V astronomii je měsíční vzdálenost průměrná vzdálenost mezi středem Země a středem Měsíce , která je 384 400 km . Skutečná vzdálenost se liší v závislosti na poloze Měsíce na jeho oběžné dráze , mezi 356 410 km v perigeu a 405 500 km v jeho apogee . Vysoce přesná měření měsíční vzdálenosti se provádějí měřením doby pohybu světla mezi stanicemi LIDAR na Zemi a retroreflektory umístěnými na Měsíci.
Podle experimentu s lunárním laserem se Měsíc vzdaluje od Země průměrnou rychlostí 3,78 cm za rok . Aktuální odchozí rychlost je považována za neobvykle vysokou. Shodou okolností je rozměr odrazek odrazek umístěných na Měsíci také 3,78 cm .
Rychlost přílivu a odlivu se v průběhu geologické historie Země měnila.
První osoba, která měří vzdálenost Měsíce byl Aristarchos ze Samu , astronom a matematik III th století před naším letopočtem. AD . Pomocí pozorování zatmění měsíce vypočítal vzdálenost Země-Měsíc na základě poloměru Země (pro něj neznámého). Aristarchos ze Samosu vypočítal vzdálenost od Měsíce pozorováním přechodu zemského stínu nad lunárním diskem. Vzdálenost Země-Měsíc byla dána v jednotkách poloměru Země.
Katalog NASA objektů blízkých Zemi udává v měsíční vzdálenosti a v ua vzdálenost přiblížení k Zemi asteroidů a komet.
Vzdálenost od Země k Měsíci se neustále mění. Kvůli nekruhové oběžné dráze Měsíce se tato vzdálenost může pohybovat až 75 m / s, nebo dokonce více než 1 000 kilometrů za pouhých 6 hodin. Vzdálenost Země-Měsíc také ovlivňují další faktory.
Vzhledem ke své eliptické dráze s proměnnou výstředností se okamžitá vzdálenost mění s měsíční periodicitou. Kromě toho je vzdálenost narušena gravitačními účinky různých nebeských těles - nejvýznamnější je sluneční a v menší míře i Jupiter . Ostatní planety ve sluneční soustavě jsou zodpovědné za drobné poruchy, jako jsou asteroidy , slapové síly a relativistické efekty. Účinek tlaku, který je výsledkem slunečního záření, přispívá k vytváření odchylek v měsíční vzdálenosti ± 3,6 mm.
Naměřená měsíční vzdálenost se může v průběhu měsíce změnit o průměrnou hodnotu o více než 21 000 km. Tyto poruchy jsou dobře pochopeny a měsíční vzdálenost lze přesně modelovat po tisíce let.
Současná míra recese je 3,805 ± 0,004 cm za rok. Zdá se, že tato míra se v poslední době zvýšila. Ustupující rychlost 3,8 cm / rok by ve skutečnosti znamenala, že Měsíc je starý pouze 1,5 miliardy let, zatímco vědci souhlasí s věkem kolem 4 miliard let. Také se zdá, že tato neobvykle vysoká míra odstraňování se stále zrychluje.
Vědci předpokládají, že měsíční vzdálenost se bude stále zvyšovat, dokud nebudou Země a Měsíc gravitačně uzamčeny a synchronně se otáčet. To se stane, když se délka měsíční orbitální periody rovná periodě rotace Země. Obě těla jsou poté v rovnováze a žádná další rotační energie se nevyměňuje. Modely předpovídají, že k dosažení této konfigurace bude zapotřebí 50 miliard let.
Orbitální historiePrůměrná měsíční vzdálenost se zvyšuje, což znamená, že Měsíc byl v minulosti blíže. Existují geologické důkazy o tom, že průměrná měsíční vzdálenost byla v období prekambria, tedy před 2500 miliony let, přibližně 52 R⊕ (poloměr Země), ve srovnání s dnešními 60R⊕.
Hypotéza obřího dopadu, široce přijímaná teorie, tvrdí, že Měsíc byl vytvořen v důsledku katastrofického dopadu mezi jinou planetou a Zemí, který má za následek akumulaci fragmentů v počáteční vzdálenosti 3,8 R ⊕. Počáteční dopad se odhaduje na 4,5 miliardy let.
Ztráta slapovými silamiTah vyvíjený Měsícem na Zemi také zpomaluje rotaci Země, což je účinek známý jako přílivové brzdění . Jinak vyjádřeno, moment hybnosti se pomalu přenáší z rotace Země na oběžnou dráhu Měsíce. Toto zpomalení rotace má za následek prodloužení délky dní (24 hodin) o 2,3 milisekundy za století. Energie ztracená Zemí se přenáší na Měsíc, který pak zvětšuje jeho vzdálenost od Země rychlostí 3,8 centimetrů za rok. Důvodem tohoto přenosu je to, že rotace Země způsobí, že voda z oceánů vytlačených přílivy bude odváděna, což posune těžiště Země a vytvoří na Měsíci tangenciální zrychlení a postupně zvyšuje jeho rychlost na oběžné dráze. Proto se rychlost rotace Země nebadatelně snižuje a Měsíc na své oběžné dráze zrychluje, poloměr se postupně zvyšuje.
První astronomové, kteří měřili vzdálenost Země - Měsíc, jsou pravděpodobně astronomové starověkého Řecka . Aristarchos ze Samosu vypočítal vzdálenost od Měsíce pozorováním přechodu zemského stínu nad lunárním diskem.
Do konce 50. let byla všechna měření lunární vzdálenosti založena na optických úhlových měřeních. Vesmírný věk znamenal bod obratu, který významně zlepšil přesnost a přesnost tohoto měření. V letech 1950 až 1960 byly experimenty prováděny pomocí radaru, laserů, kosmických lodí a počítačových modelů.
Následující odstavce popisují některé z historicky významných nebo jinak zajímavých metod používaných k určení měsíční vzdálenosti a nejsou zamýšleny jako vyčerpávající.
Nejstarší metodou stanovení měsíční vzdálenosti je měření úhlu současně mezi Měsícem a referenčním bodem vybraným z několika míst. Synchronizaci lze koordinovat prováděním měření v předem stanoveném čase nebo během události pozorovatelné pro všechny strany. Před objevením přesných mechanických stopek bylo načasováním obvykle zatmění měsíce nebo čas, kdy měsíc překročil poledník (pokud pozorovatelé sdíleli stejnou délku). Tato technika měření je známá jako měsíční paralaxa .
Pro zvýšení přesnosti je třeba vzít v úvahu některé systematické chyby, jako je korekce měřeného úhlu, aby se zohlednil lom světla a zkreslení světla v atmosféře.
První pokusy o měření vzdálenosti mezi Zemí a Měsícem využily pozorování zatmění Měsíce na základě znalosti poloměru Země a větší vzdálenosti Slunce než Měsíce. Pozorováním geometrie zatmění měsíce lze měsíční vzdálenost vypočítat pomocí trigonometrie.
První zpráva o snaze změřit vzdálenost k Měsíci s použitím trigonometrie byl vyroben řecký astronom a matematik na IV -tého století před naším letopočtem. AD , Aristarchos ze Samosu , později, Hipparchos, jehož výpočty přinesly výsledek 59-67 R⊕. Tato poslední metoda byla převzata v práci Ptolemaia, který vypočítal vzdálenost 64 1/6 R⊕ v nejvzdálenějším bodě.
Expedice vedená francouzským astronomem A.CD Crommelinem pozorovala jižní přechod Měsíce ve stejnou noc ze dvou různých míst (okamžik, kdy Měsíc protíná imaginární kruh procházející přímo nad a přes póly). Další přesná měření od roku 1905 do roku 1910 měřila výškový úhel, protože konkrétní měsíční kráter (Mösting A) procházel poledníkem ze stanic Greenwich a na mysu Dobré naděje, které jsou umístěny zhruba ve stejné zeměpisné délce. Vzdálenost byla poté vypočítána s nejistotou ± 30 km a zůstala referenční hodnotou měsíční vzdálenosti pro další půlstoletí.
Zaznamenáním měsíční vzdálenosti lze z několika míst známé separační vzdálenosti vypočítat okamžik, kdy Měsíc zakrývá hvězdu pozadí, nebo měřením úhlu mezi Měsícem a hvězdou pozadí v předem stanovenou dobu.
Astronomové O'Keefe a Anderson vypočítali měsíční vzdálenost pozorováním čtyř zákrytů z devíti lokalit v roce 1952. Vypočítali průměrnou vzdálenost 381 504,6 ± 4,7 km, poté byla hodnota zpřesněna v roce 1962 Irene Fischerovou , která zahrnovala přesnější geodetická data (geometrická data Země) k produkci hodnoty 381 500,2 ± 2 km.
Experiment provedený v roce 1957 Americkou námořní výzkumnou laboratoří použil ozvěnu radarových signálů ke stanovení vzdálenosti Země - Měsíc. Radarové impulsy o délce 2 ms byly vysílány z rádiové antény o průměru více než 15 metrů. Byla zaznamenána ozvěna rádiových vln na povrchu Měsíce a změřena doba cestování vlnami. Z tohoto měření lze vypočítat vzdálenost. V praxi však bylo obtížné získat dostatečně jasný signál (bez rozptýlených vln), aby bylo možné spolehlivě provést přesné měření.
Pokus se opakoval v roce 1958 v Royal Radar Establishment v Anglii. Radarové impulsy o délce 5 ms byly přenášeny se špičkovým výkonem 2 megawatty rychlostí 260 pulsů za sekundu. Stejně jako v předchozím experimentu byla zaznamenána ozvěna rádiových vln na povrchu Měsíce a měřena doba cestování vlnami. Bylo přidáno několik měření, aby bylo možné získat spolehlivější signál superponováním zejména stop osciloskopu na fotografický film. Z těchto měření bylo možné vypočítat vzdálenost s nejistotou pouze 1,25 km.
Tyto rané experimenty byly navrženy jako důkaz koncepčních experimentů a trvaly jen jeden den. Jejich sledování trvalo měsíc, aby vyprodukovalo průměrnou hodnotu 384 402 ± 1,2 km, což je nejpřesnější měření měsíční vzdálenosti v té době.
Měření času, který laserovému paprsku trvá, než se odrazí přímo na povrchu Měsíce, provedlo poprvé v roce 1962 tým z Massachusetts Institute of Technology a sovětský tým z Krymské astrofyzikální observatoře .
Během misí Apollo v roce 1969 umístili astronauti na povrch Měsíce odrazky ve snaze vylepšit přesnost této techniky měření. Aktuální měření stále používají toto zařízení a zahrnují více laserových instalací po celém světě. Okamžitá přesnost experimentů s použitím lunárního laseru dosahuje rozlišení pod milimetr a je dosud nejspolehlivější metodou pro stanovení měsíční vzdálenosti.
Díky současné snadné dostupnosti přesných měřicích zařízení, digitálních fotoaparátů s vysokým rozlišením, přijímačů GPS , výkonných počítačů a téměř okamžitých komunikačních zařízení je amatérským astronomům umožněno provádět měření na vysoké úrovni.
Například 23. května 2007 byly ze dvou míst v Řecku a Anglii pořízeny digitální fotografie Měsíce během téměř zakrytí Regula . Měřením paralaxy mezi měsícem a hvězdou v pozadí bylo možné vypočítat měsíční vzdálenost.
Ambicióznější projekt nazvaný „Aristarchova kampaň“, ve vztahu ke starořeckému astronomovi, byl proveden během zatmění měsíce 15. dubna 2014 .