Kolébající se Měsíc

29.10.2017 | Miloš Podařil

Na obloze jsme si zvykli vídat pouze přivrácenou stranu Měsíce. Tento jev je způsoben tzv. vázanou rotací Měsíce. Ve skutečnosti však za jistých okolností můžeme ze Země občas nahlédnout i malý kousek za měsíční horizont a pozorovat tak až 59 % měsíčního povrchu.

Měsíc

Při pozorování ze Země může vázaná rotace budit dojem, že Měsíc nerotuje a zůstává k Zemi otočen stále stejnou stranou. Ve skutečnosti však v důsledku dlouhodobého gravitačního působení Země na Měsíc došlo k synchronizaci doby rotace Měsíce kolem své osy a doby oběhu Měsíce kolem Země. Jedna otočka Měsíce kolem své osy tedy trvá stejně dlouho, jako jeden jeho oběh kolem Země. Tato doba trvá přibližně 27,3 dní.

Pokud by Měsíc kolem Země obíhal po přesné kružnici a také přesně nad rovinou rovníku, pak bychom ze Země mohli opravdu prakticky pozorovat pouze právě jednu polovinu měsíčního povrchu. Ve skutečnosti však Měsíc okolo Země obíhá po mírně výstředné elipse a zároveň je dráha jeho oběhu vůči zemskému rovníku mírně skloněna. Tyto skutečnosti způsobují drobná zkreslení, která můžeme při pečlivém pozorování v průběhu času pozorovat jako mírné kolébání Měsíce, které nám v součtu poodhaluje dalších až 9 % jinak skrytého měsíčního povrchu. Kolébání Měsíce astronomové nazývají librace.

Nejvýznamnějším faktorem měsíčního kolébání je tzv. librace v délce. Ta je způsobena skuteční, že Měsíc okolo Země neobíhá po kružnici, ale po elipse. Maximální vzdálenost mezi Měsícem a Zemí je 405 503 km a minimální vzdálenost je pak 363 295 km. Podle 2. Keplerova zákona přitom v závislosti na vzdálenosti od centrálního tělesa dochází u obíhajícího tělesa ke změně rychlosti na dráze. Zjednodušeně lze říci, že pokud se těleso na eliptické oběžné dráze víc přiblíží k centrálnímu tělesu (centrální těleso je podle 1. Keplerova zákona v jednom z ohnisek eliptické oběžné dráhy), rychlost na dráze se zvýší. Pokud se těleso na eliptické dráze od centrálního tělesa naopak vzdaluje, jeho rychlost na dráze klesá.

V této souvislosti je třeba zmínit, že zatímco se rychlost oběhu Měsíce kolem Země se v závislosti na jeho poloze na dráze, resp. na vzdálenosti od Země v průběhu času mění, rychlost rotace Měsíce kolem své osy je konstantní.

Pokud se Měsíc například pohybuje v oblasti kolem přízemí, jeho rychlost na dráze je oproti jeho rychlosti rotace kolem své osy mírně vyšší. Zjednodušeně řečeno, těleso Měsíce se v prostoru posouvá rychleji, než se otáčí kolem své osy. V důsledku tohoto jevu pak ze Země pak můžeme pozorovat mírné vyklonění Měsíce směrem doleva, díky čemuž můžeme nahlédnout malý kousek za jeho pravý okraj. Naopak v situaci, kdy se Měsíc nachází v oblasti kolem odzemí, rychlost jeho rotace kolem osy je mírně vyšší, než rychlost oběhu kolem Země. V tomto případě naopak můžeme u Měsíce pozorovat mírné vyklonění doprava a naopak lze nahlédnout mírně za levý okraj.

Výše popsaná librace v délce se na měsíčním kolébání však projevuje jen z části. Dalším faktorem je totiž i tzv. librace v šířce. Osa rotace Měsíce, stejně jako osa rotace Země, v průběhu oběhu kolem centrálního tělesa stále míří stejným směrem (dlouhodobé změny sklonu nyní pro zjednodušení zanedbejme), ovšem obě osy nejsou vzájemně rovnoběžné. Existuje mezi nimi odchylka odpovídající přibližně 1,5°. Měsíc navíc okolo Země obíhá po dráze, která je vůči ekliptice (tj. dráze oběhu Země kolem Slunce) skloněná o víc než 5°. Kombinace obou těchto odchylek vede ke skutečnosti, že při pozorování ze Země vídáme Měsíc v různých deklinacích (tj. úhlových výškách nad rovinou zemského rovníku). Je tedy zřejmé, že v průběhu času ze Země nahlížíme na Měsíc z různých úhlů, což v praxi znamená, že občas na Měsíc nahlížíme víc „seshora“ (díky čemuž vidíme dál za hranu severního okraje) a jindy víc „zespodu“ (díky čemuž vidíme dál za hranu severního okraje).

Krom výše uvedené librace v délce a v šířce astronomové obvykle uvádějí i libraci paralaktickou a fyzickou. Poslední dvě jmenované jsou však oproti prvním dvěma prakticky nevýznamné. Paralaktická librace vyplývá z relativně malé vzdálenosti měsíčního tělesa od Země, neboť ze dvou protilehlých míst na Zemi je možné kulový Měsíc vidět mírně plasticky, což v praxi znamená, že je tímto způsobem možné spatřit až 51 % měsíčního povrchu. Fyzická librace pak vychází z velice malých odchylek vznikajících v rychlosti rotace Měsíce.

Za běžných okolnosti, tedy např. při náhodném spatření Měsíce na obloze si jevu librace pochopitelně nelze všimnout. Při pečlivém pozorování však právě librace poskytuje velice zajímavou příležitost pro pozorování měsíčních objektů, které jsou pozorovatelné jen za jistých okolností. Mezi amatérskými astronomy patří hledání okrajových objektů na Měsíci mezi velice oblíbené pozorovatelské aktivity.

Článek byl napsán pro Jihlavské listy. Text na webu jiast.cz vychází s laskavým souhlasem redakce.


Webové stránky vytvořil DUOWEB.cz