月球轨道
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| 月球相对于地球的轨道图。虽然角度和 相对大小是依比例绘制，但距离不是。 | ||||||||||||||||||||||||||||||||
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月球轨道 以顺行的方向绕行地球，相对于春分点和恒星完成一个公转大约是27.32天（分点月和恒星月），相对于太阳的一次公转约29.53天（朔望月）。地球和月球围绕其重心（公共质量中心）轨道运行，距离地球中心约4,670 km（2,900 mi）（约其半径的73%），形成一个卫星系统，称为地月系统。平均而言，地球到月球的距离距离地球中心约385,000 km（239,000 mi），相当于约60个地球半径或1.282光秒。
平均轨道速度为1.022公里/秒（0.635英里/秒）[9]，月球每小时在天球上大约覆盖其直径的距离，或大约半度。月球不同于其他行星的大多数卫星，因为它的轨道靠近黄道平面，而不是其主星（在这种情况下，是地球）的赤道平面。月球的轨道面相对于黄道面倾斜约为5.1°，而月球的赤道面倾斜仅为1.5°。
性质
[编辑]本节中描述的轨道特性是近似值。由于太阳和行星的引力作用，月球绕地球的轨道有许多变化（摄动），对此研究（月球理论）已有着悠久的历史[10]。
椭圆形状
[编辑]月球绕地球的轨道是一个近乎圆形的椭圆（半长轴和半短轴分别为384,400km和383,800km：相差仅0.16%）。椭圆方程产生的 近地点和远地点的平均距离分别为362,600公里和405,400公里（相差12%），
由于较近的物体看起来更大，月球的表观大小会随着它靠近或远离地球上的观察者而变化。当满月离地球最近（近地点）时，此时的满月被称为“超级月亮”。月球可能的最大视直径（近地点与远地点距离）比最小的直径大14%； 表观面积新增了30%，向地球反射的光也新增了30%。
正如开普勒第二定律所述，月球轨道距离的变化与其切向速度和角速度的变化相对应。相对于地月重心处的假想观察者的平均角运动每天向东（J2000.0历元）13.176。
离日度
[编辑]月球的离日度是其在任何时候都位于太阳以东的角距离。朔时的月球离日度为零，即当月球处于合的月相。在满月时，离日度为180°，即月球处于冲的月相。在这两种情况下，月球处于朔或望的状态，也就是说，太阳、月球和地球几乎对齐。当离日度是90°或270°，月球的月相是方照。
进动
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轨道的方向在空间中不是固定的，而是随时间旋转的。这种轨道进动称为拱线进动，是月球轨道在轨道平面内的旋转，即椭圆的轴改变方向。月球轨道的长轴——轨道的最长直径，将其最近点和最远点近地点和远地点分别连接在一起，每8.85地球年或3,232.6054天进行一次完整的旋转，因为它沿着与月球自身相同的方向缓慢旋转（直接运动）——这意味着向东进动360°。月球的拱线进动不同于其轨道平面的交点进动和月球本身的轴向进动。
倾角
[编辑]月球轨道对黄道面的平均倾角为5.145°。理论上的考虑表明，现时相对于黄道面的倾角是由从早期近地轨道的潮汐演化而来，相对地球赤道的倾角相当恒定[11]。这将需要早期轨道与赤道的倾角约为10°，才能产生当前与黄道约5°的倾角。据认为，最初赤道的倾斜度接近于零，但由于微行星在坠落到地球时经过月球附近的影响，可以增加到10°[12]。如果没有发生这种情况，月球现在将更靠近黄道，日月食将更加频繁[13]。
月球的自转轴不垂直于其轨道平面，因此月球赤道不在其轨道平面内，而是向其倾斜6.688°（这是转轴倾角）。正如雅克·卡西尼（Jacques Cassini）于1722年发现的那样，月球的自转轴以与其轨道平面相同的速度进动，但其相位相差180°（见卡西尼定律）。因此，即使月球的自转轴相对于恒星不是固定的，黄道和月球赤道之间的角度始终为1.543°[14]。
交点
[编辑]交点是月球轨道穿过黄道的点。月球每27.2122天穿过同一交点，这个间隔称为"交点月"。交点线是两个平面各自两个交点的连结线，它是逆行的：对于地球上的观察者来说，它沿黄道向西旋转，周期为18.6年或每年19.3549°。当从天北方向看时，交点围绕地球顺时针移动，与地球自转和绕太阳公转方向相反。当交点与太阳对齐时，大约每173.3天就会发生一次月食或日食。月球轨道倾角也决定了食是否发生；当交点与满月和新月重合时，即当太阳、地球和月球在三维中对齐时，阴影会交叉。
实际上，这意味着月球上的回归年长度只有347天。这被称为龙之年或食年。月球上的“季节”适合这个时期。在龙之年的大约一半时间里，太阳位于月球赤道以北（但最大为1.543°），而另一半时间则位于月球赤道以南。显然，与月球夜晚和白天的差异相比，这些季节的影响很小。在月球两极，太阳将"升起"173天，而不是通常的15地球日左右的月球昼夜；极地日出和日落每次需要18地球日。这里的"向上"表示太阳的中心在地平线之上[15]。月球极地日出和日落发生在食（日食或月食）前后。例如，在2016年3月9日日食上，月亮靠近其降交点，太阳靠近天空中月球赤道穿过黄道的点。当太阳到达该点时，太阳的中心在月球北极落下，在月球南极升起。
在同年9月1日日食中，月球靠近其升交点，太阳在天空中也靠近月球赤道穿过黄道的点。当太阳到达该点时，太阳的中心从月球北极升起，在月球南极落下。
赤道倾斜和月球至点
[编辑]每隔18.6年，月球轨道与地球赤道之间的夹角达到最大值28°36′，地球赤道倾斜（23°27′）和月球轨道倾角与黄道之间的夹角（5°09′）之和。这被称为"最大月球至点″。大约在这个时候，月球的赤纬将从−28°36′ 到+28°36′不等。相对的，9.3年后，月球轨道与地球赤道之间的夹角达到了18°20′的最小值。这被称为"最小月球至点"。上一次的最小月球至点发生在2015年10月。当时，降交点与春分点（天球赤道坐标上赤经零和赤纬零的点）对齐。这些交点每年向西移动约19°，因此太阳每年提前20天穿过同一个给定的交点。
当月球轨道与地球赤道的倾角为最小的18°20′时，每天从低于北纬或南纬70°43′（90°-18°20′ – 57′视差）的纬度开始，月球圆盘的中心将位于地平线上方。当倾角达到最大值28°36′时，只有在纬度小于北纬或南纬60°27′（90°-28°36′–57′）的地方，月球圆盘的中心每天都会高于地平线，也就是说月球每天都会在地平线出与没。
在高纬度地区，每月至少有一天月亮不升起，但每月至少也有一天月亮不落下。这与太阳的季节行为相似，但周期为27.2天，而不是365天。需要注意的是，由于大气折射，当月球上的一点位于地平线以下约34弧分前时，实际上仍然可以看到该点。
由于月球轨道相对于地球赤道的倾角，即使太阳地平线以下六个月的时候，月球每月也会在北极和南极的地平线上停留大约近两周。从月球生起到下一次再升起的周期是一个回归月，大约是27.3天，非常接近恒星周期。当太阳离地平线最远时（冬至），月球在其最高点时将是满月。当月球在双子座时，它将在北极的地平线之上，而当月球在人马座时，它将出现在南极的地平线上。
当太阳在地平线以下数月时，北极的浮游动物会利用月球的光[16]，当气候变暖时，这对生活在北极和南极地区的动物肯定是有帮助的。
比例模型
[编辑]-
地球-月球系统的比例模型：大小和距离按比例。 它表示轨道的平均距离和两个天体的平均半径。
观察和量测历史
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大约在公元前1000年，巴比伦人是已知的第一个对月球观测，且持续进行记录的人类文明。在现今的伊拉克领土上发现这一时期刻有楔形文字的粘土碑上，记录了月球升起和落下的日期和时间，月球经过的恒星，以及满月前后太阳和月亮升起和落下的时间差。巴比伦天文学发现了月球运动的三个主要时期，并利用数据分析建立了延续到未来的阴历[10]。这种利用详细、系统的观察来根据实验数据进行预测的方法可以被归类为人类历史上第一种科学研究。然而，巴比伦人似乎对他们的数据缺乏任何几何或物理解释，他们无法预测未来的月食（尽管在可能发生月食的时间之前会发出"警告"）。
古希腊天文学家是第一个介绍和分析天体运动数学模型的人。托勒密使用定义明确的本轮和出差的几何模型描述了月球运动[10]
以撒·牛顿爵士是第一个发展出完整运动力学理论的人。对月球运动的观测是对他的理论的主要检验[10]。
月球周期
[编辑]| 名称 | 长度（天） | 释义 |
|---|---|---|
| 恒星月 | 27.321662 | 相对于遥远的恒星（每个太阳轨道13.36874634月） |
| 朔望月 | 29.530589 | 相对于太阳（月相，每个太阳轨道12.36874634月） |
| 回归月 | 27.321582 | 相对于春分点（受到约26,000年内的岁差影响） |
| 近点月 | 27.554550 | 相对于近地点 （在3232.6054天内的进动=8.850578年） |
| 交点月 | 27.212221 | 相对于升交点（进动周期6793.4765天=18.5996年） |
月球轨道有几个不同的周期[17]。恒星月是相对于固定恒星绕地球运行一个完整轨道所需的时间，它大约是27.32天。朔望是月球达到相同视觉阶段所需的时间。它在一年中变化很大[18]，但平均约为29.53天。朔望周期比恒星周期长，因为地球-月球系统在每个恒星月围绕太阳的轨道运行，因此需要更长的周期来实现地球、太阳和月球的相对位置。近点月是从近地点再回到近地点的时间，约为27.55天。地月距离决定了月球引潮力的强度。
交点月是从升交点再回升交点的时间。两次连续经过相同黄道经度的之间的时间称为回归月；后一个时期与恒星月略有不同。
日历月（一年的十二分之一）的平均长度约为30.4天。尽管历日历月在历史上与可见的农历相关，但这不是任何一种阴历月或月相的周期。
月相：0 (1)—新月，0.25：上弦，0.5—满月， 0.75：下弦。
潮汐演化
[编辑]月球对地球施加的引力是海洋和固体地球发生潮汐的原因；太阳对潮汐的影响较小。固体地球对潮汐力的任何变化都会做出快速反应，这种变形呈椭球状，高点大致位于月球下方，与位于地球的另一侧。这是固体地球内高速地激波的结果。
然而，地激波的速度不是无限的，再加上地球内部能量损失的影响，这会导致月球产生的最大作用力通过，和最大地球潮汐之间的轻微延迟。由于地球自转的速度比月球绕其轨道运行的速度快，这个小角度产生的引力矩使地球减速，并使月球在其轨道上加速。
就海洋潮汐而言，潮汐波在海洋中的速度[19]远低于月球潮汐力的速度。其结果是，海洋从未与潮汐力处于近乎平衡的状态。相反的，这种力无论是在深海还是在浅层大陆架上，会产生长长的海浪，这些海浪在海洋盆地周围传播，直到最终通过湍流失去能量。
虽然海洋的回应在两者中更为复杂，但可以将海洋潮汐分解为一个影响月球的小椭球体项，加上一个没有影响的二次项。海洋的椭球项也减慢了地球的速度，并加速了月球的速度，但由于海洋耗散了如此多的潮汐能，因此现时的海洋潮汐影响比固体地球潮汐大一个数量级。
由于椭球体引起的潮汐扭矩，地球的一些角（或旋转）动量正逐渐转移到地月对围绕其相互质心（称为重心）的旋转中。有关的更详细说明，请参见潮汐加速。
这种稍大的轨道角动量导致地月距离以每年约38毫米的速度增加[20]。角动量守恒意味着地球的轴向旋转正在逐渐减慢，因此它的一天每年延长约24微秒（不包括冰川后反弹#效应）。这两个数值仅对各大洲的当前配置有效。来自6.2亿年前韵律岩的潮汐节奏表明，在数亿年的时间里月球以每年22 mm（0.87英寸）和平均每年12微秒（或每亿年20分钟）的平均速度延长；两者都大约是当前值的一半。
现时的高频率可能是由于自然海洋频率和潮汐频率之间接近共振[21]。另一种解释是，在过去，地球的自转速度要快得多，在早期的地球上，一天可能只有9个小时。海洋中产生的潮汐波将短得多，并且长波长潮汐力激发短波长潮汐将更加困难[22]。
月球正在逐渐从地球退缩到更高的轨道上，计算表明这将持续约500亿年[23][24]。到那时，地球和月球将处于相互旋转轨道共振或潮汐锁定，其中月球将在大约47天（目前为27天）内绕地球运行，月球和地球将同时围绕其轴旋转，始终以相同的一侧面对面。这已经发生在月球上：同一侧总是面向地球，并且也正慢慢地发生在地球上。然而，地球自转的减速发生得还不够快，以至于自转时间在其它效应改变情况之前延长到一个月：大约23亿年后，太阳辐射的增加将导致地球的海洋蒸发[25]，去除大部分潮汐摩擦和加速度。
天平动
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月球处于同步自转，这意味着它始终保持以相同的一面朝向地球。但这种同步自转只是平均而言正确，因为月球的轨道具有明显的偏心率。结果是，月球的角速度随着它绕地球运行而变化，但自转是恒定的，因此角速度并不总是与月球的自转速度同步。当月球处于近地点时，它的轨道运动比它的自转快。这时，月球相对于其轴线的旋转，在其轨道上有点领先，这产生了一种透视效果，使我们能够看到它东侧（右）背面八度的经度。相反，当月球到达其远地点时，它的轨道运动比它的自转慢，显示出其西侧（左）背面八度的经度。这被称为“经度天平动”。
月球的自转轴相对于黄道平面的法线倾角总共倾斜6.7°。这导致南北方向的类似透视效应，称为“纬度天平动”，它允许人们看到极点以外近7°纬度的背面。最后，由于月球距离地球质心只有大约60个地球半径，一个在赤道观察月球的观察者整夜观察月球，横向移动一个地球直径。这产生了“周日天平动”，它允许人们查看额外的一度月球经度。出于同样的原因，在地球的两个地理极点的观察者将能够在纬度上看到额外的一度纬度天平动。
除了这些由地球上观察者视角变化引起的“天平动”之外，还有“物理天平动”，它们是月球在太空中旋转的极点方向实际地摆动：章动，但这个量非常小。
地球和月球围绕太阳的路径
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当从北天极（即从恒星北极星的大致方向）观察时，月球逆时针绕地球运行，地球逆时针绕太阳公转，月球和地球自转轴的方向也是逆时针旋转。
右手定则可用于指示角速度的方向。如果右手的拇指指向北天极，它的手指就会向月球绕地球运行的方向卷曲，地球围绕太阳运行，月球和地球在自己的轴上旋转。
在太阳系的表示中，通常从太阳的角度绘制地球的轨迹，从地球的角度绘制月球的轨迹。这可能会给人一种印象，即月球绕地球运行的方式有时从太阳的角度来看会倒退。然而，由于月球绕地球的轨道速度（1km/s）与地球围绕太阳的轨道速度（30km/s）相比很小，所以这永远不会发生。月球在绕太阳的轨道上没有向后的循环。
考虑到地月系统作为双行星，但它的质心在地球内，距离地心大约4,671 km（2,902 mi）[27]，或地球半径73.3%之处。当地球完成其昼夜自转时，这个质心仍然在地球和月球中心联线的地球内。地月系统在太阳轨道上的路径被定义为这个质心围绕太阳的运动。因此，在每个朔望月中，因为月球围绕共同的重心在其轨道上移动，地球的中心在太阳轨道路径内外变动[28]。
太阳对月球的引力效应是地球对月球的两倍多。因此，月球的轨迹总是凸的[28][29]（从地月太阳轨道外的很远距离看太阳-地-月系统时所看到的），并且没有凹陷（从相同的角度）或循环[26][28]。也就是说，月球太阳轨道所包围的区域是凸集。
相关条目
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参考资料
[编辑]- ^ The geometric mean distance in the orbit (of ELP) which is the semimajor axis of the Moon's elliptical orbit via Kepler's laws
- ^ M. Chapront-Touzé; J. Chapront. The lunar ephemeris ELP-2000. Astronomy & Astrophysics. 1983, 124: 54. Bibcode:1983A&A...124...50C.
- ^ The constant in the ELP expressions for the distance, which is the mean distance averaged over time
- ^ M. Chapront-Touzé; J. Chapront. ELP2000-85: a semi-analytical lunar ephemeris adequate for historical times. Astronomy & Astrophysics. 1988, 190: 351. Bibcode:1988A&A...190..342C.
- ^ 5.0 5.1 5.2 Meeus, Jean, Mathematical Astronomy Morsels, Richmond, VA: Willmann-Bell: 11–12, 22–23, 1997, ISBN 0-943396-51-4
- ^ Seidelmann, P. Kenneth (编), Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac, University Science Books: 696, 701, 1992, ISBN 0-935702-68-7。
- ^ 反正弦视差ɑ/sin π传统上是月球中心到地球中心的平均距离，此处的α是地球的赤道半径，和 π是月亮在“α”两端之间的视差[5]。1976年国际天文学联合会的天文常数中有三个是“月球与地球的平均距离”384400 公里，"在平均距离的赤道水平视差" 3422.608″，和"地球赤道半径" 6,378.14 公里[6]
- ^ Lang, Kenneth R. (2011), The Cambridge Guide to the Solar System （页面存档备份，存于互联网档案馆）, 2nd ed., Cambridge University Press.
- ^ Moon Fact Sheet. NASA. [2014-01-08]. （原始内容存档于2008-12-16）.
- ^ 10.0 10.1 10.2 10.3 Martin C. Gutzwiller. Moon-Earth-Sun: The oldest three-body problem. Reviews of Modern Physics. 1998, 70 (2): 589–639. Bibcode:1998RvMP...70..589G. doi:10.1103/RevModPhys.70.589.
- ^ Peter Goldreich. History of the Lunar Orbit. Reviews of Geophysics. Nov 1966, 4 (4): 411. Bibcode:1966RvGSP...4..411G. doi:10.1029/RG004i004p00411. Jihad Touma & Jack Wisdom. Evolution of the Earth-Moon system. The Astronomical Journal. Nov 1994, 108: 1943. Bibcode:1994AJ....108.1943T. doi:10.1086/117209.
- ^ Kaveh Pahlevan & Alessandro Morbidelli. Collisionless encounters and the origin of the lunar inclination. Nature. Nov 26, 2015, 527 (7579): 492–494. Bibcode:2015Natur.527..492P. PMID 26607544. S2CID 4456736. arXiv:1603.06515
. doi:10.1038/nature16137.
- ^ Jacob Aron. Flying gold knocked the moon off course and ruined eclipses. New Scientist. Nov 28, 2015 [2022-07-03]. （原始内容存档于2022-09-30）.
- ^ View of the Moon. U. of Arkansas at Little Rock. [May 9, 2016]. （原始内容存档于2022-06-23）.
- ^ Calculated from arcsin(0.25°/1.543°)/90° times 173 days, since the angular radius of the Sun is about 0.25°.
- ^ Moonlight helps plankton escape predators during Arctic winters. New Scientist. Jan 16, 2016 [2022-07-03]. （原始内容存档于2016-01-30）.
- ^ The periods are calculated from orbital elements, using the rate of change of quantities at the instant J2000. The J2000 rate of change equals the coefficient of the first-degree term of VSOP polynomials. In the original VSOP87 elements, the units are arcseconds(”) and Julian centuries. There are 1,296,000” in a circle, 36525 days in a Julian century. The sidereal month is the time of a revolution of longitude λ with respect to the fixed J2000 equinox. VSOP87 gives 1732559343.7306” or 1336.8513455 revolutions in 36525 days–27.321661547 days per revolution. The tropical month is similar, but the longitude for the equinox of date is used. For the anomalistic year, the mean anomaly (λ-ω) is used (equinox does not matter). For the draconic month, (λ-Ω) is used. For the synodic month, the sidereal period of the mean Sun (or Earth) and the Moon. The period would be 1/(1/m-1/e). VSOP elements from Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets. Astronomy and Astrophysics. February 1994, 282 (2): 669. Bibcode:1994A&A...282..663S.
- ^ Jean Meeus, Astronomical Algorithms (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) p 354. From 1900–2100, the shortest time from one new moon to the next is 29 days, 6 hours, and 35 min, and the longest 29 days, 19 hours, and 55 min.
- ^ J.B. Zirkir. The Science of Ocean Waves. Johns Hopkins University Press. 2013: 264. ISBN 9781421410784.
- ^ Williams, James G.; Boggs, Dale H. Secular tidal changes in lunar orbit and Earth rotation. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 2016, 126 (1): 89–129. Bibcode:2016CeMDA.126...89W. ISSN 0923-2958. S2CID 124256137. doi:10.1007/s10569-016-9702-3 （英语）.
- ^ Williams, George E. Geological constraints on the Precambrian history of Earth's rotation and the Moon's orbit. Reviews of Geophysics. 2000, 38 (1): 37–60. Bibcode:2000RvGeo..38...37W. doi:10.1029/1999RG900016.
- ^ Webb, David J. Tides and the evolution of the Earth-Moon system. Geophysical Journal of the Royal Astronomical Society. 1982, 70 (1): 261–271. Bibcode:1982GeoJ...70..261W. doi:10.1111/j.1365-246X.1982.tb06404.x .
- ^ C.D. Murray; S.F. Dermott. Solar System Dynamics. Cambridge University Press. 1999: 184.
- ^ Dickinson, Terence. From the Big Bang to Planet X. Camden East, Ontario: Camden House. 1993: 79–81. ISBN 0-921820-71-2.
- ^ Caltech Scientists Predict Greater Longevity for Planets with Life 互联网档案馆的存档，存档日期2012-03-30.
- ^ 26.0 26.1 The reference by H. L. Vacher (2001) (details separately cited in this list) describes this as 'convex outward', whereas older references such as "The Moon's Orbit Around the Sun, Turner, A. B. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 6, p. 117, 1912JRASC...6..117T （页面存档备份，存于互联网档案馆）"; and "H Godfray, Elementary Treatise on the Lunar Theory" describe the same geometry by the words concave to the sun.
- ^ Seidelmann, P. Kenneth (编), Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac, University Science Books: 701, 1992, ISBN 0-935702-68-7
- ^ 28.0 28.1 28.2 The Orbit of the Moon around the Sun is Convex!. [2022-04-14]. （原始内容存档于31 March 2004）.
- ^ The Moon Always Veers Toward the Sun at MathPages
外部链接
[编辑]- View of the Moon （页面存档备份，存于互联网档案馆） Good diagrams of Moon, Earth, tilts of orbits and axes, courtesy of U. of Arkansas
