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달의 크기는 얼마나 됩니까?- 지구 위성. 질량, 밀도, 중력, 실제 크기와 겉보기 크기, 슈퍼문, 달의 환상, 사진 속 지구와의 비교에 대한 설명입니다.
달은 (태양 다음으로) 하늘에서 가장 밝은 물체이다. 지상 관측자에게는 거대해 보이지만 이는 다른 물체보다 가까이 위치해 있기 때문일 뿐입니다. 크기는 지구의 27%(비율 1:4)를 차지합니다. 다른 위성과 비교하면 크기 측면에서 우리 위성은 5위입니다.
달의 평균 반경은 1737.5km이다. 두 배의 값이 직경(3475km)이 됩니다. 적도권은 10917km입니다.
달의 면적은 3,800만km2입니다. 전체 면적대륙).
질량, 밀도 및 중력
- 질량 - 7.35 x 10 22 kg (지구의 1.2%). 즉, 지구는 달 질량의 81배를 초과합니다.
- 밀도 - 3.34 g / cm 3 (지구의 60%). 이 기준에 따르면 우리 위성은 토성의 위성 이오(3.53g/cm3)에 패해 2위를 차지했습니다.
- 끌어당기는 힘은 지구의 17%까지만 커지므로 100kg은 7.6kg이 됩니다. 이것이 바로 우주비행사가 달 표면에서 그토록 높이 뛸 수 있는 이유입니다.
슈퍼 문
달은 원이 아닌 타원으로 지구를 감싸기 때문에 때로는 훨씬 더 가깝습니다. 가장 가까운 거리를 근지점이라고 합니다. 이 순간이 보름달과 일치하면 슈퍼문(평소보다 14% 더 크고 30% 더 밝음)이 나타납니다. 414일마다 반복됩니다.
지평선 환상
달의 겉보기 크기를 더욱 크게 보이게 만드는 광학 효과가 있습니다. 이것은 지평선 위의 먼 물체 뒤에 떠오를 때 발생합니다. 이 트릭을 달 환상 또는 폰조 환상이라고 합니다. 그리고 수세기 동안 관찰되었지만 아직 정확한 설명은 없습니다. 사진에서 달과 지구의 크기, 태양과 목성의 크기를 비교할 수 있습니다.
이론 중 하나는 우리가 높은 곳에서 구름을 관찰하는 데 익숙하고 지평선에서 구름이 우리로부터 몇 마일 떨어져 있다는 것을 이해한다고 제안합니다. 지평선의 구름이 머리 위의 구름과 같은 크기에 도달하면 거리에도 불구하고 우리는 그 구름이 엄청나다는 것을 기억합니다. 하지만 위성이 머리 위와 같은 크기로 나타나기 때문에 뇌는 자동으로 확대를 목표로 합니다.
모든 사람이 이 공식에 동의하는 것은 아니므로 또 다른 가설이 있습니다. 달은 지평선 가까이에 나타나는데, 그 이유는 그 크기를 나무나 다른 지상 물체와 비교할 수 없기 때문입니다. 비교하지 않으면 더 커 보입니다.
달의 환상을 확인하려면 엄지손가락을 위성에 대고 크기를 비교해야 합니다. 그녀가 다시 키가 크면 이 방법을 다시 반복하십시오. 이전과 같은 크기가 됩니다. 이제 달이 얼마나 큰지 알 수 있습니다.
11 작업 2 달의 물리적 특성 작업 목적: 달의 지형을 연구하고 달 물체의 크기를 결정합니다. 이점: 달 표면 사진, 달의 반대 반구에 대한 개략도, 달 물체 목록(부록의 표 3 및 4). 달은 지구의 자연 위성이다. 그 표면은 산, 권곡, 분화구, 긴 산맥으로 덮여 있습니다. 움푹 패인 부분이 넓고 깊은 균열이 움푹 들어가 있습니다. 달 표면(저지대)의 어두운 점을 "바다"라고 불렀습니다. 달 표면의 대부분은 "대륙", 즉 더 가벼운 언덕으로 채워져 있습니다. 지구에서 보이는 달의 반구는 매우 잘 연구되었습니다. 달의 반대쪽 반구는 눈에 보이는 것과 근본적으로 다르지 않지만, "바다" 함몰이 적고 갈라소이드라고 불리는 작고 밝고 평평한 지역이 발견되었습니다. 달 표면에는 약 200,000개의 특징이 등록되어 있으며 그 중 4,800개가 목록에 등록되어 있습니다. 달의 구호는 내부 및 외부 세력의 참여로 복잡한 진화 과정에서 형성되었습니다. 달 표면에 대한 연구는 이를 바탕으로 편집된 사진과 지도를 바탕으로 수행됩니다. 동시에, 사진과 지도는 북극이 바닥에 있는 달의 망원경 이미지를 재현한다는 점을 기억해야 합니다. 달 형성의 선형 치수 결정. d1을 킬로미터 단위로 표현되는 달의 선형 직경이라고 가정합니다. d2는 달의 각지름으로, 분 단위로 표시됩니다. D는 달 사진 이미지의 선형 직경(밀리미터)입니다. 그러면 사진 이미지의 스케일은 다음과 같습니다. 선형 스케일: l = d1/D, (1) 각도 스케일: ρ = d2/D. (2) 달의 겉보기 각지름은 시차에 따라 달라지며, 연중 매일의 값은 천문 연감에 나와 있습니다. 그러나 대략 d2 = 32'를 취할 수 있습니다. 달까지의 거리(r = 380,000km)와 각지름을 알면 선형 지름 d1 = r ⋅ d2를 계산할 수 있습니다. 스케일이 알려진 사진에서 달 물체의 크기 d를 밀리미터 단위로 측정하여 각도 dρ 및 선형 d1 12 치수를 얻습니다. dρ = ρ ⋅ d, (3) d1 = l ⋅ d. (4) 보름달 사진의 알려진 축척 l과 ρ로부터 달 표면 단면 사진의 축척 l1과 ρ1을 결정하는 것이 가능합니다. 이를 위해서는 동일한 물체를 식별하고 사진에 있는 이미지의 크기 d 및 d'를 밀리미터 단위로 측정해야 합니다. 달 표면 단면 사진의 척도: dρ = ρ1 ⋅ d', (5) d1 = l1 ⋅ d. (6) 공식 (3)과 (4)를 사용하면 다음과 같습니다. l1 = l ⋅ d/d', (7) ρ1 = ρ ⋅ d/d'. (8) 획득된 스케일 ρ1과 l1을 사용하면 달 물체의 각도 및 선형 치수를 충분한 정확도로 결정하는 것이 가능합니다. 진전. 1. 선생님이 지시한 숫자 아래에 나타나는 달 물체의 이름을 설정하세요. 2. 달의 눈에 보이는 반구 사진 지도의 각도 및 선형 스케일을 계산하고 바다의 각도 및 선형 치수, 산맥의 길이 및 두 분화구의 직경을 결정합니다(교사의 지시에 따라) ). 3. 달 표면의 일부 사진을 사용하여 달 표면의 물체를 식별하고 크기에 따라 이 사진의 축척을 계산합니다. 자체 개발한 양식으로 작업 보고서를 제출합니다. 제어 질문. 1. 달의 어떤 관찰을 통해 낮과 밤의 변화가 있음을 알 수 있습니까? 2. 달은 일년 동안 태양과 관련하여 축을 중심으로 몇 번 회전합니까? 3. 달에 있는 동안 달의 오로라를 관찰하는 것이 가능합니까? 4. 달이 한쪽에서는 지구를 향하고 있는데 왜 여러 단계에서 관찰됩니까? 5. 지구에서 달 표면의 50% 이상을 관측할 수 있는 이유는 무엇입니까? 13 작업 3성 시스템 작업 목적: 은하계를 연구하는 몇 가지 방법에 대해 알아봅니다. 장점: 사진 표준 다양한 방식 은하, 은하의 사진. 현재 존재하는 은하에 대한 가장 단순하고 가장 널리 사용되는 분류 중 하나는 허블 분류입니다. 이 분류에 속하는 은하들은 불규칙 은하(I), 타원 은하(E), 나선 은하(S)로 구분됩니다. 각 은하 클래스에는 여러 하위 클래스 또는 유형이 포함되어 있습니다. 연구된 은하의 사진을 분류가 이루어진 특징적인 대표 사진과 비교하여 이러한 은하의 유형이 결정됩니다. 은하까지의 거리 D 또는 거리 계수(m − M)를 알고 있는 경우(여기서 m은 겉보기 등급이고 M은 물체의 절대 등급) 측정된 각도 치수 p: l로부터 선형 치수를 계산할 수 있습니다. = D ⋅ 죄(p). (1) 은하의 겉보기 크기는 매우 작기 때문에 p를 호분으로 표현하고 1라디안 = 3438'을 고려하면 다음과 같습니다. l = D ⋅ p/3438'. (2) 물체의 절대등급은 M = m + 5 – 5lgD이다. (3) 그러나 거리 계수로 계산된 거리 D는 공간에서 빛의 흡수를 고려하지 않으면 과대평가될 것입니다. 이를 위해 공식 (3)에서 수정된 별의 겉보기 등급 값을 고려해야 합니다: m' = m - γCE, (4) 여기서 γ는 가시 광선에 대한 계수(mv 사용 시)입니다. 3.7이고 사진 광선의 경우( 사용 시)는 4.7과 같습니다. CE \u003d C-C0. (5) C = mpg - mv는 겉보기 색상 지수이고 C0은 물체의 스펙트럼 유형에 따라 결정되는 실제 색상 지수입니다(부록의 표 2). 14 그러면 logD = 0.2(m' – M) + 1입니다. (6) 은하까지의 거리는 스펙트럼 선의 적색편이로 결정될 수 있습니다. D = V/H, (7) 여기서 H = 100km/ s Mpc는 허블 상수입니다. V = с ⋅ Δλ/λ; c = 300,000km/s는 빛의 속도입니다. Δλ = λ' - λ; λ'- 이동된 선의 파장; λ는 동일한 선의 정상 파장입니다. 진전. 1. 항성계가 위치한 별자리의 이름을 결정합니다. 2. 교사가 지시한 성계 사진의 축척을 이용하여 각의 크기를 결정합니다. 3. 각도 치수와 거리 계수로부터 선형 치수와 동일한 별계까지의 거리를 계산합니다. 4. 허블 분류에 따라 표 11*에 표시된 항성계를 분류하십시오. 5. 측정 및 계산 결과를 표 형식으로 제시하고 결론을 도출합니다. 제어 질문. 1. 허블의 법칙. 2. 적색편이란 무엇입니까? 3. 은하계의 주요 특징. 4. 우리 은하계란 무엇인가? 15 표 11. 번호 별 개수. 적도에서 보이는 별. 좌표계 값의 스펙트럼 계수 Sp dist. NGC M α δ mv mpg mv-Mpg h m m 1 4486 87 12 28 .3 +12°40' 9 .2 10m.7 G5 +33m.2 2 5055 63 13h13m.5 +42°17' 9m.5 10m.5 F8 +30m.0 3 5005 − 13h08m.5 +37°19' 9m.8 11m.3 G0 +32m.9 4 4826 64 12h54m.3 +21°47' 8m.0 8m.9 G7 +26m.9 5 3031 81 9h51m.5 +69°18' 7m.9 8m.9 G3 +28m.2 6 5194 51 13h27m.8 +47°27' 8m.1 8m.9 F8 +28m.4 7 5236 83 13h34m.3 - 29°37' 7m.6 8m.0 F0 +28m.2 8 4565 − 12h33m.9 +26°16' 10m.2 10m.7 G0 +30m.3 * NGC – “성운과 성단의 새로운 일반 목록” , Dreyer가 편집하여 1888년에 출판함; M - Messier가 편집하고 1771년에 출판한 "성운 및 성단 목록". 참고 자료 1. Vorontsov-Velyaminov B.A. 천문학: 고등학교 11학년 대상. -M.: 교육, 1989. 2. Bakulin P.I., Kononov E.V., Moroz V.I. 일반 천문학 코스. -M .: Nauka, 1983. 3. Mikhailov A.A. 별이 빛나는 하늘의 아틀라스. -M .: Nauka, 1979. 4. Galkin I.N., Shvarev V.V. 달의 구조. - M .: Knowledge, 1977. 5. Vorontsov-Velyaminov B.A. 은하외 천문학. -M .: Nauka, 1978. 편집자 : Raskhozhev Vladimir Nilovich Leonova Liana Yurievna 편집자 Kuznetsova Z.E. 16 부록 표 1. 밝은 별에 대한 정보 스펙트럼의 이름. 온도 거리 겉보기 별 이름 별자리 등급의 별 색상 103 K 성년 ps 크기 알데바란 α 황소자리 K5 3.5 주황색 64 20 1m.06 알테어 α Orla A6 8.4 황색 16 4.9 0m.89 안타레스 α 전갈자리 M1 5.1 빨간색 270 83 1m .22 Arcturus α Bootes K0 4.1 Orange 37 11.4 0m.24 BETELGEUSE α ORION M0 3.1 RED 640 200 0M.92 VEGA α LYRAE A1 10.6 WHITE 27 8.3 0M.14 DENEB α Cygnus A2 9.8 White 800 250 1M.33 Chapel α Aurigae G0 5.2 옐로우 52 16 0m.21 캐스터 α gemini A1 10.4 화이트 47 14.5 1m.58 폴룩스 β gemini 4.2 오렌지 33 10.7 1m.21 Procyon α canis minor f4 6.9 황갈색 11.2 3.4 0m.48 regulus α Leo B8 13.2 화이트 8 24 1M .34 크로스바 β 오리오나 B8 12.8 블루 540 170 0m,34 시리우스 α 큰 개 A2 16.8 흰색 8.7 2.7 -1m.58 스파이크 α 처녀자리 B2 16.8 파란색 300 90 1m.25 포말하우트 α 남부 물고기자리 A3 9.8 흰색 23 7.1 1m.29 표 2. 트루 컬러 지수 스펙트럼. O5 B0 B5 A0 A5 F0 F5 G0 G5 K0 K5 M0 M5 클래스 참값 -0m.50 -0m.45 -0m.39 -0m.15 0m.00 +0m.12 +0m.64 +0m,89 +1m, 20 +1m,30 +1m,80색, C0 17 표 3. 달의 바다 이름 목록 러시아 이름국제 이름 Oceanus Procellarum Bay 중앙 부비동 중간 만 (예외) Sinus Aestuum 다산의 바다 (풍부함) Mare Foecunditatis Sea Nectaris Sea Transquillitatis Sea Crisium Crisis (위험) Mare Crisium 투명의 바다 Mare Serenitatis 감기의 바다 Mare frigoris Roris 비의 바다 Mare Imbrium Rainbow Bay Sinus Iridum 증기의 바다 Mare Vaporum 구름의 바다 Mare Nubium 습도의 바다 Mare Humorum 스미스의 바다 Mare Smythii Sea Marginal Mare Margins 남해 Mare Australe 모스크바의 바다 암말 Mosquae 꿈의 바다 Mare Ingenii East Mare Orientalis의 바다 달 서커스와 분화구. 러시아 국제 번호 러시아 국제 번호 전사 전사 전사 1 Newton Newton 100 Langren Langrenus 13 Claudius Clavius 109 Albategnius Albategnius 14 Scheiner Scheiner 110 Alfons Alphonsus 18 Nearchus Nearchus 111 Ptolemy Ptolemaeus 22 Maginus 119 Hippar Hippar chus 29 Wilhelm Wilhelm 14 1 헤벨리우스 헤벨리우스 30 티코 티코 142 리치올리 리치올리 32 스테플러 스토플러 146 케플러 케플러 33 마우롤리쿠스 마우롤리쿠스 147 코페르니쿠스 코페르니쿠스 48 월터 발터 168 에라토스테네스 에라토스테네스 52 푸네리우스 푸네리우스 175 헤로도토스 헤로도테스 53 스테비누스 스테비누스 176 아리스타쿠스 아리스타르쿠스 69 비에타 비에타 186 포시도니우스 포시도니우스 73 퍼바흐 퍼바흐 189 아우톨리쿠스 아우톨리쿠스 74 라카유 라카일 190 아리스티루스 아리스티루스 77 사크라보스코 사크라보스코 191 아르키메데스 아르키메데스 78 프래카스터 프래캐스터 192 티모카리스 티모카리스 80 페타비우스 페타비우스 193 램버트 램버트 84 아르자첼 아르자헬 201 가우스 가우스 86 불리알두스 불리알두스 208 에독수스 에독스 us 88 캐번디시 캐번디시 209 아리스토텔레스 아리스토텔레스 89 메르세니우스 메르세니우스 210 플라톤 플라톤 90 가센디 가센디 220 피타고라스 피타고라스 95 카타리나 카타리나 228 아틀라스 아틀라스 96 시릴 키릴루스 229 헤라클레스 헤라클레스
우리가 지평선 위로 높이 볼 때 달은 우리에게 매우 작게 보입니다. 겉보기 크기는 일반적으로 직경 25-30cm의 물체와 비교됩니다. 지평선 가까이에 있는 달을 보면 달이 훨씬 더 크게 보입니다. 이 경우 달이 우리에게 더 가깝다고 생각하는 경우가 많지만 이는 완전히 잘못된 것입니다. 측정을 통해 골로베이 위의 달과 수평선에 있는 달의 겉보기 크기가 동일하다는 것이 확인되었습니다.
달이 수평선에 낮게 있을 때, 우리는 달의 원반을 달과 같은 방향에서 보이는 물체(집, 나무 등)와 비교하여 무의식적으로 달의 겉보기 크기를 과장합니다. 멀리 떨어져 있기 때문에 이러한 물체는 겉보기 크기도 매우 작습니다. 우리는 무의식적으로 달의 겉보기 크기와 지상 물체의 실제 크기를 비교합니다.
지상의 물체와 비교하여 하늘에 있는 달의 겉보기 크기를 결정하는 방법은 사람마다 다릅니다. 그러나이 점수에 대한 더 정확한 객관적인 데이터는 다음과 같습니다. 달의 겉보기 크기와 우리로부터 1m 떨어진 곳에 놓인 청동 페니의 겉보기 크기를 대략 비교할 수 있습니다.
정말 믿을 수 없을 것 같습니다. 하지만 이것이 사실이라면 모든 사람이 보는 것이 어렵지 않습니다. 작은 종이 조각을 사용하여 달의 겉보기 직경을 직접 측정해 보세요.
이 스트립의 가장자리에 달의 눈에 보이는 전체 직경이 가장자리에서 가장자리까지 들어갈 수 있도록 더 정확하게 작은 컷아웃을 만들어 보겠습니다. 이 작업을 마친 후 컷아웃을 측정합니다. 크기는 청동 페니의 직경과 거의 같습니다.
또 다른 실험을 통해 하늘에 있는 달의 겉보기 크기를 상상할 수 있습니다. 달밤에 거울을 들고 달을 등지고 서서 달이 얼마나 크게 반사되는지 확인하세요. 약 0.5cm 크기의 작은 밝은 점이 보일 것입니다. 그러나 물론 달의 실제 크기는 겉보기 크기와는 매우 거리가 멀다. 달은 우리로부터 매우 멀리 떨어져 있기 때문에 작게 보일 뿐이다.
달까지의 실제 거리를 알고 겉보기 직경(직경)을 정확하게 측정할 수 있으면 실제 직경을 계산하는 것이 가능합니다. 달의 실제 직경(가장자리에서 가장자리까지의 최대 거리)은 3476km인 것으로 밝혀졌습니다. 이는 모스크바에서 톰스크까지의 거리와 거의 같습니다.
아시다시피 지구의 적도 직경은 12,757km입니다. 이는 달의 지름이 지구보다 4배 작다는 것을 의미합니다. 보다 정확하게는 달의 지름은 지구 지름의 0.272와 같습니다(7).
하지만 달은 지구와 마찬가지로 공입니다. 이 공의 둘레는 10,920km로 계산됩니다. 따라서 지구의 적도 둘레보다 작은 40,077km로 약 4배이고, 달 표면은 37,965,499㎡입니다. km, 즉 지구 표면인 5억 1천만 평방미터보다 작습니다. km, 거의 14 배.
달 표면의 면적은 지구에서 북미와 남미가 함께 차지하는 공간과 비교할 수 있습니다. 우리의 광대한 고향은 달 전체 표면의 절반이 넘는 면적을 차지합니다.
공의 부피를 결정하기 위해 현재 잘 알려진 기하학 공식을 사용하면 달의 부피를 입방 킬로미터 단위로 쉽게 계산할 수 있습니다. 숫자가 이 부피를 표현하는 방식은 2,210,200,000 입방미터입니다. km.
한편, 지구의 부피는 1083,000,000,000 입방 미터로 결정됩니다. km. 결과적으로 달은 부피 면에서 지구보다 50배 더 작습니다. 더 정확하게 말하면 달의 부피는 지구의 0.0202입니다.
그러나 달의 질량이 지구보다 상대적으로 더 작다는 것은 매우 놀라운 일입니다.
우리는 모든 신체의 질량이 주어진 부피에 포함된 물질의 양을 특징으로 한다는 점을 독자들에게 상기시킵니다. 주어진 몸체에 물질이 많을수록 무게는 더 커집니다. 결과적으로 주어진 몸체를 들어 올리거나 움직이려면 더 많은 노력이 필요합니다.
달의 움직임을 면밀히 관찰하고 정확한 계산을 통해 달이 지구보다 거의 82배 가볍다는 결론을 내릴 수 있습니다. 그리고 우리가 이미 알고 있듯이 부피로 보면 달은 지구보다 약 50배 더 작습니다. 이는 달도 지구보다 밀도가 낮다는 것을 의미합니다(지구 밀도의 0.6에 불과). 하지만 달의 밀도에 대해서는 나중에 이야기하겠습니다.
이것은 달의 크기를 특징 짓는 주요 수치입니다. 우리는 달이 동화와 종교 전설에 묘사되어 있고 눈에 보이는 것처럼 이전에 생각했던 것처럼 작지 않다는 것을 알 수 있습니다.
간략한 정보
달은 지구의 자연 위성이자 밤하늘에서 가장 밝은 물체이다. 달의 중력은 지구보다 6배 작습니다. 낮과 밤의 기온차는 300°C이다. 축을 중심으로 달의 회전은 지구 주위를 회전하는 것과 동일한 방향으로 일정한 각속도로 발생하며 동일한 기간은 27.3일입니다. 그렇기 때문에 우리는 달의 한쪽 반구만 볼 수 있고, 달의 뒷면이라고 불리는 다른 쪽 반구는 항상 우리 눈에 숨겨져 있습니다.
달의 위상. 숫자는 달의 나이(일)입니다.
장비에 따른 달의 세부정보
근접성으로 인해 달은 천문학 애호가들이 가장 좋아하는 대상이며 당연히 그렇습니다. 육안으로도 우리의 자연 위성을 생각하면서 많은 즐거운 인상을 받기에 충분합니다. 예를 들어, 달의 얇은 초승달을 관찰할 때 볼 수 있는 소위 "재빛"은 왁싱되는 이른 저녁(황혼)이나 쇠퇴하는 달의 이른 아침에 가장 잘 보입니다. 또한 광학 기기 없이도 달의 일반적인 윤곽, 즉 바다와 육지, 코페르니쿠스 분화구를 둘러싼 광선 시스템 등을 흥미로운 관찰할 수 있습니다.
쌍안경이나 작은 저배율 망원경으로 달을 가리키면 달의 바다, 가장 큰 분화구, 산맥을 더 자세히 연구할 수 있습니다. 언뜻보기에 너무 강력하지 않은 이러한 광학 장치를 사용하면 이웃의 가장 흥미로운 광경을 모두 알 수 있습니다.
조리개가 커질수록 눈에 보이는 세부 사항의 수도 늘어나는데, 이는 달 연구에 대한 관심이 더욱 커진다는 것을 의미합니다. 렌즈 직경이 200~300mm인 망원경을 사용하면 큰 분화구 구조의 세밀한 부분을 관찰하고, 산맥의 구조를 관찰하고, 많은 고랑과 습곡을 관찰하고, 작은 달 분화구의 독특한 사슬을 관찰할 수 있습니다.
표 1. 다양한 망원경의 기능
|
렌즈 직경(mm) |
배율(x) |
허용적인 |
가장 작은 구조물의 직경, |
| 50 | 30 - 100 | 2,4 | 4,8 |
| 60 | 40 - 120 | 2 | 4 |
| 70 | 50 - 140 | 1,7 | 3,4 |
| 80 | 60 - 160 | 1,5 | 3 |
| 90 | 70 - 180 | 1,3 | 2,6 |
| 100 | 80 - 200 | 1,2 | 2,4 |
| 120 | 80 - 240 | 1 | 2 |
| 150 | 80 - 300 | 0,8 | 1,6 |
| 180 | 80 - 300 | 0,7 | 1,4 |
| 200 | 80 - 400 | 0,6 | 1,2 |
| 250 | 80 - 400 | 0,5 | 1 |
| 300 | 80 - 400 | 0,4 | 0,8 |
물론 위의 데이터는 주로 다양한 망원경의 성능에 대한 이론적 한계입니다. 실제로는 다소 낮은 경우가 많습니다. 이것의 원인은 주로 불안한 분위기입니다. 일반적으로 대부분의 밤에는 대형 망원경의 최대 해상도도 1인치를 초과하지 않습니다. 그럴 수도 있지만 때로는 대기가 1~2초 동안 "안정"되어 관찰자가 망원경에서 최대한의 성능을 발휘할 수 있도록 해줍니다. 예를 들어, 가장 투명하고 고요한 밤에 렌즈 직경이 200mm인 망원경은 직경이 1.8km인 분화구와 300mm 렌즈인 경우 1.2km인 분화구를 표시할 수 있습니다. 필요한 장비 달은 매우 밝은 물체로, 망원경으로 보면 종종 관찰자를 눈부시게 만듭니다. 밝기를 줄이고 관찰을 더욱 편안하게 하기 위해 많은 아마추어 천문학자들은 ND 필터나 가변 밀도 편광 필터를 사용합니다. 후자가 더 바람직합니다. 빛 투과 수준을 1%에서 40%까지 변경할 수 있기 때문입니다(오리온 필터). 왜 편리한가요? 사실 달에서 나오는 빛의 양은 달의 위상과 적용된 배율에 따라 달라집니다. 따라서 기존 ND 필터를 사용하면 달의 이미지가 너무 밝거나 너무 어두워지는 상황이 발생할 수 있습니다. 가변 밀도 필터는 이러한 단점이 없으며 필요한 경우 편안한 밝기 수준을 설정할 수 있습니다.
오리온 가변 밀도 필터. 달의 위상에 따라 필터 밀도를 선택할 수 있는 가능성 입증
행성과 달리 달 관측에는 일반적으로 컬러 필터를 사용하지 않습니다. 그러나 빨간색 필터를 사용하면 현무암이 많은 표면 영역을 강조하여 더 어둡게 만드는 데 도움이 되는 경우가 많습니다. 빨간색 필터는 불안정한 대기에서 이미지를 개선하고 달빛을 약화시키는 데에도 도움이 됩니다. 달 탐사에 대해 진지하게 생각한다면, 달 지도또는 아틀라스. 판매시 다음과 같은 달 카드를 찾을 수 있습니다 : ""뿐만 아니라 아주 좋은 "". 그러나 무료 버전도 있습니다. 영어- " " 그리고 " ". 물론, 달 관측을 준비하는 데 필요한 모든 정보를 얻을 수 있는 강력하고 기능적인 프로그램인 "Virtual Atlas of the Moon"을 다운로드하여 설치하십시오.달에서 무엇을 관찰하고 어떻게 관찰할 것인가?
달을 보기 가장 좋은 시기는 언제인가요?
얼핏 보면 황당해 보이지만 보름달이 가장 뜬 것은 아니다. 최고의 시간달을 관찰하기 위해. 달 특징의 대비가 최소화되어 관찰이 거의 불가능합니다. "음월"(초승달에서 초승달까지의 기간)에는 달을 관찰하기에 가장 좋은 두 가지 기간이 있습니다. 첫 번째 기간은 초승달 직후에 시작되어 1분기 후 이틀 후에 끝납니다. 달의 가시성이 저녁 시간에 떨어지기 때문에 많은 관찰자들은 이 기간을 선호합니다.
두 번째 유리한 기간은 마지막 분기 이틀 전에 시작하여 거의 초승달까지 지속됩니다. 요즘에는 이웃 표면의 그림자가 특히 길어서 산악 지형에서 뚜렷하게 보입니다. 지난 분기에 달을 관찰하는 또 다른 장점은 아침에 분위기가 더 조용하고 깨끗하다는 것입니다. 이로 인해 이미지가 더욱 안정적이고 선명해지며 표면의 미세한 부분까지 관찰할 수 있습니다.
또 다른 중요한 점은 수평선 위의 달 높이입니다. 달이 높을수록 밀도가 낮은 공기층이 달에서 나오는 빛을 압도합니다. 따라서 왜곡이 적고 화질이 더 좋습니다. 그러나 수평선 위로 달의 높이는 계절에 따라 다릅니다.
표 2. 다양한 위상에서 달을 관찰하기에 가장 유리한 계절과 가장 불리한 계절
관찰을 계획할 때 좋아하는 천문관 프로그램을 열고 가시성이 가장 좋은 시간을 결정하십시오.
달은 타원 궤도로 지구 주위를 움직입니다. 지구 중심과 달 중심 사이의 평균 거리는 384,402km이지만 실제 거리는 356,410km에서 406,720km까지 다양합니다. 이로 인해 달의 겉보기 크기는 33" 30""(근지점 기준)에서 29"까지 다양합니다. 22""(원점).).
물론, 달과 지구 사이의 거리가 최소가 될 때까지 기다려서는 안 됩니다. 단, 근지점에서는 가시성의 한계에 있는 달 표면의 세부 사항을 고려하려고 시도할 수 있다는 점에 유의하세요.
관찰을 시작하면서 달을 두 부분, 즉 빛과 어둠으로 나누는 선 근처의 아무 지점이나 망원경으로 가리킵니다. 이 선을 터미네이터라고 부르며 낮과 밤의 경계가 됩니다. 달이 성장하는 동안 터미네이터는 일출 장소를 나타내고 약 해지는 동안 일몰을 나타냅니다.
터미네이터 영역에서 달을 관찰하면 산 꼭대기가 이미 태양 광선에 의해 빛나고 있는 반면, 산 꼭대기를 둘러싼 표면의 아래쪽 부분은 여전히 그림자 속에 있는 것을 볼 수 있습니다. 터미네이터 라인의 풍경은 실시간으로 바뀌기 때문에 망원경으로 몇 시간 동안 달의 랜드마크를 관찰한다면 여러분의 인내심은 정말 놀라운 광경으로 보상받을 것입니다.
달에서 무엇을 볼까?
분화구- 달 표면에서 가장 흔한 형태. 그들은 그릇을 뜻하는 그리스어에서 이름을 얻었습니다. 대부분의 달 분화구는 충돌 기원입니다. 우리 위성 표면에 우주체가 충돌한 결과로 형성되었습니다.
문 시즈- 달 표면에서 뚜렷하게 눈에 띄는 어두운 부분. 바다의 핵심은 지구에서 보이는 전체 표면적의 40%를 차지하는 저지대입니다.
보름달에 달을 보세요. 소위 "달의 얼굴"을 형성하는 어두운 점은 달의 바다에 지나지 않습니다.
고랑- 길이가 수백 킬로미터에 달하는 달의 계곡. 종종 고랑의 너비는 3.5km에 도달하고 깊이는 0.5-1km입니다.
접힌 정맥-외관상 로프와 비슷하며 바다 침몰로 인한 변형과 압축의 결과인 것 같습니다.
산맥-달의 산, 높이는 수백 미터에서 수천 미터에 이릅니다.
돔- 가장 신비한 구조물 중 하나입니다. 그 본질이 아직 알려지지 않았기 때문입니다. ~에 이 순간작고 (일반적으로 직경 15km) 낮고 (수백 미터) 둥글고 매끄러운 높이의 돔은 수십 개만 알려져 있습니다.
달을 관찰하는 방법
위에서 언급했듯이 달의 관측은 터미네이터 라인을 따라 이루어져야 합니다. 달의 세부 사항의 대비가 최대이고 그림자의 놀이 덕분에 달 표면의 독특한 풍경이 열리는 곳이 바로 여기입니다.
달을 볼 때 배율을 시험해 보고 주어진 조건과 이 물체에 가장 적합한 것을 찾으십시오.
대부분의 경우 세 개의 접안렌즈로 충분합니다.
1) 달의 전체 원반을 편안하게 볼 수 있게 해주는 작은 증가를 제공하는 접안렌즈 또는 소위 검색용 접안렌즈입니다. 이 접안렌즈는 일반 관광, 월식 관찰, 가족과 친구를 위한 월식 여행에 사용할 수 있습니다.
2) 대부분의 관찰에는 중간 배율(망원경에 따라 약 80-150x)의 접안렌즈가 사용됩니다. 고배율이 불가능한 불안정한 대기 환경에서도 유용합니다.
3) 망원경 성능의 한계 내에서 달 표면을 자세히 연구하기 위해 강력한 접안렌즈(2D-3D, 여기서 D는 렌즈 직경(mm))를 사용합니다. 좋은 대기 조건과 망원경의 완전한 열 안정화가 필요합니다.
당신의 관찰은 집중되면 더욱 생산적이 될 것입니다. 예를 들어, Charles Wood가 편집한 " " 목록으로 연구를 시작할 수 있습니다. 또한 달의 광경에 대해 이야기하는 일련의 기사 ""에 주목하세요.
또 다른 재미있는 활동은 장비 한계에 보이는 작은 분화구를 찾는 것입니다.
관찰 조건, 시간, 달의 위상, 대기 상태, 사용된 배율, 보는 물체에 대한 설명 등을 정기적으로 기록하는 관찰 일기를 쓰는 습관을 들이세요. 이러한 기록에는 스케치가 수반될 수 있습니다.
가장 흥미로운 달 물체 10개
(Sinus Iridum) T (월령 일수) - 9, 23, 24, 25 
달의 북서쪽에 위치하고 있습니다. 10x 쌍안경으로 볼 수 있습니다. 중간 배율의 망원경은 잊을 수 없는 광경입니다. 직경 260km에 달하는 이 고대 분화구에는 테두리가 없습니다. 레인보우 베이(Rainbow Bay)의 눈에 띄게 평평한 바닥에는 수많은 작은 분화구가 점재해 있습니다.
(코페르니쿠스) T - 9, 21, 22 
가장 유명한 달의 형성 중 하나는 작은 망원경으로 볼 수 있습니다. 이 단지에는 분화구에서 800km에 걸쳐 뻗어 있는 소위 광선 시스템이 포함되어 있습니다. 분화구의 직경은 93km, 깊이는 3.75km로, 분화구 너머로 보이는 일출과 일몰은 숨이 막힐 정도로 아름답습니다.
(루페스 렉타) T - 8, 21, 22 
길이 120km의 지각 단층으로 60mm 망원경으로 쉽게 볼 수 있습니다. 폐허가 된 고대 분화구의 바닥을 따라 직선 벽이 이어져 있으며, 그 흔적은 단층의 동쪽에서 찾을 수 있습니다.
(Rümker Hills) T - 12, 26, 27, 28 
60mm 망원경이나 대형 천문 쌍안경으로 볼 수 있는 거대한 화산 돔입니다. 언덕의 직경은 70km, 최대 높이는 1.1km입니다.
(아펜니노) T - 7, 21, 22 
산맥의 길이는 604km이다. 쌍안경으로 쉽게 볼 수 있지만 자세한 연구에는 망원경이 필요합니다. 능선의 일부 봉우리는 주변 표면 위로 5km 이상 솟아 있습니다. 어떤 곳에서는 산맥이 고랑으로 교차됩니다.
(플라톤) T - 8, 21, 22 
쌍안경으로도 볼 수 있는 플라톤 분화구는 천문학자들 사이에서 가장 인기 있는 곳입니다. 직경은 104km이다. 폴란드의 천문학자 Jan Hevelius(1611-1687)는 이 분화구에 "Great Black Lake"라는 이름을 붙였습니다. 실제로 쌍안경이나 작은 망원경을 통해 플라톤은 달의 밝은 표면에 있는 크고 어두운 점처럼 보입니다.
메시에와 메시에 A
(메시에와 메시에 A) T - 4, 15, 16, 17 
관찰하려면 100mm 대물렌즈가 달린 망원경이 필요한 두 개의 작은 분화구입니다. 메시에는 9 x 11km 크기의 직사각형 모양입니다. Messier A는 11 x 13km로 약간 더 큽니다. 메시에(Messier) 분화구와 메시에 A(Messier A) 분화구의 서쪽에는 길이 60km의 두 개의 밝은 광선이 펼쳐져 있습니다.
(페타비우스) T - 2, 15, 16, 17 
분화구는 작은 쌍안경으로 볼 수 있다는 사실에도 불구하고 고배율 망원경에서는 정말 숨막히는 그림이 열립니다. 분화구의 돔형 바닥에는 고랑과 균열이 점재되어 있습니다.
(티코) T - 9, 21, 22 
가장 유명한 달 형성 중 하나이며 주로 분화구를 둘러싸고 1450km에 걸쳐 뻗어 있는 거대한 광선 시스템으로 유명합니다. 광선은 작은 쌍안경을 통해 완벽하게 볼 수 있습니다.
(가센디) T - 10, 23, 24, 25 
110km에 달하는 타원형 분화구는 10x 쌍안경으로 관찰이 가능합니다. 망원경은 분화구 바닥에 수많은 틈새와 언덕이 점재하고 있으며 중앙 언덕도 여러 개 있음을 명확하게 보여줍니다. 주의 깊은 관찰자는 분화구 근처의 벽이 일부 장소에서 파괴되었음을 알아차릴 것입니다. 북쪽 끝에는 작은 분화구 Gassendi A가 있는데, 이 분화구는 형과 함께 다이아몬드 반지와 비슷합니다.
우리의 자연 위성에 관한 세 편의 기사가 동시에 출판되었습니다. 달은 일생 동안 두 개의 서로 다른 소행성 또는 혜성 집단에 의해 폭격을 받았고 그 표면은 이전에 생각했던 것보다 지질학적으로 더 복잡합니다. 또한 과학자들은 LRO(Lunar Reconnaissance Orbiter)의 데이터를 처리한 후 직경 20km가 넘는 5,185개의 분화구를 표시하는 위성의 지형 지도를 작성했습니다.
첫 번째 논문은 달 표면의 고해상도 3차원 지도를 작성하도록 설계되고 LRO(Lunar Reconnaissance Orbiter)에 설치된 LOLA(Lunar Orbiter Laser Altimeter) 레이저 고도계를 사용하여 얻은 결과를 설명합니다.
이전의 달 지도는 그다지 상세하지 않았습니다. 보는 각도와 조명 조건으로 인해 달 분화구의 크기와 깊이를 일관되게 결정하는 데 어려움이 있었습니다. LOLA 고도계 덕분에 과학자들은 전례 없는 정확도로 달 분화구의 높이를 계산할 수 있었습니다. 장비는 달 표면에 레이저 펄스를 보내 펄스가 반사되고 되돌아오는 데 걸리는 시간을 측정합니다. 측정의 정확도는 정말 놀랍습니다. 이 장치는 10cm의 정확도로 지형의 높이를 결정합니다. 덕분에 과학자들은 전례 없이 상세한 위성 지형 지도를 작성했습니다.
“결과 지도를 조사하면 이전에 이미 변경된 달 표면에 어떤 크레이터가 더 일찍 형성되었고 나중에 어떤 크레이터가 형성되었는지 확인할 수 있습니다. 크레이터의 분포를 크기별로 분석한 결과, 달과 충돌한 모든 운석과 혜성은 조건부로 두 그룹으로 나눌 수 있다는 결론에 도달했습니다. 첫 번째, 초기 위성 폭격은 백분율 측면에서 두 번째 폭격을 크게 초과했습니다. 큰 몸의. 한 그룹에서 다른 그룹으로 전환하는 순간은 대략 38억 년 된 것으로 추정되는 동해(가시적 위성 디스크의 서쪽 가장자리에 있는 달 바다)의 형성에 해당합니다.”라고 연구 저자 James는 설명합니다. 브라운대학교 총장.
어떤 큰 운석이라도 지구의 역사를 근본적으로 바꿀 수 있습니다. 천문학자들은 예를 들어 수성, 화성, 심지어 금성과 같은 행성의 표면에서 수백, 수천 킬로미터에 달하는 고대 분화구의 흔적을 발견합니다. 달은 우리와 가깝고 지각판의 이동, 물 및 바람의 침식으로 인해 지구상에서 오랫동안 지워진 우주 폭격의 증거를 유지하고 있기 때문에 가장 편리한 연구 대상입니다. 헤드는 “달은 지구 폭격의 역사를 이해하는 로제타석과 같다”고 말했다. “달 표면을 다루면서 우리는 지구에서 발견한 흐릿한 발자국에 대해 설명할 수 있습니다.”
다른 두 연구에서 과학자들은 LRO에도 설치된 DLRE(The Diviner Lunar Radiometer Experiment) 복사계에서 얻은 데이터를 설명합니다. 이 장치는 달 표면의 열복사를 기록하여 달 암석의 구성을 추정할 수 있습니다. 연구 저자에 따르면 달 표면은 칼슘과 알루미늄이 풍부한 거식암 언덕과 철, 마그네슘 등 원소의 농도가 증가한 현무암 바다의 형태로 표현될 수 있다. 이 두 지각 암석은 모두 기본으로 간주됩니다. 즉, 맨틀 물질의 결정화 결과로 직접 형성됩니다. 전체적으로 DLRE 관측은 이 구분의 정당성을 확인합니다. 달 표면의 대부분의 영역은 표시된 유형 중 하나로 할당될 수 있습니다.
그러나 탐사선의 데이터를 통해 과학자들은 일부 달 언덕이 다른 언덕과 매우 다르다는 것을 인식하게 되었습니다. 예를 들어, DLRE는 "일반적인" 거식증 껍질에서는 일반적이지 않은 높은 나트륨 함량을 자주 기록했습니다. 가장 흥미로운 점은 원시 거석암 이외의 진화된 암석에 해당하는 실리카가 풍부한 광물이 여러 지역에서 발견되었다는 것입니다. 여기서 토륨 함량의 증가가 이전에 결정되었으며 이는 암석의 "진화"에 대한 또 다른 증거입니다.
과학자들이 보고서에서 지적한 바와 같이, DLRE는 일부 연구에서 밝혀진 것처럼 일부 장소에서 표면으로 나타나야 하는 "순수한" 맨틀 물질의 흔적을 등록할 수 없었습니다. 가장 크고, 가장 오래되고, 가장 깊은 충돌 분화구인 Aitken South Pole Basin을 연구할 때에도 과학자들은 맨틀에서 물질이 존재한다는 증거를 찾지 못했습니다. 아마도 달에는 맨틀 물질의 노출이 실제로 없을 것입니다. 아니면 DLRE가 탐지하기에는 해당 영역이 너무 작을 수도 있습니다.