Měsíc (Moon) - průměr, hmotnost a vzdálenost Měsíce od Země, oběžná doba a gravitační zrychlení na měsíčním povrchu

V tomto kosmickém soupeření vyhráli Američané. Už, už to vypadalo, že na počátku 21. století bude na měsíčním povrchu fungovat stálá základna, bohužel zájem obou velmocí o Měsíc velice rychle opadl.

Program Apollo byl zkrácen a předčasně ukončen a náš souputník na poměrně dlouhou dobu osiřel. A to natolik, že dnes je Měsíc, dosti paradoxně, mnohem méně prozkoumaným tělesem než mnohem vzdálenější planeta Mars.

Měsíc - průměr, oběžná dráha, rotace a vulkanismus

Měsíc byl a je inspirací básníků a patronem milenců. Jeho stříbřisté světlo bylo jedinou "pochodní" před tím, než člověk ovládal oheň. Kolem Země obíhá Měsíc ve střední vzdálenosti 384 400 km. Jeho dráha kolem Země je téměř kruhová, takže náš souputník mění svůj zdánlivý průměr jen nepatrně.

Důsledkem silných slapových sil, kterými Země působí na Měsíc, jediný náš přirozený satelit, je u našeho souseda vázaná rotace. Kolem své osy se otočí za stejnou dobu, za kterou oběhne Zemi. Zemi tak ukazuje stále stejnou tvář. Ovšem díky určitým nerovnostem v jeho pohybu (libracím) můžeme ze Země přehlédnout až 59 % měsíčního povrchu. Tedy občas vidíme kousek "za roh" Měsíce.

Odvrácenou stranu Měsíce, která se poměrně hodně odlišuje od strany přivrácené, známé až od roku 1959. První snímky odvrácené strany vyslala na Zemi automatická sonda Luna 3.

Již pouhým okem rozlišujeme na povrchu Měsíce tmavé plochy – takzvaná moře, a světlé plochy – pevniny. Ve skutečnosti měsíční moře s těmi pozemskými nemají nic společného. Jedná se o tmavé a relativně rovné plochy.

Toto nepřesné pojmenování vzniklo v Galileovské době, kdy výkon dalekohledů byl nepatrný a na povrchu Měsíce nebylo možno rozlišit téměř žádné detaily. Pevniny, světlejší části měsíčního povrchu, jsou silně rozryty krátery, které vznikaly při impaktech obřích kosmických projektilů – planetesimál v prvotním stádiu a později asteroidů a meteoritů případně komet.

Na Měsíci byla dokonce pozorována vulkanická aktivita. Na konci 50. let pozoroval ruský astronom Kozyrev výrony plynů v oblasti kráteru Alphonsus a později Mare Crisium. Tato jeho pozorování však nebyla dosud potvrzena.

Vzdálenost Měsíce od Země, fyzický a zdánlivý průměr

Měsíc je nejbližším kosmickým sousedem Země, pomineme-li ovšem občasné průlety asteroidů v těsné blízkosti Země. Takovýchto asteroidů bylo v posledních několika málo letech zaregistrováno díky neustále se zdokonalující observační technice hned několik. Střední vzdálenost od Země činí 384 400 km. Střední proto, neboť díky mírné eliptické dráze s excentricitou (výstředností) 0,0549 se mění v rozmezí od 356 400 km v perigeu do 406 700 km v apogeu.

V důsledku těchto neustálých změn okamžité vzdálenosti Měsíce od Země kolísá i zdánlivý měsíční průměr, a to v rozmezí 29,2´ až 33,3´. Vzdálenost Měsíce od Země je ale již známá velice dlouho. S vysokou přesností ji již znali antičtí učenci Aristarchos a Hipparchos. Jeho vzdálenost byla určena na základě relativní délky po sobě následujících fází měsíčního zatmění.

Dnes tuto vzdálenost, kterou světelný paprsek překoná za asi 1 1/4 sekundy, můžeme určovat s přesností lepší jak jeden metr. To díky laserovým koutovým odrážečům, které na povrchu našeho věčného souputníka zanechaly posádky výprav Apollo a sovětské Lunochody na přelomu 60. a 70. let, kdy o něj vrcholil zájem kosmických velmocí.

Na rozdíl od zdánlivého průměru měsíčního tělesa je jeho skutečný průměr neměnný (alespoň v astronomicky krátkém čase). Jeho průměr činí 3 475,62 km, což je však pouze střední průměr, neboť Měsíc nemá tvar pravidelné koule. V prvním přiblížení bychom mohli Měsíc popsat jako trojosý elipsoid s velikostí os X(19°S, 11°E) = 3 477,34 km, Y(33°N, 87°E) = 3 475,74 km a Z(51°N, 307°E) = 3 473,78 km. To je asi 3,7 krát méně než je průměr Země.

Měsíc - objem a hmotnost, gravitační zrychlení na měsíčním povrchu

Objem Měsíce je 46,7 krát menší než zemský, ale hmotnost je menší asi 81 krát. Z toho nutně plyne, že hustota Měsíce musí být také mnohem nižší a činí pouhých 3,34 g × cm^-3, oproti 5,52 g × cm^-3 u Země. Povrch měří asi 37,96 miliónů čtverečních kilometrů, což představuje pouhou 1/13 zemského povrchu.

Záplavu čísel předchozích řádků doplníme ještě o několik dalších. Průměrné gravitační zrychlení na Měsíci, jak plyne z Newtonova gravitačního zákona, činí 1,62 m × s^-3, tedy asi jen 1/6 zemského, což je pro pobyt kosmonautů asi velice příjemné. Jinými slovy, pád z výšky 18 metrů na Měsíci odpovídá pádu z výšky 3 metrů na Zemi.

Díky slabší gravitaci je i úniková rychlost z povrchu Měsíce mnohem nižší než z povrchu Země, čehož v budoucnu určitě využije kosmonautika. A vraťme se ještě kousek nazpět, ke slovu "průměrné gravitační zrychlení". Průměrné proto, neboť v měsíční kůře se skrývají tzv. mascony, ale k těm se vrátíme až v následujících kapitolách.

Měsíční fáze a zatmění

Ještě na přelomu našeho letopočtu bylo střídání měsíčních fází pro mnohé záhadou, přestože již roku 55 př.n.l. toto správně vysvětlil římský básník a filozof Titus Lucretius v díle "De rerum natura", kde tvrdí, že celý měsíční povrch je tmavý a je jen osvětlován Sluncem.

Při oběhu Měsíce kolem Země se totiž neustále mění úhel, která svírají spojnice Měsíce, Země a Slunce a proto nám Měsíc v různých místech své oběžné dráhy ukazuje rozdílně velkou část svého osvětleného povrchu. A z hlediska dnešních znalostí není k tomu co dodat. Více v samostatném článku…

Měsíční exosféra, teplota měsíčního povrchu

Dalším podstatným rozdílem ve srovnání se Zemí je to, že Měsíc nemá atmosféru. Na jeho povrchu činí tlak (jde vlastně o tlak slunečního záření) pouhých 1,5 × 10^-8 Pa, což představuje v pozemských podmínkách velice vysoké vakuum. A protože Měsíc nemá ani globální magnetické pole, které Zemi tak důkladně ochraňuje před slunečním zářením, tak částice tohoto záření mohou nerušeně bombardovat měsíční povrch a vytvářet zde jakousi exosféru.

Tak či tak, okamžitá hmotnost měsíční "atmosféry" nepřekračuje asi 1 000 kilogramů! Nebudeme-li brát ovšem v potaz několik desítek tun plynů, které však ale velice rychle unikly do kosmického do kosmického prostoru a nebo byly pohlceny měsíčním povrchem.

V důsledku neexistence atmosféry se na Měsíci nemůže uplatnit tzv. skleníkový efekt, který má tak zásadní vliv na zemské klima, a výkyvy teplot se zde mohou nerušeně pohybovat v rozmezí od -180 °C do +120 °C na rovníku. S rostoucí selenografickou šířkou výkyvy teplot díky šikmějšímu dopadu slunečních paprsků pochopitelně klesají, až v blízkosti pólů dosahuje teplota zhruba konstantní teploty okolo -70 °C.

Průměr Měsíce na obloze činí asi půl stupně. Jeho skutečný průměr je však 3 476 km a hmotnost dosahuje jen 1,2 % hmotnosti Země. Proto vládne na Měsíci jen šestinová gravitace ve srovnání se Zemí, úniková rychlost pak 2,4 km × s^-1. Průměrná hustota Měsíce činí 3 341 kg × m³.

Měsíc je bez atmosféry a bez ochranné magnetosféry, takže jeho povrch je bičován slunečním větrem a kosmickým zářením. Díky neexistenci atmosféry je tepelná setrvačnost povrchu Měsíce nízká a teplotní výkyvy extrémní. Pohybují se v rozmezí od +110 °C po – 180 °C.

Povrch a jasnost Měsíce

Povrch Měsíce, jak jsem uvedl výše, je velice členitý a různorodý. Z moří je největší Mare Imbrium (Moře dešťů), které dosahuje průměru 1 100 km. Dalšími velkými moři jsou Mara Serenitatis (Moře jasu), Mare Traquillitatis (Moře klidu), Mare Foecunditatis (Moře hojnosti), Mare Crisium (Moře krizí), Mare Nubium (Moře oblaků) a některá menší jako Mare Nectaris (Moře nektaru), Mare Vaporum (Moře par), Mare Humorum (Moře vlhkosti), Mare Spumans (Zpěněné moře), Mare Undarum (Moře vln) či značně nepravidelná jako Mare Frigoris (Moře chladu) či rozsáhlý Oceanus Procellarum (Oceán bouří). Na okraji Měsíce můžeme spatřit Mare Marginis, Mare Smythii či Mare Humboldtianum. Na odvrácené straně Měsíce se pak ještě nachází Mare Moscoviense (Moskevské moře).

Nalezneme tady ale i zálivy jako Sinus Iridum (Duhový záliv), Sinus Roris (Záliv rosy), či bažiny jako Palus Somni (Bažina spánku), Palus Epidemiarum (Bažina epidemií) či Palus Putredinis (Bažina hniloby). První pozorovatelé měli bujnou fantazii a nezapomněli ani na jezera. Z těch největších jmenujme Lacus Autumnae (Podzimní jezero), Lacus Mortis (Jezero smrti), Lacus Somniorum (Jezero snů).

Světlé plochy (ale i moře) jsou pak rozryty obrovskými krátery. Těch je na Měsíci pozorováno na 30 000! Největšími krátery a valovými rovinami (krátery, jejichž dna byla zaplavena temnou lávou) jsou Clavius (230 km), Grimaldi (230 km), Ptolemaios (185 km), Plato (96 km), Gassendi, Koperník (90 km), Theophillus, Tycho (87 km), Aristoteles (82 km), Archimedes (80 km), narušená valová rovina Fracastorius a řada dalších.

Na Měsíci nalezneme ale i hory. Zdejší horská pásma si svou výškou nezadají s těmi pozemskými, Leibnitzovo a Doerfellovo pohoří v blízkosti jižního pólu dosahují výšky 8 000 m! Z dalších pohoří si zmínku zaslouží Apeniny dosahující výšky pozemských Alp či Montes Caucassus, Montes Alpes, Montes Riphaeus a řada dalších. Opakem pohoří jsou hluboké údolí brázdy, jako Vallis Alpes, Rima Aridaeus či Rima Hyginus. Měsíční povrch je skutečně velice různorodý a byl zkoumán řadou kosmických sond.

Jasnost Měsíce v úplňku je -12,7 magnitudy, což je asi 120 000 krát více než jasnost Vegy, nejjasnější hvězdy v souhvězdí Lyry. Ta má jasnost právě 0 magnitud. Jasnost vesmírných objektů, jen tak pro pořádek, vyjadřujeme v magnitudách. Nultá magnituda je základní a dosahuje ji právě Vega. Hvězda s jasností -1^m je 2,5× jasnější než hvězda nulté magnitudy, a naopak hvězda +1^m je asi 2,5× slabší než hvězda nulté magnitudy. Při rozdílu 5 magnitud tak poměr jasů bude činit 1:100.

Albedo a barevnost měsíčního povrchu

Albedo Měsíce dosahuje v průměru 0,07, to znamená, že jeho povrch odráží pouze 7 % dopadajícího slunečního záření. To zhruba odpovídá odrazivosti nejtmavších pozemských hornin - láv a čedičů, tak dobře známých např. z Havajských ostrovů. Jen pro srovnání - průměrné albedo Země činí 0,37, což je asi 5× více! Při zběžném pohledu se zdá, že povrch Měsíce je černobílý, ale ve skutečnosti tomu tak docela není. Ale na měsíčním povrchu se můžeme setkat i s jinými barvami.

Tak např. kráter Clavius je slabě narůžovělý, na jeho západním svahu jsou skořicové skvrny na modrém podkladu. Na jižním svahu kráteru Maginus je jasně zelená skvrna na svazích kráteru Aristarchus můžeme pozorovat žluté skvrny. Mare Serenitatis je skořicově hnědé s úzkým olivově zeleným pásem na jihozápadě, stejné zabarvení vykazuje i Mare Imbrium a část pohoří Caucasus. A výčet není zdaleka u konce. Okolí kráteru Aristarchus je oranžové až zelenavěžluté. Lacus Somniorum a plato na západ od kráteru Triesnecker jsou zřetelně namodralé…

Nitro Měsíce, jádro a měsíční plášť

Základní poznatky o nitru Měsíce nám zprostředkovaly a měřící stanice ALSEP, které na měsíčním povrchu umístily posádky expedic Apollo. Do té doby se mohli astronomové pouze dohadovat, jak měsíční jádro vůbec vypadá. Systémy ALSEPu mohly provádět jak pasivní, tak i aktivní (Apollo 14) seismické experimenty, které odhalily do té doby zcela nečekané vlastnosti podpovrchových vrstev měsíční kůry.

V současnosti, ačkoliv měřící aparatury by pravděpodobně byly i dnes schopny získávat informace, žádný ze systémů ALSEP nepracuje, neboť 1. října 1977 byly z úsporných důvodů vypojeny. Více v samostatném článku…

Měsíc a magnetické pole

Měsíc nemá globální magnetické pole. To ovšem neznamená, že nemá vůbec žádné magnetické pole. Posádky expedic Apolla naměřila na některých místech značně intenzívní lokální magnetická pole. Tak například v oblasti Apolla 17 zaregistrovali magnetické pole o intenzitě 320 × 10^-9 T, přestože průměrně dosahuje intenzita magnetického pole okolo 20 × 10^-9 T.

Vznik a vývoj Měsíce

Podle současných poznatků vznikl Měsíc před asi 4,6 miliardami let spolu se Zemí, kdy obě planety zkondenzovaly z prvotního plynoprachového mračna, ze kterého vzniklo i Slunce. O jeho skutečném vzniku se vedly a stále se vedou spory.

Jeden tábor obhajuje názor, že Měsíc byl Zemí zachycen až dodatečně, kdy obíhal samostatně kolem Slunce. Další tábor naopak prosazuje názor, že Měsíc vznikl z odpařeného materiálu při srážce Země s velkou planetesimálou, který pak opětně v blízkosti Země zkondenzoval. Více v samostatném článku…

Měsíc, fyzické charakteristiky