Большая Советская Энциклопедия (ЛУ)

Большая Советская Энциклопедия

 Лит.: Розенберг А. М., Коннетабль Кастильский Альваро де-Луна и его борьба с силами феодальной реакции, «Учёные записки Ленинградского государственного педагогического института имени Герцена», 1941, т. 45.

Луна Антонио

Лу'на (Luna) Антонио (29.10.1866, Манила, — 5.6.1899, Кабанатуан), деятель филиппинского национально-освободительного движения. После начала американо-филиппинской войны 1899—1901 назначен главнокомандующим, в мае 1899 — помощником военного министра. Выступал за решительную борьбу против оккупантов, арестовал министров — сторонников компромисса с США. Убит личной охраной президента Э. Агинальдо, который позднее ложно обвинил Л. в намерении «узурпировать власть».

Луна (спутник Земли)

Луна', единственный естественный спутник Земли и ближайшее к нам небесное тело; астрономический знак

.

Движение Луны. Л. 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, если смотреть на орбиту Л. со стороны Северного полюса мира. Большая полуось орбиты Л., равная среднему расстоянию между центрами Земли и Л., составляет 384 400 км (приблизительно 60 земных радиусов), что соответствует горизонтальному

экваториальному параллаксу57’ 2“ ,6. Вследствие эллиптичности орбиты (эксцентриситет равен 0,0549) и возмущений расстояние до Л. колеблется между 356 400 и 406 800 км. В результате и видимый угловой диаметр Л., на ср. расстоянии равный 31’ 5“», изменяется от 33’ 32“» до 29’ 20“» (то есть бывает больше или меньше солнечного). Период обращения Л. вокруг Земли, так называемый сидерический (звёздный) месяц равен 27,32166 сут, но подвержен небольшим колебаниям и очень малому вековому сокращению. Движение Л. 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, обусловленные притяжением Солнца, планет и сплюснутостью Земли. Главнейшие из этих возмущений, или неравенств (так называемое уравнение центра, эвекция, вариация, годичное неравенство), были открыты из наблюдений задолго до теоретического вывода их из закона всемирного тяготения. Притяжение Л. Солнцем в 2,2 раза сильнее, чем Землёй, так что, строго говоря, следовало бы рассматривать движение Л. вокруг Солнца и возмущения этого движения Землёй. Однако, поскольку исследователя интересует движение Л., каким оно видно с Земли, гравитационная теория, которую разрабатывали многие крупнейшие учёные, начиная с И. Ньютона, рассматривает движение Л. 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 Л.; аргументом служит время. Ряды в общей сложности содержат до 1500 членов, выведенных на основании чисто гравитационного действия. Для лучшего согласия с результатами наблюдений Л. в теорию был добавлен значительный эмпирический член, который не мог быть объяснён с точки зрения гравитационной теории. Но в 30-х годах 20 века было установлено, что введение этого члена связано не с отклонением движения Л. от гравитационной теории, а с неточностью системы измерения времени, в основе которой лежало вращение Земли вокруг оси, оказавшееся неравномерным. В современной теории движения Л. этот эмпирический член не учитывается, а вводится соответствующая поправка во всемирное время и таким образом осуществляется переход к равномерно текущему эфемеридному времени, которое и служит аргументом в таблицах Брауна.

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 Луны очень близка к шару с радиусом 1737 км, что равно 0,2724 экваториального радиуса Земли. Площадь поверхности Л. составляет 3,8x10⁷км² (то есть 0,0743 » ³/₄₀ земной), а объём 2,2x10²⁵см³ (то есть 0,0203 » ¹/₄₉ объёма 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 7,35x10²⁵г. Средняя плотность Л. равна 3,34 г/см² (0,61 средней плотности Земли). Ускорение силы тяжести на поверхности Л. в 6 раз меньше, чем на Земле, равно 162,3 см/сек² и уменьшается на 0,187 см/сек² 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 29¹/₂сут 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 ¹/₁₃ своей орбиты и Л., чтобы вновь пройти между Землёй и Солнцем, должна пройти дополнительно ещё ¹/₁₃ часть 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 Луны довольно 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.

Рельеф лунной поверхности был в основном выяснен в результате многолетних телескопических наблюдений. «Лунные моря», занимающие около 40% видимой поверхности Л., представляют собой равнинные низменности, пересечённые 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 км имеют простую чашевидную форму; более крупные кратеры (до 200 км) состоят из округлого вала с крутыми внутренними склонами, имеют сравнительно плоское дно, более углублённое, чем окружающая местность, часто с центральной горкой. Высоты гор над окружающей местностью определяются по длине теней на лунной поверхности или фотометрическим способом. Таким путём были составлены гипсометрические карты масштаба 1 : 1 000 000 на большую часть видимой стороны. Однако абсолютные высоты, расстояния точек поверхности Л. от центра фигуры или массы Л. определяются очень неуверенно, и основанные на них гипсометрические карты дают лишь общее представление о рельефе Л. Гораздо подробнее и точнее изучен рельеф краевой зоны Л., которая, в зависимости от фазы либрации, ограничивает диск Л. Для этой зоны немецкий учёный Ф. Хайн, советский учёный А. А. Нефедьев, американский учёный Ч. Уотс составили гипсометрические карты, которые используются для учёта неровностей края Л. при наблюдениях с целью определения координат Л. (такие наблюдения производятся меридианными кругами и по фотографиям Л. на фоне окружающих звёзд, а также по наблюдениям покрытий звёзд Л.). Микрометрическими измерениями определены по отношению к лунному экватору и среднему меридиану Л. селенографические (от греческого selene — Луна) координаты нескольких основных опорных точек, которые служат для привязки большого числа других точек поверхности Л. Основной исходной точкой при этом является небольшой правильной формы и хорошо видимый близ центра лунного диска кратер Мёстинг А. Структура поверхности Л. 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 чётких 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 учёный 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 значительной часть поверхности Л. 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 сотни млн. 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. Расчёты термической истории Л. 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 Л. 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 км. 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 Л. израсходовала много тепловой энергии, а радиоактивные элементы были вынесены во внешние слои Л. Об остаточном вулканизме свидетельствуют истечения углеродосодержащих газов в лунных кратерах, спектрограммы которых были впервые получены советским астрономом Н. А. Козыревым.