მთვარე

მთვარე (სომბოლო: ☾ ან ☽) — დედამიწის ერთადერთი ბუნებრივი თანამგზავრი და ჩვენთან უახლოესი ციური სხეული. მზის სისტემის ერთ-ერთი უდიდესი ბუნებრივი თანამგზავრი, და უდიდესი თანამგზავრებს შორის ზომის შეფარდებით იმ პლანეტასთან, რომლის გარშემოც ისინი ბრუნავენ. აგრეთვე, დღეს ცნობილი თანამგზავრების სიმკვრივეებს შორის, ის ამ მაჩვენებლით მეორეა (იუპიტერის თანამგზავრ იოს შემდეგ). მას რაიმე ფორმალური სახელი გარდა მთვარისა არ გააჩნია, თუმცა ზოგადად მეცნიერულ შრომებში მას „ლუნა“-დაც (ზედს. ლუნარული) მოიხსენიებენ (ლათ. Luna). მისი სიმბოლოა ნახევარმთვარე. მთვარის მასაა 7022734770000000000♠7.3477×1022 კგ, საშუალო სიშორე დედამიწიდან 384 000 კმ-ია (პერიგეუმში მანძილი 363 104 კმ-ია და აპოგეუმში 405 696 კმ.), დიამეტრი 3 476 კმ-ია. მთვარეზე გვხვდება სხვადასხვა სიდიდისა და ფორმის ბნელი ლაქები ანუ „ზღვები“ და მრავალრიცხოვანი რგოლისებრი მთები, რომლებსაც ცირკებსა და კრატერებს უწოდებენ. ლაქებს უკავია მთვარის ხილული ზედაპირის 40%. ადრე ფიქრობდნენ, რომ ეს ლაქები იყო წყლით დაფარული ადგილები: ოკეანეები, ზღვები, უბეები, სრუტეები, ტბები, ჭაობები და სხვა. მათ საკუთარი სახელების კი მიიღეს, რომლებსაც დღემდე იყენებენ პირობითად. ლაქები სინამდვილეში გლუვი ზედაპირის მქონე დაცემული, ვრცელი არეებია. ცირკები (შედარებით დიდი ზომის წარმონაქმნები: ზოგის დიამეტრი 200 კმ-ს აღემატება) და კრატერები (უფრო მცირე ზომის ობიექტები) აღმოაჩინა გალილეო გალილეიმ. ბევრი კრატერის ფსკერზე კონუსური ფორმის ერთი ან რამდენიმე ცენტრალური მწვერვალია. ზოგიერთი მათგანის სიმაღლე არ ჩამოუვარდება კრატერის კიდეების სიმაღლეს. მთვარის მთების შეფარდებითი სიმღლე უფრო მეტია ვიდრე, ვიდრე დედამიწის მთებსა. 1959 წელს საბჭოთა კოსმოსური ხომალდ „ლუნა-3“-ის მიერ კაცობრიობის ისტორიაში პირველად გადაღებულმა მთვარის უკანა მხარის სურათებმა გვიჩვენა, რომ უხილავი ნახევარსფერო განსხვავდება ხილულისაგან კრატერთა სიმრავლითა და ზღვების ნაკლებობით.მთვარის უკანა მხარის ერთ-ერთ კრატერს ეწოდა ვაშაკიძე — ქართველი ასტროფიზიკოსის მ. ვაშაკიძის სახელი. 1949 წელს საბჭოთა გეოლოგმა ა. ხაბაკოვმა დაწვრილებით შეისწავლა მთვარის წარმონაქმნები და ისინი დაყო რამდენიმე მიმდევრობით ასაკობრივ კომპლექსად. ამჟამად დამტკიცებულია, რომ მთვარის რელიეფის ფორმების წარმოქმნაში მონაწილეობდა შინაგანი (ვულკანური) და გარეგანი (მეტეორიტული) ძალები. მთვარეზე ნარჩენი ვულკანიზმის არსებობა დასტურდება კრატერ ალფონსის სპექტოგრამებით, რომლებიც 1958 წელს პირველად საბჭოთა ასტრონომმა ნ. კოზირევმა მიიღო. მთვარის შესწავლის საქმეში ახალი ეტაპი შექმნეს საბჭოთა და ამერიკულმა კოსმოსურმა ხომალდებმა („ლუნა“, „ზონდი“, „რეინჯერი“, „ლუნარ ორბიტერი“, „სერვეიორი“ და „აპოლონი“). 1966 წლის 3 თებერვალს საბჭოთა ავტომატური საპლანეტათშორისო სადგური „ლუნა-9“ პირველი დაჯდა რბილად მთვარეზე, ხოლო 1966 წლის 3 აპრილს „ლუნა-10“ მთვარის პირველი ხელოვნური თანამგზავრი გახდა. 1969 წლის 21 ივლისს ხომალდი „აპოლო 11“-ით მთვარეზე პირელნი დაეშვნენ ამერიკელი ასტრონავტები: ნ. არმსტრონგი და ბ. ოლდრინი. შემდგომში აპოლონის ტიპის ხომალდებით მთვარეზე იყო კიდევ 10 კაცი. მთვარეზე მეტად საინტერესო გამოკვლევები ჩაატარეს საბჭოთა მთვარის თვითმავალმა აპარატებმა „ლუნოხოდ-1-მა“ (1970-1971) და „ლუნოხოდ-2-მა“ (1973). ამერიკულმა და საბჭოთა ავტომატურმა სადგურებმა („ლუნა-16-20-24“) დედამიწაზე ჩამოიტანეს რამდენიმე ასეული კილოგრამი მთვარის ქანი. ანალიზის შედეგად დადგინდა, რომ მთვარის გრუნტი შედგება დედამიწის ქანების: ბაზალტის, ანორთოზიტის და სხვათა მსგავსი ქანებისაგან, მცირე რაოდენობითაა წყალი, კალიუმი, ნატრიუმი და სხვა აქროლადი ელემენტები, ჭარბად ტიტანი და რკინა. მთვარის ქანების ასაკია 3-4.5 მლრდ წელი. მთვარის, ისევე, როგორც დედამიწის ასაკი განისაზღვრება 4.5-5.5 მლრდ წლით. მთვარის წარმოშობის შესახებ დამუშავებულია სამი ჰიპოთეზა: მთვარე დედამიწას მოწყდა მათი განვითარების ადრეულ პერიოდში; იგი დედამიწასთან ერთად ჩამოყალიბდა წვრილ ნაწილაკთა დიდი გროვის შეერთებისა და შემკვრივების შედეგად; მთვარე წარმოადგენდა მცირე ცთომილს, რომელიც მიიტაცა დედამიწამ. მთვარეს საგრძნობი მაგნიტური ველი არ გააჩნია. მთვარეზე სიცოცხლის არავითარი კვალი არაა ნაპოვნი. მთვარე ცივი სხეულია. იგი ანათებს მზის სხივების არეკვლით. სხვადასხვაგვარ ფიგურებს, რომლებადაც წარმოგვიდგება ცაზე სხვადასხვა დღეს, ეწოდება მთვარის ფაზები. ახალმთვარეობისას მთვარე ამოდის და ჩადის მზესთან ერთად. პირველი მეოთხედის ფაზაში მთვარე ამოდის შუადღისას და ჩადის შუაღამისას. სავსე მთვარე ამოდის საღამოობით და ჩადის გათენებისას, უკანასკნელ მეოთხედში კი მთვარე ამოდის შუაღამისას და ჩადის შუადღისას. მთვარის დისკოს ბნელი ნაწილი თავისებური მკრთალი სინათლით ანათებს, რასაც ფერფლისფერ სინათლეს უწოდებენ. იგი, როგორც ჯერ კიდევ XV საუკუნეში ლეონარდო და ვინჩიმ ახსნა, დედამიწის ზედაპირიდან არეკლილი მზის სხივებით წარმოიქმნება. მთვარის მოძრაობა განაპირობებს მთვარის დაბნელებას და მზის დაბნელებას. დროის შუალედს ორ ერთმანეთის მიმდევნო ახალმთვარეობის მომენტს შორის სინოდური თვე ეწოდება. მისი საშუალო ხანგრძლივობაა 29.53059 დღე-ღამე. მთვარე ფორმით უახლოვდება სფეროს (რადიუსი 1738 კმ). მთვარის პოლარული ღერძი დედამიწისაკენ მიმართულ ეკვატორულ ღერძე 700 მეტრით ნაკლებია, ხოლო დედამიწისაკენ მიმართულების პერპენდიკულარულ ეკვატორულ ღერძზე — 400 მეტრით. მთვარის მასა უდრის 7.35·1025 გ (დედამიწის მასაზე 81.3-ჯერ მცირეა), საშუალო სიმკვრივე კი — 3.341 გ/სმ3 (დედამიწის საშუალო სიმკვრივის 0.61). სიმძიმის ძალის აჩქარება უფრო ნაკლებია (6-ჯერ) მთვარის ზედაპირზე, ვიდრე დედამიწაზე, პირველი კოსმოსური სიჩქარეა 1680 მ/წმ, მეორე კოსმოსური სიჩქარე — 2375 მ/წმ. მიზიდულობის ძალის სიმცირის გამო მთვარეს არ შეუძლია ატმოსფეროსა და თავისუფალ მდგომარეობაში მყოფი წყლის შენარჩუნება. მთავარი სტატია: მანძილი მთვარემდე. მანძილი დედამიწიდან მთვარემდე განისაზღვრება ან კლასიკური პარალაქსური მეთოდით, ან რადიოლოკაციური საშუალებით. მთვარის პარალაქსის საშუალო მნიშვნელობა ეტოლება 57′-ს. ეს შეესაბამება 384400 კმ მანძილს. დედამიწიდან მთვარემდე დაშორების მაქსიმალური (აპოგეუმში) და მინიმალური (პერიგეუმში) მნიშვნელობებია: 406500 კმ და 366300 კმ, შესაბამისად. მთვარისთვის ხილული საშუალო რადიუსი არის 15′32″. ამის მიხედვით მთვარის ხაზოვანი რადიუსია: r = 384.4 ⋅ sin ⁡ ( 15 ′ 32 ″ ) = 1738 {\displaystyle r=384.4\cdot \sin(15'32'')=1738} კმ. მთვარის დიამეტრი (3476 კმ) დედამიწის დიამეტრის დაახლოებით ერთი მეოთხედია. მოცულობით მთვარე 49-ჯერ ნაკლებია დედამიწაზე, დედამიწის მოცულობა კი 7012110000000000000♠1.1×1012 კმ3-ს ეტოლება. მთვარის რადიუსი შეიძლება გამოვითვალოთ, თუ გვეცოდინება მისი პარალაქსი, რომელიც, დაახლოებით 1°-ის ტოლად შეგვიძლია ჩავთვალოთ. დედამიწის რადიუსით „შეკრული“ კუთხე მთვარის გეოცენტრული პარალაქსია (1°), ხოლო მთვარის რადიუსით შეკრული — მისი რადიუსის ხილული სიდიდე (0°.25). r R = 0 ∘ .25 1 ∘ = 1 4 {\displaystyle {\frac {r}{R}}={\frac {0^{\circ }.25}{1^{\circ }}}={\frac {1}{4}}} , ანუ r = 0.25 R {\displaystyle r=0.25R} . მთვარის მასა დედამიწის მასის 1/81 ნაწილს წარმოადგენს, ანუ იწონის 7019740000000000000♠7.4×1019 ტონას. მთვარის ზედაპირზე მიზიდულობის ძალა თითქმის ექვსჯერ ნაკლებია, ვიდრე დედამიწაზე. დედამიწის ზედაპირზე მდებარე m მასის მქონე რაიმე ნივთიერი ნაწილაკის დედამიწისმიერი მიზიდულობა გამოიხატება ძალით: F 1 = g M 1 ⋅ m R 1 2 {\displaystyle F_{1}=g{\frac {M_{1}\cdot m}{R_{1}^{2}}}} სადაც M 1 {\displaystyle M_{1}} და R 1 {\displaystyle R_{1}} დედამიწის მასა და რადიუსია. მთვარის მიერ მიზიდულობის ძალა კი იმავე m მასის მქონე ნაწილაკზე, რომელიც მოთავსებულია მთვარის ზედაპირზე, შემდეგნაირად ჩაიწერება: F 2 = g M 2 ⋅ m R 2 2 {\displaystyle F_{2}=g{\frac {M_{2}\cdot m}{R_{2}^{2}}}} სადაც M 2 {\displaystyle M_{2}} და R 2 {\displaystyle R_{2}} მთვარის მასა და რადიუსია. რადგან M 2 = 1 81 M 1 {\displaystyle M_{2}={\frac {1}{81}}M_{1}} , ხოლო R 2 ≈ 1 4 R 1 {\displaystyle R2\approx {\frac {1}{4}}R_{1}} , შეიძლება დავწეროთ შემდეგი: F 2 = g 1 81 M 1 ⋅ m ( 1 4 R 1 ) 2 {\displaystyle F_{2}=g{\frac {{\frac {1}{81}}M_{1}\cdot m}{({\frac {1}{4}}R_{1})^{2}}}} , ანუ F 2 = 1 5 g M 1 ⋅ m R 1 2 {\displaystyle F_{2}={\frac {1}{5}}g{\frac {M_{1}\cdot m}{R_{1}^{2}}}} , თუ ზუსტ რიცხვით მნიშვნელობებს ავიღებთ, მაშინ F 2 = 1 6 F 1 {\displaystyle F_{2}={\frac {1}{6}}F_{1}} . ამგვარად, მთვარე ექვსჯერ ნაკლები ძალით მიიზიდავს თავისკენ მის ზედაპიზე მდებარე ნაწილაკს, საგანს, სხეულს, ადამიანს. აქედან გამომდინარე, მთვარის ზედაპირზე მთვარის ზედაპირზე პირველი კოსმოსური სიჩქარე ტოლი იქნება 1.68 კმ/წმ-ს. მთვარის სიმკვრივე ცნობილია და იგი შეადგენს 3.3 გრ/სმ3-ს, რაც დედამიწის სიმკვრივის (5.5 გრ/სმ3) 3/5-ს წარმოადგენს. მეცნიერთა აზრით მთვარისა და დედამიწის სიმკვრივეთა კარდინალური განსხვავება მათი საერთო გეოლოგიური ფორმირების ფონზე მეტყველების მთვარის არაერთგვაროვნებაზე. მაშინაც კი, როცა მთვარეს უბრალო, შეუიარაღებელი თვალით ვუყურებთ, ვრწმუნდებით, რომ მისი ზედაპირი არაა ერთგვაროვანი. მთვარის ბარდოზე მოჩანს ფართო ბნელი „ლაქები“ — შედარებით ნაკლებად კაშკაშა ვრცელი არეები, რომლებსად დიდი ხანია მთვარის ზღვებს უწოდებენ, თუმცა უტყუარად დადგენილია, რომ მთვარეზე არ მოიპოვება არც წყალი და არც ჰაერი და მასაშადამე, იქ ზღვებსი არსებობაც გამორიცხულია. მთვარის „ზღვები“ წარმოადგენს, უბრალოდ, შედარებით გლუვ, ბრტყელ, უწყლო სივრცეებს მის ზედაპირზე, რომლებიც, ამასთანავე, უფრო დაბლა მდებარეობენ, ვიდრე მთვარის ზედაპირის საშუალო დონეა. თუკი მთვარეს ტელესკოპით შევხედავთ, ვნახავთ, რომ მისი ზედაპირი მოფენილია მთებით, მთაგრეხილებით, დასერილია ნაპრალებით, ერთგვარი „სხივებით“, რომლებიც ცალკეული მთებიდან რადიალურად გამოდიან და სხვა. ზოგი ამ სხივის სიგრძე კმ-ს სჭარბობს. მთვარის რელიეფის წარმონაქმნები ჩვენთვის ცნობილ გეოგრაფიულ და სხვა სახელებს ატარებენ, თუმცა, ბევრ მათგანს საგანგებო საკუთარი სახელიც შეარქვეს. მთვარის ზედაპირი შეიძლება დაიყოს ორ ტიპად: ძალიან ძველი მთიანი ტერიტორია ("მთვარის კონტინენტები"), შედარებით გლუვი და ახალგაზრდა მთვარის ზღვები. მთვარის „ზღვები“, რომლებიც მთვარის მთლიანი ზედაპირის დაახლოებით 16%-ს შეადგენს, არის უზარმაზარი კრატერები, რომლებიც წარმოიქმნება ციურ სხეულებთან შეჯახების შედეგად, რომლებიც მოგვიანებით დაიტბორა თხევადი ლავით. ზედაპირის უმეტესი ნაწილი დაფარულია რეგოლითით. მთვარის ფორმირებისას გრავიტაციული მომენტის გავლენის გამო, მისი "ზღვები", რომლის ქვეშაც მთვარის ზონდებმა აღმოაჩინეს უფრო მკვრივი, მძიმე ქანები, კონცენტრირებულია დედამიწისკენ მიმართული თანამგზავრის მხარეს. დედამიწისკენ მიმავალი კრატერების უმეტესობა მეცნიერების ისტორიაში ცნობილი ადამიანების სახელებს ატარებს, როგორიცაა ტიხო ბრაჰე, კოპერნიკი და პტოლემე. უკანა მხარეს რელიეფის დეტალებს უფრო თანამედროვე სახელები აქვს, როგორიცაა აპოლონი, გაგარინი და კოროლევი. მთვარის შორს არის უზარმაზარი დეპრესია.სამხრეთ პოლუსი-აიტკენის აუზი, რომლის დიამეტრი 2250 კმ და სიღრმე 12 კმ, არის მზის სისტემის უდიდესი აუზი, რომელიც შეჯახების შედეგად გაჩნდა. აღმოსავლეთის ზღვა ხილული მხარის დასავლეთ ნაწილში (ის ჩანს დედამიწიდან) მრავალრგოლიანი კრატერის შესანიშნავი მაგალითია. გამოიყოფა აგრეთვე მთვარის რელიეფის მეორადი დეტალები - გუმბათები, თხემები, ღეროები - ვიწრო გრაგნილი ხეობის მსგავსი რელიეფური ჩაღრმავები. კრატერები გარშემორტყმულნი არიან რგოლის ფორმის „კედლებით“, რომელთა სიმაღლე რამდენიმე (5-7) კილომეტრს აღწევს. კრატერების რიცხვი მთვარეზე ძაან დიდია. ზომიერი სიმძლავრის ტელესკოპის მეშვეობით მიღებულ ფოტოებზე შესაძლებელია რამდენიმე ათასი კრატერის დათვლა. გაცილებით მეტი წვრილი კრატერი ჩანს ახლო მანძილიდან გადაღებულ ფოტოებზე, რომლებიც მიღებულ იქნენ ავტომატური სადგურებიდან მთვარის დეტალური გადაღებების შემდეგ. უდიდესი კრატერები განივკვეთში 200 კმ-ს აღემატებიან. კრატერი ყველაზე უფრო დამახასიათებელი წარმონაქმნია მთვარის ზედაპირისათვის. მთვარეზე კრატერების წარმოშობის ახსნის მცდელობები 1780-იანი წლების ბოლოს დაიწყო. არსებობდა ორი ძირითადი ჰიპოთეზა - ვულკანური და მეტეორიტული. ორივე ჰიპოთეზის წინამორბედად შეიძლება ჩაითვალოს აგრეთვე რობერტ ჰუკი, რომელმაც 1667 წელს ჩაატარა მოდელირების ექსპერიმენტები. ერთ მათგანში ბარდა თხევად თიხაში ჩაყარა, მეორეში ზეთი ადუღა და მის ზედაპირს დააკვირდა. 1780-იან წლებში გერმანელი ასტრონომის იოჰან შროტერის მიერ წამოყენებული ვულკანური თეორიის პოსტულატების მიხედვით, მთვარის კრატერები წარმოიქმნა ზედაპირზე ძლიერი ამოფრქვევის გამო. მაგრამ 1824 წელს გერმანელმა ასტრონომმა ფრანც ფონ გრუიტჰუიზენმა ასევე ჩამოაყალიბა მეტეორიტის თეორია, რომლის მიხედვითაც, როდესაც ციური სხეული მთვარეს ეჯახება, თანამგზავრის ზედაპირს აწვება და წარმოიქმნება კრატერი. 1920-იან წლებამდე მეტეორიტის ჰიპოთეზას ეწინააღმდეგებოდა ის ფაქტი, რომ კრატერები მრგვალია, თუმცა ზედაპირზე უფრო ირიბი ზემოქმედება უნდა იყოს, ვიდრე პირდაპირი, რაც ნიშნავს, რომ კრატერებს უნდა ჰქონდეთ მეტეორიტის წარმოშობის ელიფსის ფორმა. თუმცა, 1924 წელს, ახალზელანდიელმა მეცნიერმა ჩარლზ გიფორდმა პირველად მისცა თვისებრივი აღწერა მეტეორიტის ზემოქმედების შესახებ პლანეტის ზედაპირზე, რომელიც მოძრაობს კოსმოსური სიჩქარით. აღმოჩნდა, რომ ასეთი დარტყმის დროს მეტეორიტის უმეტესი ნაწილი აორთქლდება დარტყმის ადგილზე კლდეებთან ერთად და კრატერის ფორმა არ არის დამოკიდებული დაცემის კუთხეზე. ასევე მეტეორიტის ჰიპოთეზის სასარგებლოდ არის ის ფაქტი, რომ მთვარის კრატერების რაოდენობის დამოკიდებულება მათ დიამეტრზე და მეტეოროიდების რაოდენობის დამოკიდებულება მათ ზომაზე ემთხვევა ერთმანეთს. 1937 წელს ეს თეორია განზოგადებულ სამეცნიერო ფორმამდე მიიყვანა საბჭოთა სტუდენტმა კირილ სტანიუკოვიჩმა, რომელიც მოგვიანებით გახდა მეცნიერებათა დოქტორი და პროფესორი. "ასაფეთქებელი თეორია" შეიმუშავეს მან და მეცნიერთა ჯგუფმა 1947 წლიდან 1960 წლამდე და შემდგომ განავითარეს სხვა მკვლევარებმა. ფრენები დედამიწის თანამგზავრზე 1964 წლიდან, ამერიკული რეინჯერის მანქანებით, ისევე როგორც მზის სისტემის სხვა პლანეტებზე (მარსი, მერკური, ვენერა) კრატერების აღმოჩენამ, შეაჯამა ეს საუკუნოვანი დავა კრატერების წარმოშობის შესახებ. მთვარე. ფაქტია, რომ ღია ვულკანური კრატერები (მაგალითად, ვენერაზე) ძალიან განსხვავდება მთვარის კრატერებისგან, მერკურიზე არსებული კრატერების მსგავსი, რომლებიც, თავის მხრივ, ციური სხეულების ზემოქმედებით წარმოიქმნება. ამიტომ, მეტეორიტის თეორია ახლა ზოგადად მიღებულად ითვლება. მთვარის კრატერებია: კრატერი ციოლკოვსკი, კრატერი ჟოლიო-კიური, კრატერი ლომონოსოვი, კრატერი ვაშაკიძე, კრატერი ჰერკულესი, ალპები, კრატერი არისტოტელი, კრატერი კასინი, კრატერი არისტიდე, კავკასიონის მთაგრეხილი, არიადნეს ნაპრალი, კრატერი ჰიპარქი, კრატერი კირილე, კრატერი ფარადეი, კრატერი ტიხო, კრატერი პურბახი, კრატერი ალფონსი, კრატერი პტოლომე, კრატერი ჰერშელი, კრატერი ფლამარიონი, კრატერი კოპერნიკი, აპენინები, კრატერი ერატოსთენი, კრატერი კეპლერი, კრატერი პლატონი, კრატერი არისტიდე. მთვარეზე, კრატერებისაგან განსხვავებით შედარებით უფრო იშვიათია მთაგრეხილები. ერთ მხარეზე ისინი უფრო ციცაბონი არიან, ვიდრე მეორეზე, მსგავსად იმისა, რასაც ვხვდებით, მაგალითად, ჩრდილოეთ ამერიკის კონტინენტზე ცნობილ მთაგრეხილში — ე. წ. სიერა ნევადაში. (აპენინების მთაგრეხილი). მთავარი სტატია: მთვარის ზღვა. მთვარის ზღვები უზარმაზარი, ოდესღაც დატბორილი დაბლობებია ბაზალტის ლავით. თავდაპირველად ეს წარმონაქმნები ჩვეულებრივ ზღვებს ითვლებოდა. შემდგომ, როცა ეს უარყვეს, სახელი არ შეუცვლიათ. მთვარის ზღვები მთვარის ხილული ფართობის დაახლოებით 40%-ს იკავებს. ალბედო ახასიათებს ნივთიერების მიერ სინათლის არეკვლის უნარს. იგი გამოხატავს ზედაპირიდან არეკვლილი სინათლის რაოდენობის ფარდობას მასზე დაცემულ სინათლესთან. ცნობილია, რომ ზაფხულის სეზონში რომელიმე საშუალო ლანდშაფტი მასზე ვარდნილი სინათლის დაახლოებით მეხუთედს აირეკლავს, ხოლო დანარჩენს შთანთქავს. მთვარის ალბედოს შეუძლია ერთგვარი მითითება მოგვცეს მთვარის ზედაპირის ნივთიერების თვისებებზე. ამიტომ შეისწავლიან მთვარის ალბედოს და მის ცვალებადობას ფაზის ცვალებადობასთან ერთად. ალბედოს შესწავლას უკავშირებენ აგრეთვე სინათლის სპექტრულ შემადგენლობასაც. ასე, მაგალითად, მთვარე უფრო ინტენსიურად ირეკლავს წითელ სინათლეს, ვიდრე ლურჯს. საერთოდ კი, ხილულ სინათლეში მთვარის ალბედო სულ მხოლოდ 7%-ია. ეს დაბალი ალბედოა და დაახლოებით იმას შეესაბამება, რაც ახასიათებს ვულკანური წარმოშბის მთებს. მთვარის შედარებით უფრო ნათელი არეების ალბედო უფრო მეტად თეთრი სილის ამრეკლავ თვისებებს უახლოვდება, უფრო ბნელისა — ფიქალის თვისებებს. მთვარე დანარჩენ 93% სინათლეს, რომელსც შთანთქავს ნაწილობრივ კვლავ გამოასხივებს სივრცეში ერთგვარი გარდაქმნის შემდეგ. ეს გამოსხივება ინფრაწითელი ბუნებისაა, და მის გამოსხივებას ახერხებენ ე. წ. თერმოწყვილებით, ნაწილობრივ კი — რადიოტალღების სახის. ცის სხეულებისაგან გამოსხივებული რადიოტალღების რეგისტრაცია კარგად უზრუნველყოფილია ობსერვატორიების თანამედროვე რადიოასტრონომიული აპარატურით. ამასთანავე იმდენად დამუშავდა ცის სხეულების რადიოგამოსხივების თეორიაც, რომ სხვადასხვა სიგრძის რადიოტალღების ინტენსივობისა და მისი ცვლილების რეგისტრაციის საფუძველზე შესაძლებელი ხდება გამომსხივებელი ობიექტის ფიზიკური თვისების შესწავლაც. კერძოდ, დაახლოებით სანტიმეტრის სიგრძის რადიოტალღების აღრიცხვით განისაზღვრება მთვარის ქერქის ტემპერატურა არა მის ზედაპირზე, არამედ ცოტა უფრო ღრმად. განისაზღვრება აგრეთვე მისი სითბოგამტარიანობის უნარი და სხვა. მთვარის ზედაპირი აირეკლავს მზის სხივების მხოლოდ 7.3%-ს. სავსე მთვარის ვიზუალური ვარსკვლავიერი სიდიდე დედამიწიდან საშუალო დაშორებისას არის — 12.7. მთვარეზე დღის და ღამის ხანგრძლივობა (ცალ-ცალკე) ეტოლება 14.76 დედამიწის დღე-ღამეს. მზისა და ნეიტრონული გამოსხივების შედეგად, მიღებული კოსმოსური სხივების მაიონებელი გამოსხივება წარმოქმნის გამოსხივების დონეს საშუალოდ 1.369 მილიზივერტს დღეში მთვარის დღის განმავლობაში, რაც დაახლოებით 2.6-ჯერ მეტია, ვიდრე დედამიწიდან დაახლოებით 400 კმ-ზე მდებარე საერთაშორისო კოსმოსურ სადგურზე (0.53 მილიზივერტი) დღეში, 5-10-ჯერ მეტი ვიდრე ტრანსატლანტიკური ფრენის დროს, 200-ჯერ მეტი ვიდრე დედამიწის ზედაპირზე. შედარებისთვის, მაგალითად, რადიაცია მარსამდე ფრენისას არის დაახლოებით 1.84 მილიზივერტი დღეში, ხოლო მარსზე დაახლოებით 0.342-0.64 მილიზივერტი დღეში. მთვარის ზედაპირი მზის სხივებით თბება 120-130°C-მდე იმ დროისათვის, როცა მზე სათანადო ადგილის ზენიტს აღწევს. ყურადსაღებია ის ფაქტიც, რომ მთვარის დღე-ღამის ხანგრძლივობა დაახლოებით 4 კვირააა. სამაგიეროდ, მთვარის ღამის განმავლობაში ტემპერატურა ეცემა (–160)°C-დან (–170)°C-მდე. ასე მკვეთრია განსხვავება დღისა და ღამის ტემპერატურებს შორის. ტოპოგრაფიული დეტალები გადამწყვეტ როლს თამაშობს ადგილობრივი ზედაპირის ტემპერატურაზე. მრავალი კრატერის ნაწილები, განსაკუთრებით მრავალი პოლარული კრატერის ფსკერი, მუდმივად დაჩრდილულია, ამ „მარადიული სიბნელის კრატერებს“ აქვთ უკიდურესად დაბალი ტემპერატურა. მთვარის სადაზვერვო ორბიტალურმა აპარატმა გაზომა ზაფხულისა და ზამთრის ყველაზე დაბალი ტემპერატურა კრატერებში, რომლებმაც შეადგინა შესაბამისად შეადგინა სამხრეთ პოლუსზე — (−238)°C და ჩრდილოეთ პოლუსზე — (–247)°C. ესაა ყველაზე ცივი ტემპერატურა, რომელიც ჯერ არცერთ ციურ სხეულზე არ დაფიქსირებულა მზის სისტემაში კოსმოსური აპარატის საშუალებით, პლუტონის ზედაპირზეც კი. მთავარი სტატია: მთვარის ორბიტა. მთვარე დედამიწის გარშემო როდი მოძრაობს წრიულად, იგი გადაადგილდება ელიფსურ ორბიტაზე (ექსცენტრისიტეტი 0.0549) 1.02 კმ/წმ სიჩქარით (თუმცა ერთი შეხედვით იგი უფრო წრეწირთან ასოცირდება ვიდრე ელიფსთან). დღესდღეობით ყველაზე ზუსტი, მთვარის ლაზერული ლოკაციით დადგინდა, რომ მანძილი მთვარემდე გამუდმებით იცვლება და რომ მთვარის ორბიტის ჭეშმარიტ ელიფსად დახასიათება ძალზედ პირობითია. ასე მაგალითად 700 დღიანი დაკვირვებამ ცხადყო, რომ მთვარის ორბიტის დიდი და პატარა ნახევარღერძი სინუსოიდურად იცვლება და პერიოდულად უბრუნდება თავის ძველ ნიშნულს, და ეს ყველაფერი იმის გათვალისწინებით, რომ მთვარე დედამიწას ამავდროულად 3.8 სმ/წ სიჩქარით შორდება. ელიფსური ორბიტა იწვევს მთვარისა და დედამიწას შორის მანძილის შესამჩნევ ცვლილებას, რაც თავის მხრივ ცვლის დედამიწიდან დანახული მთვარის ბადროს ზომას. ასე მაგალითად დედამიწიდან დანახული მთვარის ბადრო, პერიგეუმის (≈ 363 104 კმ) დროს ზომით 14 %-თ დიდია, ვიდრე აპოგეუმის (≈405 696 კმ) შემთხვევაში. მთვარის ორბიტის (ექსცენტრისიტეტი ~0.055) ანიმაცია მთვარის ელიფსური ორბიტა. პერიგეუმი აღნიშნილია 6-ით, აპოგეუმი — 7-ით მთვარის ბადროს შედარება აპოგეუმის (მარცხნივ) და პერიგეუმის (მარჯვნივ) დროს თავის მხრივ, მთვარის ელიფსური ორბიტა არაა უძრავი. მისი აფსიდური ხაზი ბრუნავს სივრცეში აღმოსავლეთის მიმართულებით (მთვარის დედამიწის მიმართ ბრუნვის მიმართულებით). ორბიტალური პრეცესიიდან გამომდინარე ანომალისტური თვე (დროის შუალედი, რომლის დროსაც მთვარე ორჯერ გადის თავისი ორბიტის პერიგეუმზე, რომლის სიდიდე 1900 წლისთვის საშუალოდ შეადგენდა: T A {\displaystyle T_{A}} =27.554551 დღე-ღამე, ან 27 დღე-ღამე, 13 საათი, 18 წუთი, 33.16 წამი) ცოტათი წინ უსწრებს მთვარის დედამიწის გარშემო ბრუნის პერიოდს (სიდერული თვე: T S {\displaystyle T_{S}} =27.321661 დღე-ღამე, ან 27 დღე-ღამე, 7 საათი, 43 წუთი, 11.5 წამი). ყოველ 100 წელიწადში ანომალისტური თვის ხანგრძლივობა 0.095 წმ-ით მცირდება. მთვარის ორბიტის აფსიდური პრეცესიის პერიოდი P O {\displaystyle P_{O}} შეადგენს დაახლოებით 3232.58 დღე-ღამეს (8.85 წელს). აღნიშნული სიდიდე გამოითვლება ფორმულით: 1 P O = 1 T S − 1 T A {\displaystyle {\frac {1}{P_{O}}}={\frac {1}{T_{S}}}-{\frac {1}{T_{A}}}} ელიფსური ორბიტა, რომელზეც მთვარე მოძრაობს, ეკლიპტიკის მიმართ დახრილია საშუალოდ 5.145°-ით (მერყეობს 4°59′-დან 5°19′-მდე). მთვარის ორბიტისა და ეკლიპტიკის სიბრტყეების გადაკვეთაში წარმოიქმნება მონაკვეთი, რომელიც მოქცეულია მთვარის აღმავალ და დაღმავალ კვანძებს შორის. თავად ორბიტალური სიბრტყეც ბრუნავს — ახასიათებს პრეცესია, აღწერს რა სივრცეში ფართო კონუსს. აღნიშნულის შედეგად მთვარის ორბიტის ფაზები ცაზე მოძრაობენ დასავლეთის მიმართულებით (მთვარის დედამიწის გარშემო მოძრაობის საწინააღმდეგო მიმართულებით). ორბიტის კვანძთა პრეცესიის გამო დრაკონული თვე (დროის შუალედი, რომელსაც გაივლის მთვარე საკუთარ ორბიტაზე ერთსა და იმავე (მთვარისა და ეკლიპტიკის გადაკვეთის აღმავალ ან დაღმავალ) კვანძზე ორ თანმიმდევრულ გავლას შორის: T D {\displaystyle T_{D}} =27.2122204 დღე-ღამე, ან 27 დღე-ღამე, 5 საათი, 5 წუთი, 35.84 წამი), ცოტათი მცირეა სიდერული თვისა. მთვარის ორბიტის კვანძების პრეცესიის პერიოდი P N {\displaystyle P_{N}} შეადგენს დაახლოებით 6793.48 დღე-ღამეს (18.6 წელს). აღნიშნული სიდიდე გამოითვლება ფორმულით: 1 P N = 1 T D − 1 T S {\displaystyle {\frac {1}{P_{N}}}={\frac {1}{T_{D}}}-{\frac {1}{T_{S}}}} მთვარე, ორბიტაზე მოძრაობის პარალელურად, ასევე მოძრაობს საკუთარი ღერძის გარშემო (ბრუნვის სისწრაფე). ორბიტის მსაგვსად, მთვარის ბრუნვის ღერძი ასევე განიცდის პრეცესიას. ვინაიდან მთვარის ღერძული დახრილობა ეკლიპტიკასთან მიმართებაში მხოლოდ 1.5°-ია, ეს ეფექტი მცირეა. ყოველ 18.6 წელიწადში ერთხელ, მთვარის ჩრდილოეთ პოლუსი აღწერს პატარა წრეს გველეშაპის თანავარსკვლავედის წერტილის გარშემო, ხოლო, შესაბამისად, მთვარის სამხრეთ პოლუსი აღწერს პატარა წრეს ოქროს თევზის თანავარსკვლავედის წერტილის გარშემო. დედამიწის მსგავსად, მთვარის ღერძული პრეცესია არის დასავლეთისკენ - ხოლო აფსიდური პრეცესია არის იმავე მიმართულებით, როგორც ბრუნვა (რაც ნიშნავს აფსიდური პრეცესია აღმოსავლეთისკენ). მთვარე ბრუნავს საკუთარი ღერძის ირგვლივ იმავე მიმართულებით, რა მიმართულებითაც მოძრაობს თვითონ და მზის სისტემის სხვა მრავალი სხეული. მისი ბრუნვის ღერძი დახრილია ეკლიპტიკის სიბრტყისადმი 88° 28' კუთხით, ხოლო ბრუნვის პერიოდი ზუსტად ეტოლება სიდერულ თვეს. აღნიშნულის გამო მთვარე ძირითადად ერთი მხრითაა მიქცეული დედამიწისაკენ (მთვარის ლიბრაცია). მთავარი სტატია: მთვარის ფაზები. როდესაც მთვარე დედამიწის გარშემო ბრუნავს, დედამიწიდან მთვარის მხოლოდ მზით განათებული მხარის სხვადასხვა ნაწილები ჩანს. მთვარის ფორმა თხელი ნამგლის ფორმიდან, დისკოს ფორმამდე იმატებს, შემდეგ კი ისევ იკლებს. ძირითადად განირჩევა მთვარის ოთხი ფაზა: ახალი მთვარე, პირველი მეოთხედი, სავსე მთვარე და უკანასკნელი მეოთხედი. მთელი ეს ციკლი დედამიწის 29.5 დღე-ღამეს მოიცავს. ჯაფიაშვილი ვ., ქართული საბჭოთა ენციკლოპედია, ტ. 6, თბ., 1983. — გვ. 665-667. ხარაძე ე., „ასტრონომიის საფუძვლები“, ტ. 1, თბ., 1971 «Атлас обратной стороны Луны», ч. 1-2, М., 1960-1967 «Луна под редакцией А. В. Маркова», М., 1960 «Проблемы геологии Луны», М., 1969 Астрономический Календарь. Постоянная часть / Редактор Абалакин В. К.. — М.: Наука, главная редакция физико-математической литературы, 1981, ст. 555 დაარქივებული 2022-02-19 საიტზე Wayback Machine. Opбитa Луны ↑ 1.00 1.01 1.02 1.03 1.04 1.05 1.06 1.07 1.08 1.09 ხარაძე ე., „ასტრონომიის საფუძვლები“ : 2 ტომად : ტომი I, 1991 ↑ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7 ჯაფიაშვილი ვ., ქართული საბჭოთა ენციკლოპედია, ტ. 6, თბ., 1983. — გვ. 665-667. ↑ Radioactive Moon (September 8, 2005). დაარქივებულია ორიგინალიდან — ნოემბერი 2, 2019. ციტირების თარიღი: July 28, 2022 ↑ We Finally Know How Much Radiation There Is on The Moon, And It's Not Great News (September 26, 2020). ციტირების თარიღი: July 28, 2022 ↑ Paris, Antonio; Davies, Evan; Tognetti, Laurence; Zahniser, Carly (April 27, 2020). "Prospective Lava Tubes at Hellas Planitia". arXiv:2004.13156v1 [astro-ph.EP]. ↑ Wall, Mike. (December 9, 2013) Radiation on Mars 'Manageable' for Manned Mission, Curiosity Rover Reveals. ციტირების თარიღი: August 7, 2022 ↑ Diviner News. UCLA (September 17, 2009). დაარქივებულია ორიგინალიდან — მარტი 7, 2010. ციტირების თარიღი: March 17, 2010 ↑ Amos, Jonathan (December 16, 2009). „'Coldest place' found on the Moon“. BBC News. დაარქივებულია ორიგინალიდან — August 11, 2017. ციტირების თარიღი: March 20, 2010. ↑ Is the Moon moving away from the Earth?. Ask the Astronomer (Cornell University) (2015-07-18). ციტირების თარიღი: 2015-10-16. ↑ When the Moon Becomes Earth's Nemesis. Discovery.com (2013-07-26). ციტატა: „In the case of the moon, it is moving away from us at a rate of 3.78 centimeters (1.5 inches) per year.“ ციტირების თარიღი: 2015-10-16.