Місяць

Визначення і загальна характеристика

МІ́СЯЦЬ — природний супутник Землі. Див. також Місяць (проміжок часу) і Місячний рік. Оберта­н­ня М. від­носно центра мас системи Земля–М. описують 3-ма емпірич. законами, що були сформульовані 1721 франц. астрономом Ж. Кас­сіні: М. обертається навколо своєї осі із Зх. на Сх. з по­стій. кутовою швидкістю, причому період оберта­н­ня дорівнює серед. сидерич. періоду оберта­н­ня М. навколо Землі; нахил серед. площини місяч. екватора до площини екліптики по­стійний; полюси місяч. екватора, екліптики й площини місяч. орбіти лежать на одному великому колі, причому саме в за­значеному порядку.

Середня від­даленість М. від Землі 384 399 км, екс­центриситет орбіти е = 0,0549, нахил орбіти до площини екліптики 5°08′43′′, середня орбітал. швидк. 1,022 км/сек., синодич. період оберта­н­ня 29,530588 земних діб, сидерич. період оберта­н­ня 27,3216616 земних діб, тропіч. період оберта­н­ня 27,3215821 земних діб, аномалістич. період оберта­н­ня 27,5545509 земних діб, драконіч. період оберта­н­ня 27,2122204 земних діб, макс. зоряна величина -12,9, маса 7,3477×1022 кг, екваторіал. радіус 1738,14 км, стисне­н­ня 0,00125, середня густина 3,3464 г/см³, при­скоре­н­ня сили тяжі­н­ня на екваторі 1,623 м/сек.², друга космічна швидк. на екваторі 2,38 км/сек., видиме альбедо 0,12, видимий кутовий діаметр на серед. від­стані 31′05′′, температура на екваторі (К): під­сонячна точка (вночі 100, вдень 400), на полюсі (від­повід­но 70 і 390). О

скільки сидерич. і синодич. періоди оберта­н­ня М. досить близькі, то він завжди обернений до Землі одним боком, але на­справді спо­стерігається не 50 %, а бл. 60 % його поверх­ні, що зумовлено т. зв. явищем лібрації (від лат. lіbratіo — хита­н­ня, колива­н­ня). Крім того, проявляються також: нутація — від­носно короткоперіодичні колива­н­ня, що накладаються на прецесію осі оберта­н­ня тіла під дією обертал. моменту через зовн. гравітац. впливи, що зумовлені змінами орбіти М.; ре­гресія вузлів — по­ступове пере­міще­н­ня на Зх. вузлів, в яких орбіта М. пере­тинає екліптику, що зумовлене гравітац. впливом Сонця (його повний цикл складає 18,61 року); евекція — періодичне збуре­н­ня руху М., спричинене зміною гравітац. притяга­н­ня Сонця при русі М. орбітою навколо Землі протягом місяця (період збурень дорівнює 31,8 доби, а макс. величина збуре­н­ня екліптич. довготи М. — 1,27°). На­прямок руху орбітою практично збігається з напрямком руху більшості тіл Сонячної системи, тобто проти годин­ник. стрілки, якщо дивитися на орбіту М. з Пн. полюса світу. Його видимий шлях руху на небі пере­тинається з площиною екліптики (видимого шляху Сонця серед зір протягом року) в т. зв. місяч. вузлах. Під час руху орбітою навколо Землі змінюються умови освітле­н­ня від практично всього диска (повний М.) до практично повністю неосвітленого (новий М.), проміжні умови від­повід­ають першій та остан. чвертям. Якщо новий і повний М. збігаються з його находже­н­ням у місяч. вузлах, то спо­стерігаються явища соняч. і місяч. затемне­н­ня, що можуть бути повними та частковими, а стосовно сонячного — ще й кільцевими, коли навколо М. залишається видимим лімб Сонця.

Навколо М. існує над­звичайно роз­ріджена атмо­сфера, що може бути зумовлена соняч. вітром, дегазацією внутр. шарів, а також випаровува­н­ням при метеорит. ударах. Вважають, що гол. складовою там має бути неон із концентраціями вдень ≈ 6∙10⁴ см^-3 та ≈ 1,5∙10⁶ см^-3 вночі. Завдяки соняч. вітру зʼявляються ще й атоми та молекули H, H², He, Ne, O, O₂, N, N₂, H₂О, OH, NO, N₂O, CO, CO₂, CH₄ заг. концентрацією 10³–105 см^-3. Якщо над­звичайно роз­ріджена газова атмо­сфера була очікуваною, то повною несподіванкою було від­кри­т­тя навколо М. поміт. пилового шару. Так, ще орбітал. модулі косміч. апаратів «Сервеєр-5» і «Сервеєр-7» зареєстрували світі­н­ня зх. лімба місяч. горизонту після заходу Сонця, що було приписано роз­сіян­ню пиловим шаром, що під­твердив і екс­перимент із борту «Лунохода-2».

Першу детал. карту М. склав 1647 польс. астроном Я. Гевелій, який найголовнішим місяч. хребтам за аналогією з земними присвоїв назви: Апен­ніни, Карпати, Кавказ, Альпи тощо. 1651 італ. астроном Дж. Річ­чолі продовжив таку практику: великим темним деталям присвоїв фантаст. імена (Океан Бур, Море Криз, Море Спокою, Море Дощів тощо); дещо менші темні деталі, що примикають до морів, на­звав затоками (напр., Затока Веселки); невеликі неправил. форми плями — болотами (напр., Гниле Болото); окремі гори, пере­важно кільцеподібні, — іменами видат. учених (Коперник, Кеплер, Тихо Браге тощо).

У 20 ст. пита­н­ням упорядкува­н­ня системи найменува­н­ня почав за­йматися Між­нар. астроном. союз (МАС), у рамках якого створ. спец. робоча група з номенклатури. 1962 нею сформовано концепцію, згідно якої: протяжні утворе­н­ня, що можна від­нести до одного з понять: океан, море, озеро та затока отримують латинізов. назви, що мають емоц. характер; гірські масиви — латинізов. назви, що від­повід­ають геогр. на­звам гір на Землі; кратери й окремі гірські вершини (піки та миси) називають іменами астрономів і видат. науковців (посмертно), тому на картах зворот. боку М. зʼявилися імена К. Ціолковського, С. Корольова, Ю. Гагаріна та ін.; заборонено використовувати імена політ., військ. і реліг. діячів, філософів 19–20 ст.; борознам, долинам і кратер. ланцюжкам стали надавати імена кратерів, що роз­таш. поруч. Виняток зроблено для 3-х гігант. ланцюжків у р-ні Моря Східного на зворот. боці М., яким додатково присвоєні ще й власні імена ГДЛ, ГИДР, РНИИ на честь перших рад. дослідн. організацій, що започаткували роз­виток ракет. та косміч. техніки. Спо­стереже­н­ня на великих значе­н­нях фазового кута вказали на існува­н­ня тіні, за довжиною якого стали ви­значати пере­пад висоти та будувати т. зв. гіпсометр. карти, що характеризують пере­пад висоти h до­статньо великих деталей (загальнові­дома карта більшої частини видимого боку М. з мас­штабом 1:1 000 000). Виявилося, що роз­мір гірських масивів досить значний і їхня висота становить, напр., для Апен­нін 6 км, для Карпат — 2 км. Однак абсолютна висота, яку характеризує від­стань точки поверх­ні М. від центра мас, ви­значали досить непевно. Тому від­повід­ні гіпсометр. карти давали лише заг. уявле­н­ня про рельєф поверх­невого шару М. Винятком є рельєф кра­йової зони супутника, для якої нім. астроном Ф. Гайн, рос. астроном А. Нефедьєв і амер. астроном Ч. Вотс склали гіпсометр. карти, що використовували для врахува­н­ня нерівності краю М. при спо­стереже­н­нях з метою ви­значе­н­ня координат на його поверх­ні.

Осн. опор. точкою для карто­графічної привʼязки слугував невеликий за роз­міром правил. форми кратер Местінг, якого добре видно біля центра місяч. диска. Аналіз пере­даних із косміч. апаратів зображень до­зволив детально дослідити велику кількість кратерів і провести статист. аналіз їхніх параметрів. Для материків і морів характерна різна насиченість кратерами. Так, ви­вче­н­ня 3-х типів місяч. поверх­ні (материки, вал кратера Альфонс і моря) показало, що кількість кратерів діаметром від кількох десятків метрів до найбільших на пл. 1 км² на валу кратера Альфонс у 3 рази, а на материку у 30 разів більша, ніж на морі. Ви­вче­н­ня великомас­штаб. рельєфу за даними назем. спо­стережень показало, що моря за­ймають бл. 40 % видимої поверх­ні Місяця і є низин. рівнинами, посіченими тріщинами й невисокими звивистими валами, багато з них оточені концентрич. кільцевим хребтом. Світліша поверх­ня покрита числен. кратерами, кільцеподіб. хребтами, борознами тощо. На видимому боці М. бл. 300 000 кратерів мають діаметр більше 1 км, найбільші сягають сотень кілометрів у діа­метрі. Кратери з діаметром менше 15–20 км мають просту чашоподібну форму, тоді як більші складаються з округлого валу з крутими внутр. схилами, на яких інколи спо­стерігаються тераси, від­носно плоске дно за­глиблене більше, ніж навколишня місцевість.

Довкі­л­ля деяких кратерів виявилися насиченими світлими променями, що роз­бігаються в усі боки, а в їх центрі знаходиться гірка поміт. висоти. Ці промені можуть бути вторин. тріщинами, що зʼявилися під час утворе­н­ня осн. центр. кратера та породжені осколками осн. астероїд. тіла; вони знаходяться на поверх­ні морів або пере­кривають гірські породи. Часом тектонічні роз­риви роз­сікають кратери та моря, інколи самі пере­криваються молодшими утворе­н­нями, тому їх дослідже­н­ня до­зволяє встановити послідовність виникне­н­ня різних структур поверх­ні. Хоча абсолют. вік утворень вважається ві­домим лише для кількох деталей, але опосередковано встановлено, що вік наймолодших великих кратерів становить десятки (можливо й сотні) млн р., тоді як осн. кількість великих кратерів належить до «довулканіч.» періоду і складає 3–4 млрд р. Окрім кратер. структур, ви­вчали ще й характеристики мікро­структури поверх­невого шару.

У формуван­ні сучас. місяч. рельєфу брали участь внутр. і зовн. чин­ники, але зараз метеорит. механізм є домінуючим. Аналіз даних 9 тис. доплерів. вимірювань за 80 обертів косміч. апарата «Лунар Орбітер-5» поляр. орбітою до­зволив виявити місця гравітац. аномалій, що були приписані локал. концентрації маси (масконам) у межах від 10–6 до 10–5 маси М. Їхнє положе­н­ня збігається з центром морів круглої форми (Моря Дощу, Ясності, Криз, Нектару і Вологості), тоді як у морів неправил. форми (Море Спокою та Океан Бур) ніяких ознак гравітац. аномалій не було виявлено. З різних місць поверх­ні М. на Землю до­ставлено ≈ 380 кг ґрунту, що від­повід­ає як породам вулканіч. типу (лави), так і тим, що виникли в процесі дробле­н­ня та роз­плавле­н­ня місяч. речовини при падін­ні метеоритів. Під впливом соняч. вітру реголіт наситився нейтрал. газами; серед уламків зна­йдені частинки метеорит. речовини. Осн. маса вулканіч. порід подібна до земних базальтів, з яких, імовірно, складені всі місячні моря. Трапляються також уламки ін. порід: подібних до земної під на­звою «KREEP»; збагачені калієм, рідкоземел. елементами і фосфором породи, що, ймовірно, властиві місяч. материкам. «Луна-20» і «Апол­лон-16» з материків до­ставили ще й породу типу анортозитів. Виявилося, що місячні зразки чітко роз­діляються на 2 великі групи — морську й материкову. Морські породи є залізистим базальтом (з подібного складається дно океанів на Землі), а материкові — з матеріалу, що збагачений сполуками алюмінію, кальцію й магнію та утворений у процесі ударно-вибух. пере­робле­н­ня древньої місяч. кори на ран­ніх етапах роз­витку і не мають аналогів серед земних порід. Ви­вче­н­ня зразків з різних досить від­далених один від одного р-нів виявило низку важливих геохім. особливостей, що різко від­різняє їх як від земних, так і від метеорит. порід. Насамперед це від­сутність у місяч. зразках води й ін. летких компонентів (вуглекислоти, лугів), внаслідок чого на М. у десятки разів менше різновидів мінералів. Породи М. багаті такими хім. елементами, як кальцій, алюміній, цирконій тощо, що є тугоплавкими та важколеткими. Вміст мінералів дещо різниться для різних зразків. За вмістом радіо­актив. ізотопів ви­значено вік місяч. порід (млрд р.): 4,46 — най­старіших порід, ≈ 4 — у більшості морів (Море Ясності, Море Спокою, Океан Бур) і 3,87 — у Моря Дощів.

Протягом більше 400 р. на М. помічали різні нестаціонарні явища у ви­гляді під­силе­н­ня (чи зменше­н­ня) яскравості окремих деталей і зміни їх обрису, появу хмаринок тощо; заг. їх кількість пере­вищує 700. Особливу увагу пошуку активності на М. протягом майже 15 р. приділяв рос. астрофізик М. Козирев, який щонайменше тричі їх реєстрував. Так, восени 1955 на спектро­грамі кратера Ари­старх він виявив, що центр. частина контурів фраунгоферових ліній Н і К кальцію значно вужча, ніж у спектрі Сонця; це було приписано явищу люмінесценції. Величина ефекту змінювалася в часі (найбільшою центр. частина контурів була 4 жовтня) та з фазою М.: до повного М. була більшою, ніж після, а найбільшою — при повному. 3 листопада 1958 М. Козирев виявив унікал. явище для кратера Альфонс: між 0^h і 1^h всесвіт. часу (UT) помітив, що центр. гірка кратера стала тьмяною і червонуватою, на спектро­грамі дуже ослабилася яскравість у синіх і фіолет. променях; між 3 та 3,5 годинами UT центр. гірка стала над­звичайно яскравою і на спектро­грамі зареєстровано високо­інтенсивну емісію, що складалася з ряду смуг, най­інтенсивніша з них пере­вищувала інтенсивність від­битого соняч. ви­промінюва­н­ня майже в 2 рази і нагадувала смугу Свана молекули вуглецю С₂ у спектрі комет. Цей ефект М. Козирев приписав вулканіч. діяльності, що могла б від­буватися за на­ступ. сценарієм: на поч. викинуто вулканіч. попіл, що осла­бив яскравість гірки, пізніше зʼя­вилася газова хмарка діаметром біля 4», люмінесценція якої і сприяла появі емісій. спектра. Після 3^h30^m кратер набув свого звич. ви­гляду.

Здійснене Б. Мідлехарстом зі­ставле­н­ня спо­стережень 103 яскравих спалахів, що спо­стерігалися різними дослідниками від 1749 до 1964, з числом соняч. плям не виявила від­чут. кореляції, але було зна­йдено помітну залежність між частотою появи цих явищ і положе­н­ням М. на земній орбіті. Тому висловлено думку, що ці явища можуть бути зумовлені приплив. ефектом (напр., роз­тріскува­н­ням кори побл. перигелію чи найбільшим її роз­слабле­н­ням побл. апогею), зумовлюючи вихід газу. За­звичай зміна інтенсивності та контуру фраунгофер. ліній, крім люмінесценції, приписувалися ще й комбінацій. роз­сіян­ню. Однак слід памʼятати, що при порівнян­ні спо­стереж. контурів у спектрі М. і центра Сонця у фраунгофер. лініях завжди буде зʼявлятися ефект т. зв. псевдоемісії, що зумов­лено різними ефектами центр–край у неперерв. спектрі та в цен­трі фраунгофер. ліній Сонця. Внаслідок цього у спектрі всього диска Сонця глибина фраунгофер. ліній (особливо потужних) буде завжди менша, ніж для його центра. Досить багато уваги приділялося ще й механізму виникне­н­ня додатк. світі­н­ня, напр., тер­молюмінесценції. Механізм її появи полягає в тому, що ви­промінюва­н­ня високої енергії збуджує електрони в зоні провід­ності, внаслідок чого ці електрони можуть заповнювати особливі пастки (т. зв. мета­стабіл. рівні). При на­гріван­ні електрони по­глинають деяку енергію Е, що характеризує глибину пастки та повертає їх у зону провід­ності; звідти вони пере­ходять в осн. стан і саме це зумовлює інколи поміт. світл. спалах, найкращим часом для спо­стережень яких є час після сходу Сонця над даною місцевістю. Матеріали з мілкими пастками (меншими від значе­н­ня Е) можуть давати спалахи з різким піком інтенсивності вже через кілька годин після сходу Сонця і триватимуть до 1 год. Матеріали з глибокими пастками дадуть спалахи трохи пізніше (інколи аж через дві земні доби після сходу Сонця). Але їх інтенсивність буде значно меншою, хоча й спо­стерігатимуться вони на тривалішому проміжку часу. Роз­глядали також механізми збудже­н­ня люмінесцент. світі­н­ня шляхом прямого збудже­н­ня (ультрафіолет. і корпускуляр. променями) та опо­се­редкованого (звільне­н­ня енергії збуджених електронів шляхом терміч. на­гріва­н­ня, або стимуляції інфрачервоного ви­промінюва­н­ням).

Проте в результаті зроблено висновок про їх не­спроможність пояснити спо­стережні не­стаціонарні явища. Досить докладно досліджували й можли­вість виникне­н­ня ефекту люмінесценції різних мінералів у лаборатор. умовах. Так, опромінюва­н­ня силікатів потоком протонів (від 10¹² до 10¹⁴ атомів∙см^-2с^-1) з енергією 2–12 кЕв при­звело до появи люміне­сценції в діапазоні 300<λ<680 нм. У спектрі порід спостерігалися різні для кожного мінералу люмінесцентні смуги та лінії водню, що утворювався внаслідок рекомбінації протонів із вторин. електронами в зоні товщиною ≈ 1 мм; кристалічні та мінерал. силікати світилися у 2–10 разів сильніше від вивержених порід. Говорячи про приплив. вплив Землі, доцільно розглянути й зворотні ефекти. Відомо, що під гравітац. впливом М. у напрямку до нього відбувається деформування твердої поверхні Землі приблизно на 50 см у вертикал. напрямку і бл. 5 см — у горизонтальному. Ще відчутніше це проявляється у водному середовищі Землі, коли в берег. зонах океанів через кожні 12 год. 25 хв. відбувається зміна приплив. хвилі на відпливну. Гравітац. вплив залежить ще й від зміни кутової відстані між М. і Сонцем на небосхилі (≈ 12° щодня), що, в свою чергу, відбивається на багатьох метеорол. явищах. Проходження Місяця через магнітосфер. шлейф Землі також змінює його параметри.

Від серед. 1980-х рр. активізувалися роботи з роз­робле­н­ня проектів побудови бази на М. Для довготривалого пере­бува­н­ня екіпажу на місяч. базі бажано мати щонайбільше ресурсів жит­тєзабезпече­н­ня місц. походже­н­ня, в першу чергу води. Через практ. від­сутність атмо­сфери будь-яка речовина на поверх­ні М. без­посередньо стикається з вакуумом. Для водяного льоду це означає, що він буде швидко пере­творений без­посередньо у водяну пару та «втече» у космос, оскільки низька гравітація не зможе її утримувати протягом тривалого часу. 1960 К. Ватсон з колегами звернув увагу на існува­н­ня своєрід. холод. пасток на М., що ніколи не освітлюються прямими соняч. променями. Вони роз­глянули втрату поверх­невим шаром летких зʼ­єд­нань (зокрема й води) під дією соняч. радіації, соняч. вітру та дії гравітації. Фактором, що обмежує їхню втрату є швидкість випаровува­н­ня у твердій фазі, коли вони знаходяться у найхолоднішому місці місяч. поверх­ні (кратери та за­глибле­н­ня в приполяр. р-нах, дно яких по­стійно пере­буває в тіні). За час еволюції втрата води в таких пастках становить кілька грам з 1 см² площі поверх­ні. Було оцінено, що 4 потенційні джерела води на М. (від­новле­н­ня заліза в реголіті соняч. вітром, метеоритні тіла, до складу яких входить вода, паді­н­ня комет. ядер і найменш імовірне — дегазація надр) можуть продукувати кількість води в 1010–1011 т. Вісь оберта­н­ня М. від­хилена тільки на 1,6° від нормалі до екліптики, тому існують по­стійно затінені області всередині багатьох кратерів у межах до 10° від місяч. полюсів, де до­статньо холодно (<100 K) для того, щоб запобігти істот. сублімації водного льо­ду протягом кількох млрд р. Такі місця виявлені косміч. апаратом «Клементина» у глибоких кратерах біля Пд. полюса М. Серед них особливо перспективним є гігант. кратер Айткен (у його найниж. точці за 200 км від пд. полюса — діаметр 2500 км, глиб. 12 км). На його дні існує багато дріб. кратерів, в яких температура ніколи не підвищувалася більше від 100 K. Значно меншу площу має затінена область побл. пн. полюса. Аналіз даних радіолокац. спостережень в 1994 з борту косміч. апарата «Клементина» з простор. розділ. здатністю бл. 100 м показав, що деякі частини довкола пд. полюса бувають освітленими протягом менше 10 % від теоретично можливого часу для випаровування льоду.

Результати бі­статич. радіолокації дали під­ставу висловити припуще­н­ня про можливість наявності водяного льоду в цьому р-ні. З урахува­н­ням суперечливості результатів, НАСА роз­робило спец. про­граму дослідж. складу місяч. поверх­ні. Для її реалізації 7 січня 1998 був виведений на низькополярну орбіту косміч. апарат «Лунар Про­спектор». За даними екс­перименту з нейтрон. спектрометром від 16 січня до 27 червня 1998 були побудовані карти тепл., надтепл. і швидких нейтронів, аналіз яких для поляр. р-нів привів до висновку про можливу наявність від­кладень водного льоду у т. зв. холод. пастках з товщиною до 40 см і заг. пл. 1850 км². Вважається, що в таких холод. пастках, напр., після паді­н­ня комет. ядра на М., може утворитися знач. шар льоду, що тривалий час захищатиме силікатні породи поверх­невого шару від мікрометеорит. бомбардува­н­ня. Добові колива­н­ня температури поверх­невого шару реголіту в холод. пастках дуже не­значні. Звичайно припуще­н­ня про однакову концентрацію льоду на різній глибині може бути помилковим, оскільки леткі сполуки на глибині до кількох см досить ефективно руйнуються протонами соняч. вітру й енергій. частинками галактич. фону. Якщо ж у холод. пастках утвориться теплоізоляц. шар (як і в екваторіал. р-нах), то температура на глиб. 1–2 м буде на 50–60 K вищою, ніж на поверх­ні, а тому включе­н­ня до складу поляр. від­кладень льоду із SO₂ і CO₂ на­вряд чи буде можливим. Результати роз­рахунків серед. температури ґрунту в холод. пастках можна пере­вірити спо­стереже­н­нями тепл. ви­промінюва­н­ня ґрунту холод. пасток в області довжини хвиль 0,1 мм–10 см. Якщо буде виявлено, що середня яскравісна температура поляр. р-нів практично не збільшується з довжиною хвилі, то це може роз­глядатися як побіч. доказ наявності водяного льоду у під­поверх­невому шарі ґрунту. По­стійне бомбардува­н­ня М. мікрометеоритами є причиною того, що вся його поверх­ня покрита 9–12-метр. шаром дріб. роз­дробленої речовини (реголітом), що за багато років утворила злежалу пористу масу. Саме цей тонкий шар місяч. поверх­ні і є добрим термоізоляц. матеріалом.

За даними нейтрон. спектрометра косміч. апарата «Місячний роз­відник» під­готовлено досить детал. карту роз­по­всюдже­н­ня водню навколо місяч. полюсів, згідно якої він існує лише в холод. приполяр. пастках. Установлено, що в деяких кратерах концентрація водню до­статньо висока та від­повід­ає 1 % у пере­рахунку на водяний лід, але недо­статня для того, щоб завадити утворен­ню водню в результаті бомбардува­н­ня реголіт. зерен протонами соняч. вітру. Водночас у газопиловій хмарі, що виникла під час зі­ткне­н­ня модуля косміч. апарата «Місячний роз­відник» із поверх­невим шаром кратера побл. пд. полюса, не було зареєстровано слідів води. Це могло бути зумовлено на­ступним: косміч. апарат, можливо, взагалі не потрапив у перед­бачене місце чи опинився у місці, де від­сутні сліди води; молекули води, можливо, були хімічно звʼязані в камені як гідратований мінерал, на противагу вільно-існуючим крижаним кри­сталам, енергія зі­ткне­н­ня була недо­статньою для того, щоб від­окремити воду від гідратованих мінералів; вода й ін. матеріали, можливо, не під­нялися вище стінок кратера або ж були спрямовані в ін. бік від назем. спо­стерігачів. Викори­ставши роз­рахунки оптимал. траєкторії, виконані укр. ученим Ю. Кондратюком, США реалізували про­граму пілотов. польоту на М. 21 липня 1969 амер. астронавт Н. Армстронґ уперше в історії спустився на місячну поверх­ню.

Літ.: Любимова Е. А. Термика Земли и Луны. Москва, 1968; Кислюк В. С. Місяць з усіх боків. К., 1993; Ксанфомалити Л. В. Парад планет. Москва, 1997; W. Huntress, V. Moroz, I. Shevalev. Lunar and planetary robotic and exploration mis­sions in the 20th century // Space Sci. Rev. 2002. Vol. 107, № 3; Yu. Shkuratov, L. Lytvynenko, V. Shulga, Ya. Yatskiv et al. Objectives of a prospective Ukrainian orbiter mission to the Moon // Adv. Space Res. 2003. Vol. 31, № 11; Видьмаченко А. П., Мороженко А. В. Ап­паратура для мониторинга глобальных изменений на Земле с лун­ной базы или со спутника в точке Ла­гранжа // КНТ. 2003. Т. 9, № 2; Вони ж. Картирование физических характеристик поверх­ностного слоя Луны и ультрафиолетовая поляриметрия с орбитальной лун­ной станции // Там само. 2004. Т. 10, № 5–6; Шкуратов Ю. Г. Луна далекая и близкая. Х., 2006; Видьмаченко А. П., Мороженко А. В. Использование дан­ных о значении угла Брюстера для картирования лун­ной поверх­ности по значению действительной части показателя преломления // Астрон. вест. 2006. Т. 40, № 6; Yu. Shkuratov, N. Opanasenko, E. Zubko et al. Multispectral polarimetry as a tool to investigate texture and chemistry of lunar regolith particles // Icarus. 2007. Vol. 187, № 2; Від­ьмаченко А. П. Астрономія з космосу. К., 2011; Від­ьмаченко А. П., Мороженко О. В. Фізичні характеристики поверхонь планет земного типу, карликових і малих планет та їхніх супутників за даними ди­станційних досліджень. К., 2014; Онлайн-карта Місяця, укладена 2019 р. за даними автоматичної між­планетної станції НАСА "Lunar Reconnaissance Orbiter".

А. П. Від­ьмаченко

Завантажити статтю