vzhledem ke hvězdám o vzdálenost zhruba rovnou jeho [[Úhlová velikost|úhlovému průměru]], přibližně o 0,5°. Měsíc se liší od většiny satelitů jiných planet tím, že je jeho orbita blízká rovině [[ekliptika|ekliptiky]] a nikoliv rovině zemského rovníku.
 
Některé způsoby nazírání na oběh jsou podrobněji probrány v&nbsp;následující tabulce, ale dva nejběžnější jsou: [[Doba oběhu|siderický měsíc]], což je doba úplného oběhu vzhledem ke hvězdám, trvající asi 27,3&nbsp;dnů a [[Doba oběhu|synodický měsíc]], což je doba, kterou zabere dosažení téže [[měsíční fáze|fáze]], dlouhá přibližně 29,5&nbsp;dne. Rozdíl mezi nimi je způsoben tím, že v&nbsp;průběhu oběhu urazí Země i Měsíc určitou vzdálenost na orbitě kolem [[Slunce]].
 
Gravitační přitažlivost, kterou Měsíc ovlivňuje Zemi, je příčinou [[slapový jev|slapových jevů]], které jsou nejlépe pozorovatelné na střídání mořského [[příliv]]u a [[odliv]]u. Přílivová vlna je synchronizována s&nbsp;oběhem Měsíce kolem Země. Slapová vzdutí Země způsobená měsíční [[gravitace|gravitací]] se zpožďují za odpovídající polohou Měsíce kvůli odporu oceánského systému – především kvůli [[setrvačnost]]i vody a [[tření]], jak se přelévá přes oceánské dno, proniká do [[záliv]]ů a [[ústí|ústí řek]] a zase se z&nbsp;nich vrací. Vyjma mořského přílivu a odlivu dochází také ke vzedmutí a poklesu [[Tektonická deska|litosférických desek]]. Následkem toho je část zemského rotačního momentu pozvolna přeměňována do oběhového momentu Měsíce, takže se Měsíc pomalu vzdaluje od Země rychlostí asi 38&nbsp;[[Metr#Milimetr|mm]] za rok. Zemský den se vlivem stejných slapových sil zpomaluje o 1,7&nbsp;milisekundy za století, převážná část tohoto úbytku [[hybnost]]i je předána Měsíci.
 
Synchronnost rotace je přesná pouze v&nbsp;průměru, protože měsíční orbita má jistou [[excentricita dráhy|výstřednost]]. Když je Měsíc v&nbsp;[[Apsida (astronomie)|perigeu]] (''přízemí''), jeho rotace je pomalejší než pohyb po oběžné dráze, což nám umožňuje vidět asi osm stupňů délky z&nbsp;jeho východní (pravé) strany navíc. Na druhou stranu, když se Měsíc dostane do [[Apsida (astronomie)|apogea]] (''odzemí''), jeho rotace je rychlejší než pohyb po oběžné dráze, což odkrývá dalších osm stupňů délky z&nbsp;jeho západní (levé) strany. To se nazývá ''optickou [[librace|librací]] v&nbsp;délce''.
 
Protože je měsíční orbita nakloněna k&nbsp;zemskému rovníku, Měsíc se zdá oscilovat nahoru a dolů (podobně jako lidská hlava, když pokyvuje na souhlas) při svém pohybu v&nbsp;ekliptikální šířce (deklinaci). Tento jev se nazývá ''optická ''[[librace]]'' v&nbsp;šířce'' a odkrývá pozorovateli z&nbsp;polárních oblastí Měsíce přibližně sedm stupňů šířky.
 
Na konec, protože je Měsíc vzdálen jen asi 60 zemských poloměrů, pozorovatel na rovníku vidí Měsíc v&nbsp;průběhu noci ze dvou bodů vzdálených od sebe jeden zemský průměr. Tato vlastnost se nazývá ''optická ''[[librace]]'' paralaktická'' a odkrývá asi jeden stupeň měsíční délky.
 
Země a Měsíc obíhají okolo jejich [[Těžiště|barycentra]] nebo obecněji [[těžiště]], které leží asi 4&nbsp;700&nbsp;km od zemského středu (asi 3/4 cesty k&nbsp;povrchu). Protože se barycentrum nachází pod povrchem Země, zemský pohyb se dá obecně popsat jako „kolébání“. Podíváme-li se ze zemského severního pólu, Země a Měsíc rotují proti směru hodinových ručiček okolo jejich os; Měsíc obíhá Zemi proti směru hodinových ručiček a Země obíhá Slunce také proti směru hodinových ručiček.
 
Může vypadat zvláštně, že [[úhlová odchylka|sklon]] lunární orbity a [[vychýlení osy|vychýlení]] měsíční osy rotace jsou v&nbsp;přehledu vypsány jako významně se měnící. Zde je třeba poznamenat, že sklon orbity je měřen vzhledem k&nbsp;primární rovníkové rovině (v&nbsp;tomto případě zemské) a vychýlení osy rotace vzhledem k&nbsp;normále vůči rovině orbity satelitu (měsíční). Pro většinu satelitů planet, nikoliv však pro Měsíc, tyto konvence odrážejí fyzikální realitu a jejich hodnoty jsou proto stabilní.
 
Země a Měsíc formují prakticky „[[dvojplaneta|dvojplanetu]]“: jsou těsněji spjati se Sluncem než jeden s&nbsp;druhým. Rovina měsíční orbity zachovává sklon 5,145&nbsp;396° ''vzhledem k&nbsp;[[ekliptika|ekliptice]]'' (orbitální rovině Země) a měsíční osa rotace má stálou výchylku 1,5424° ''vzhledem k&nbsp;normále na stejnou rovinu''. Rovina měsíční orbity vykonává rychlou [[precese|precesi]] (tj. její průnik s&nbsp;ekliptikou rotuje ve směru hodinových ručiček) během 6793,5&nbsp;dnů (18,5996&nbsp;let), kvůli gravitačnímu vlivu zemské rovníkové deformace. V&nbsp;průběhu této periody se proto zdá, že sklon roviny měsíční orbity kolísá mezi 23,45° + 5,15° = 28,60° a 23,45° −5,15° = 18,30°. Současně se jeví, že výchylka osy měsíční rotace ''vzhledem k&nbsp;normále na rovinu oběžné dráhy měsíce'' kolísá mezi 5,15° + 1,54° = 6,69° a 5,15° −1,54° = 3,60°. Za povšimnutí stojí, že výchylka zemské osy také reaguje na tento proces a sama kolísá o 0,002 56° na každou stranu kolem své průměrné hodnoty; tento jev se nazývá [[nutace]].
 
Body, ve kterých Měsíc protíná ekliptiku se nazývají „[[lunární uzel|lunární uzly]]“: severní (neboli vzestupný) uzel je tam, kde Měsíc přechází k&nbsp;severu ekliptiky; jižní (neboli sestupný) je tam, kde přechází k&nbsp;jihu. [[Zatmění Slunce|Zatmění]] Slunce nastává, pokud se uzel střetne s&nbsp;Měsícem v&nbsp;[[nov]]u; zatmění Měsíce, pokud se uzel střetne s&nbsp;Měsícem v&nbsp;[[úplněk|úplňku]].
 
{| border="1" cellspacing="0" cellpadding="2" style="border-collapse: collapse;"
|+
'''Měsíční intervaly'''
|-
! style="background:#efefef;" | Název
! style="background:#efefef;" | Hodnota (dny)
! style="background:#efefef;" | Definice
|-
| siderický || 27,321&nbsp;661&nbsp;547&nbsp;+ 0,000&nbsp;000&nbsp;001&nbsp;857&nbsp;· r || Vzhledem ke vzdáleným hvězdám (13,368 průchodů během [[tropický rok|tropického roku]]) <!--přesněji 13,3682 nebo 13,3687 za siderický rok -->
|-
| synodický || 29,530&nbsp;588&nbsp;853&nbsp;+ 0,000&nbsp;000&nbsp;002&nbsp;162&nbsp;· r || Vzhledem ke Slunci (podle fází Měsíce, 12,368 cyklů za tropický rok)
|-
| tropický || 27,321&nbsp;582&nbsp;241&nbsp;+ 0,000&nbsp;000&nbsp;001&nbsp;506&nbsp;· r || Vzhledem k&nbsp;[[jarní bod|jarnímu bodu]] (vykonává precesi s&nbsp;periodou ~26&nbsp;000 a)
|-
| anomalistický || 27,554&nbsp;549&nbsp;878&nbsp;− 0,000&nbsp;000&nbsp;010&nbsp;390&nbsp;· r || Vzhledem k&nbsp;[[Apsida (astronomie)|perigeu]] (vykonává precesi s&nbsp;periodou 3232,6&nbsp;d = 8,8504&nbsp;a)
|-
| drakonický || 27,212&nbsp;220&nbsp;817&nbsp;+ 0,000&nbsp;000&nbsp;003&nbsp;833&nbsp;· r || Vzhledem k&nbsp;vzestupnému uzlu (vykonává precesi s&nbsp;periodou 6793,5&nbsp;d = 18,5996&nbsp;a)
|}
 
Jednotlivé měsíční intervaly nejsou konstantní, ale mění se. Intervaly jsou tedy vyjádřeny jako součet oběhové doby a roční odchylky. Hodnoty jsou vyjádřeny ve dnech jako 86&nbsp;400&nbsp;sekund podle SI. Tato data jsou platná pro datum 1.&nbsp;1. 2000 12:00:00. Parametr '''r''' určuje počet let od 1.&nbsp;1.&nbsp;2000 podle juliánského kalendáře. Siderický měsíční interval platný pro 1.&nbsp;1.&nbsp;2010 se tedy vypočítá podle vzorce: 27,321&nbsp;661&nbsp;547 + 0,000&nbsp;000&nbsp;001&nbsp;857&nbsp;· 10.
Řádek 254 ⟶ 304:
 
== Původ ==
Sklon měsíční drá naser si naser si naser si hydráhy činí možnost, že by se Měsíc vytvořil spolu se Zemí, nebo že by byl zachycen později, dost nepravděpodobnou. Jeho původ je předmětem mnoha vědeckých debat.
 
Jedna z&nbsp;dřívějších spekulací – ''teorie odtržení'' – předpokládala, že se Měsíc odtrhl ze zemské kůry vlivem [[odstředivá síla|odstředivé síly]], zanechávaje za sebou dnešní oceánské dno jako jizvu. Tento koncept by však vyžadoval příliš rychlou počáteční [[Rotace Země|rotaci Země]]. Někteří si mysleli, že se Měsíc zformoval jinde a byl zachycen na nynější oběžnou dráhu (''teorie zachycení''). Vědci však nepředpokládají, že by bylo tak malé těleso jako je Země schopno zachytit jiné těleso velikosti Měsíce. Takovou schopnost mají v&nbsp;naši soustavě díky větší gravitaci pouze velké planety (především Jupiter a Saturn).