vlastnosti oběžné dráhy popsané v této části jsou aproximace. Oběžná dráha Měsíce kolem Země má mnoho nepravidelností (poruch), jejichž studium (lunární teorie) má dlouhou historii.
oběžná dráha Měsíce a velikosti Země a měsíce podle měřítka.,
Porovnání na Měsíci je zdánlivá velikost na měsíčním perigeum–apogee
Eliptické shapeEdit
Na oběžné dráze Měsíce je téměř kruhovou elipsu o Zemi (semimajor a semiminor osy jsou 384 400 km a 383,800 km, respektive: rozdíl pouze 0,16%). Rovnice elipsy přináší výstřednosti 0.0549 a perigeu a apogeu vzdálenosti 362,600 km a 405,400 km, respektive (rozdíl 12%).,
vzhledem k tomu, že bližší objekty se zdají větší, zdánlivá velikost Měsíce se mění, když se pohybuje směrem a od pozorovatele na Zemi. Událost označovaná jako „supermoon“ nastane, když je úplněk nejblíže k zemi (perigee). Největší zdánlivý průměr Měsíce je 12% větší (jako perigeum versus apogee vzdálenosti) než nejmenší; zdánlivá plocha je o 25% více, a tak je množství světla, které odráží směrem k Zemi.
rozptyl v orbitální vzdálenosti měsíce odpovídá změnám v jeho tangenciálních a úhlových rychlostech, jak je uvedeno v Keplerově druhém zákoně., Průměrný úhlový pohyb vzhledem k imaginárnímu pozorovateli na barycentru Země-Měsíce je 13.176° denně na východ (J2000.0 epocha).
ElongationEdit
Měsíc je prodloužení je jeho úhlová vzdálenost východ Slunce kdykoliv. Na novém měsíci je nula a Měsíc je prý ve spojení. Při úplňku je prodloužení 180° a říká se, že je v opozici., V obou případech je Měsíc v syzygy, to znamená, že Slunce, Měsíc a země jsou téměř vyrovnány. Když je prodloužení buď 90° nebo 270°, měsíc je prý v kvadratuře.
PrecessionEdit
Apsidiální precese—hlavní osa Měsíc na eliptické oběžné dráze otočí o jednu celou otáčku jednou za 8.85 let ve stejném směru jako je rotace Měsíce sám., Tento obrázek vypadá nahoru zobrazující geografický jižní pól Země a eliptický tvar oběžné dráhy Měsíce (značně přehnaný z jeho téměř kruhového tvaru, aby byla precese zřejmá) se otáčí z bílé na šedivější oběžné dráhy.
Orbitální sklon—moonova orbita je nakloněná 5.14° k ekliptice.,
Měsíc · Země
Horní: Polární zobrazení; Dno: Rovníkové zobrazení
Země na lunární oběžnou dráhu odchylky
orientace oběžné dráhy není stanovena v prostoru, ale otáčí se v průběhu času. Tato orbitální precese se také nazývá apsidální precese a je rotací oběžné dráhy Měsíce v orbitální rovině, tj. osy směru změny elipsy., Měsíc je hlavní osy – nejdelší průměr oběžné dráhy, spojující jeho nejbližší a nejvzdálenější body, perigeum a apogeum, respektive – dělá jednu celou otáčku každý 8.85 Pozemských let, nebo 3,232.6054 dny, jak se pomalu otáčí ve stejném směru jako Měsíc sám (přímý pohyb) – což znamená, precesses východ o 360°. Apsidální precese měsíce je odlišná od uzlové precese jeho orbitální roviny a axiální precese samotného měsíce.
Sklonedit
střední sklon měsíční oběžné dráhy k ekliptické rovině je 5,145°., Teoretické úvahy ukazují, že současný sklon vzhledem k ekliptické rovině vznikl přílivovou evolucí z dřívější oběžné dráhy blízké země s poměrně konstantním sklonem vzhledem k zemskému rovníku. To by vyžadovalo sklon této dřívější oběžné dráhy asi 10° k rovníku, aby se vytvořil současný sklon 5° k ekliptice. Předpokládá se, že původně sklon k rovníku byl téměř nulový, ale mohl být zvýšen na 10° vlivem planet procházejících poblíž Měsíce při pádu na Zemi., Pokud by se tak nestalo, měsíc by nyní ležel mnohem blíže k ekliptice a zatmění by bylo mnohem častější.
rotační osa Měsíce není kolmá k jeho orbitální rovině, takže měsíčního rovníku není v rovině jeho oběžné dráhy, ale je nakloněn o konstantní hodnotu 6.688° (to je nepřímost). Jak objevil Jacques Cassini v roce 1722, rotační osa měsíce má stejnou rychlost jako jeho orbitální rovina, ale je 180° mimo fázi (viz Cassiniho zákony). Proto je úhel mezi ekliptikou a lunárním rovníkem vždy 1.,543°, i když rotační osa měsíce není vzhledem k hvězdám fixována.
NodesEdit
uzly jsou body, ve kterých oběžná dráha Měsíce překračuje ekliptiku. Měsíc prochází stejným uzlem každých 27.2122 dní, interval nazvaný draconický měsíc nebo draconitický měsíc. Řada uzlů, křižovatku mezi dvěma příslušných rovinách, má retrográdní pohyb: pro pozorovatele na Zemi, to se otáčí směrem na západ podél ekliptiky s periodou 18,6 let nebo 19.3549° za rok., Při pohledu z nebeského severu se uzly pohybují ve směru hodinových ručiček kolem Země, naproti vlastnímu otáčení Země a její revoluci kolem Slunce. Zatmění Měsíce a slunce může nastat, když se uzly vyrovnají se sluncem, zhruba každých 173,3 dne. Sklon měsíční oběžné dráhy také určuje zatmění; stíny se zkříží, když se uzly shodují s úplným a novým měsícem, když Slunce, Země a Měsíc zarovnat ve třech rozměrech.
ve skutečnosti to znamená, že“ tropický rok “ na Měsíci je dlouhý pouze 347 dní. Tomu se říká drakonický rok nebo rok zatmění. „Roční období“ na Měsíci zapadají do tohoto období., Asi v polovině tohoto drakonického roku je Slunce severně od lunárního rovníku (ale nejvýše 1,543°) a pro druhou polovinu je jižně od lunárního rovníku. Je zřejmé, že účinek těchto ročních období je menší ve srovnání s rozdílem mezi lunární nocí a lunárním dnem. Na lunárních pólech bude místo obvyklých lunárních dnů a nocí asi 15 dnů Země Slunce “ nahoru „po dobu 173 dnů, protože bude“ dole“; polární východ a západ slunce trvá každý rok 18 dní. „Nahoru“ zde znamená, že střed Slunce je nad obzorem., Lunární polární východy a západy slunce se vyskytují v době zatmění (Sluneční nebo měsíční). Například při zatmění slunce 9.března 2016 byl měsíc blízko sestupného uzlu a Slunce bylo blízko bodu na obloze, kde rovník měsíce překračuje ekliptiku. Když slunce dosáhne tohoto bodu, střed Slunce zapadá na lunárním severním pólu a stoupá na lunárním jižním pólu.
sklon k rovníku a měsíčnímu stojanu
každých 18.,6 let, úhel mezi Měsíc na oběžné dráze a Zemského rovníku dosahuje maximálně 28°36′ součet Zemské rovníkové tilt (23°27′) a Měsíc je orbitální sklon (5°09′) k ekliptice. Tomu se říká hlavní zastavení měsíce. Kolem této doby se pokles měsíce bude pohybovat od -28°36′ do +28°36′. Naopak o 9,3 roku později úhel mezi oběžnou dráhou měsíce a zemským rovníkem dosahuje minima 18°20′. Tomu se říká menší měsíční klid. Poslední měsíční klid byl v říjnu 2015 mírně zastaven., V té době byl sestupný uzel seřazen s rovnodenností (bod na obloze s pravým vzestupem nula a deklinací nula). Uzly se pohybují na západ asi o 19° ročně. Slunce protíná daný uzel asi o 20 dní dříve každý rok.
Při sklonu Měsíční dráhy k rovníku Země je na minimálně 18°20′, střed měsíčního disku bude nad obzorem každý den od zeměpisných šířkách méně než 71°40′ (90° − 18°20′) na sever nebo na jih., Když je sklon maximálně 28°36′, bude střed měsíčního disku nad obzorem každý den pouze ze zeměpisných šířky menší než 61°24′ (90° − 28°36′) na sever nebo na jih.
ve vyšších zeměpisných šířkách bude období nejméně jednoho dne každý měsíc, kdy Měsíc nezvýší, ale bude také období nejméně jednoho dne každý měsíc,kdy Měsíc nestanoví. To je podobné sezónnímu chování slunce, ale s dobou 27,2 dne místo 365 dnů., Všimněte si, že bod na Měsíci může být skutečně viditelný, když je asi 34 obloukových minut pod obzorem, kvůli atmosférickému lomu.
Protože sklon Měsíční dráhy s ohledem k zemskému rovníku, Měsíc je nad obzorem na Severní a Jižní Pól pro téměř dva týdny, každý měsíc, i když je Slunce pod obzorem na šest měsíců v době. Období od východu měsíce do východu měsíce na pólech je tropický měsíc, asi 27,3 dnů, docela blízko k hvězdný období., Když je Slunce nejdále pod obzorem (zimní slunovrat), měsíc bude plný, když je v nejvyšším bodě. Když je Měsíc v Blížencích, bude nad obzorem na severním pólu, a když je ve Střelci, bude to na jižním pólu.
Měsíční světlo se používá zooplankton v Arktických, kdy Slunce je pod obzorem měsíce a musí být užitečné, aby zvířata, která žila v Arktických a Antarktických oblastech, kdy bylo klima teplejší.,
Scale modelEdit
-
Scale model systému Země–Měsíc: velikosti a vzdálenosti jsou v měřítku. Představuje střední vzdálenost oběžné dráhy a střední poloměry obou těles.