달의 궤도

달의 궤도

지구와 관련된 달의 궤도 다이어그램.각도와 상대적 크기는 척도를 기준으로 하지만 거리는 그렇지 않다.

속성 가치 반주축[1] 384,748km(239,071mi)[2] 평균 거리[3] 38만5000km(23만9000mi)[4] 역사인 시차[7] 384,400km(238,900mi) 페리기 (즉, 지구에서 최소 거리) 363,420.9km (1967,700.0mi), 평균. (196400–3400km) 아포지 (즉, 지구로부터의 최대 거리) 405,400km(251,900mi), 평균. (404000–406700km) 평균편심률 0.0549006 (0.026–0.077)[5] 평균 부차성 6.687°[8] 평균 기울기 공전하여 황색에 이르는 5.15° (4.99–5.30)[5] 달 적도부터 황도의 1.543° 기간 지구 궤도를 돌다(측면) 27.322일 지구 주위를 공전하다(시노다어) 29.106일 노드의 사전 처리 18.5996년 압사이드 선 경과 8.154년

달은 지구 궤도를 프로그램 방향으로 돌면서 춘분일 대비 1회전, 별은 약 27.32일(열대월·반진월), 태양 대비 1회 회전은 약 29.53일(동시월)에 완성한다.지구와 달은 지구 중심에서 약 4,670km(2,900mi) 떨어져 있는 2중점 주위를 공전하며 지구-달 시스템이라고 불리는 위성 시스템을 형성한다.평균적으로 달까지의 거리는 지구 중심에서 약 38만5000km(23만9000mi)로 지구 반지름 약 60개 또는 1.282광초에 해당한다.

평균 궤도 속도가 1.022km/s(0.635마일/s)인 달은 매시간 지름이 대략적인 거리 또는 천구의 약 반도를 가리킨다.^[9]달은 1차 적도면(이 경우 지구의 적도면)이 아니라 궤도가 황색면에 가깝다는 점에서 대부분의 다른 행성의 위성들과 다르다.달의 궤도 평면은 황색 평면에 대해 5.1° 기울어져 있는 반면, 달의 적도 평면은 1.5° 기울어져 있다.

특성.

이 절에서 설명한 궤도의 속성은 근사값이다.지구 주위를 도는 달의 궤도는 태양과 행성의 중력 흡인력으로 인해 많은 변이(고동)를 가지고 있는데, 그 연구(유나론)는 오랜 역사를 가지고 있다.^[10]

타원형

달의 궤도는 지구에 대해 거의 원형 타원형이다(반조르와 반조르 도끼는 각각 384,400km와 383,800km로 0.16% 차이만 난다).타원 방정식은 각각 36만2,600km와 40만5,400km(12% 차이)의 편심률과 근위 및 근위거리의 편심률을 산출한다.

더 가까운 물체가 더 크게 보이기 때문에, 달의 겉보기 크기는 지구 상의 관찰자를 향해 그리고 멀리 이동하면서 변한다.'슈퍼문'이라고 불리는 사건은 보름달이 지구와 가장 가까운 곳에 있을 때 발생한다(perigee).달의 가장 큰 겉보기 지름은 가장 작은 지름과 같은 12% 더 크다; 겉보기 영역은 25% 더 크고 지구로 반사되는 빛의 양이다.

달의 궤도 거리 변화는 케플러의 제2법칙에 명시된 바와 같이 접선 및 각도 속도의 변화와 일치한다.지구-달 2중전망에서 상상 관측자에 대한 평균 각도 이동은 동쪽에서 하루에 13.176°이다(J2000.0 epoch).

길쭉

달의 길쭉한 거리는 언제든지 태양 동쪽의 각진 거리다.신월에서는 0이고 달은 서로 연결되어 있다고 한다.보름달이 뜨면 연장이 180도인데 반대한다고 한다.두 경우 모두 달이 시지(syzygy), 즉 태양, 달, 지구는 거의 일직선상에 있다.연장이 90도 또는 270도일 때 달은 4각형이라고 한다.

전처리

궤도의 방향은 우주에 고정되지 않고 시간에 따라 회전한다.이 궤도 전과를 압시드 전치라고 하며, 궤도 평면 내에서 달의 궤도를 회전하는 것, 즉 타원의 축이 방향을 바꾸는 것이다.달 궤도의 주요 축인 가장 긴 직경, 가장 가까운 지점과 가장 먼 지점인 페리지와 아포기는 지구 년 8.85년에 한 번, 즉 3,232.6054일에 한 번 완전한 회전을 하는데, 이는 달 자체(직접 운동)와 같은 방향으로 천천히 회전하기 때문에 360°만큼 동쪽으로 전진한다는 뜻이다.달의 지엽적 전열은 궤도면의 결절 전열과 달 자체의 축적 전열과 구별된다.

기울기

달 궤도의 평균 경사는 5.145°이론적 고려사항들은 지구의 적도에 비해 상당히 일정한 기울기를 가진 초기 지구 근거리 궤도에서 조석 진화에 의해 황도면에 상대적인 현재의 기울기가 발생했다는 것을 보여준다.^[11]황도에 5°의 현재 경사를 생성하기 위해서는 적도에 약 10°의 초기 궤도의 기울기가 필요할 것이다.원래 적도 쪽으로 기울어진 경사가 0에 가까웠다고 생각되지만 지구로 떨어지면서 달 근처를 지나는 행성들의 영향을 통해 10°까지 증가할 수 있었다.^[12]만약 이런 일이 일어나지 않았다면, 달은 이제 훨씬 더 황토에 가깝게 누워 있을 것이고 일식은 훨씬 더 자주 일어날 것이다.^[13]

달의 회전축은 궤도면에 수직이 아니므로 달 적도는 궤도면에 있지 않고 6.688°의 일정한 값(이것은 부경이다)으로 기울어져 있다.1722년 자크 카시니에 의해 발견되었듯이 달의 회전축은 궤도면과 같은 속도로 진행되지만 위상에서 180° 벗어난다(카시니의 법칙 참조).따라서 달의 회전축이 별에 대해 고정되어 있지 않더라도 황도와 달의 적도 사이의 각도는 항상 1.543°이다.^[14]

노드

이 노드는 달의 궤도가 황색계를 가로지르는 지점이다.달은 드라코닉 달 또는 드라코니틱 달이라고 불리는 간격인 27.212일마다 같은 노드를 교차한다.두 개의 각각의 평면 사이의 교차점인 노드의 선은 역행 운동을 가지고 있다: 지구의 관찰자의 경우, 그것은 18.6년 또는 연간 19.3549°의 기간으로 황색계를 따라 서쪽으로 회전한다.천체 북쪽으로부터 볼 때, 그 노드는 지구 주위를 시계방향으로 움직이며, 지구 자체의 회전과 태양 주위를 도는 그것의 회전과는 반대다.Eclipse of the Moon 또는 Sun은 노드가 대략 173.3일마다 태양과 정렬할 때 발생할 수 있다.달 궤도의 기울기는 일식을 결정하기도 한다; 그림자는 태양, 지구, 달이 3차원으로 정렬할 때 보름달과 새 달이 일치할 때 교차한다.

사실상 달의 '열대성 해'가 347일에 불과하다는 뜻이다.이것은 드라코닉 해 또는 일식 해라고 불린다.달의 "계절"은 이 시기에 들어맞는다.이 드라코닉 연도의 약 절반 동안 태양은 달 적도 북쪽에 있고(그러나 최대 1.543°), 나머지 절반은 달 적도 남쪽에 있다.분명히 이러한 계절의 효과는 음력과 음력의 차이에 비해 미미하다.달의 극지방에서는, 지구의 15일 정도의 보통 달과 밤 대신에, 태양은 "내려갈" 것이기 때문에 173일 동안 "위로" 될 것이고, 극지의 일출과 일몰은 매년 18일이 걸린다.여기서 "위"는 태양의 중심이 수평선 위에 있다는 것을 의미한다.^[15]월극 일몰과 일몰은 일식(태양 또는 월식) 무렵에 발생한다.예를 들어 2016년 3월 9일 일식 때 달은 하행선에 가까웠고, 태양은 달의 적도가 황도를 가로지르는 하늘의 지점 근처에 있었다.태양이 그 지점에 도달하면 태양의 중심은 달 북극에 위치하여 달 남극에 떠오른다.

같은 해 9월 1일의 일식, 달은 오름차순에 가까웠고, 태양은 달의 적도가 황도를 가로지르는 하늘의 지점 근처에 있었다.태양이 그 지점에 도달하면 태양의 중심은 달 북극에서 뜨고 달 남극에서 진다.

적도와 달의 정지까지 기울기

매 18.6년마다 달의 궤도와 지구의 적도 사이의 각도는 최대 28°36˚, 지구의 적도 기울기(23°27˚), 달의 궤도 기울기(5°09˚)가 황색에 도달한다.이것을 달의 주요 정지라고 한다.이 무렵 문 열정은 -28도36도~+28도3도 다양할 것이다.6′. 반대로 9.3년 후, 달의 공전 궤도와 지구의 적도 사이의 각도는 최소 18°20′에 이른다.이것을 경미한 달의 정지라고 한다.마지막 달의 정지상태는 2015년 10월 경미한 정지상태였다.당시 내림절에는 등분(하늘의 점들이 우측 상승 0과 하강 0을 가지고 있다)이 일렬로 늘어서 있었다.이 노드는 매년 약 19°씩 서쪽으로 이동하고 있다.태양은 매년 약 20일 일찍 주어진 노드를 가로지른다.

달의 지구 적도에 대한 궤도의 기울기가 최소 18°20°일 때 달 원반의 중심은 남북 70°43' (90° - 18°20' – 57' 시차) 미만의 위도에서 매일 수평선 위로 올라간다.경사가 최대 28°36'일 때 달의 원반 중심은 남북 60°27' (90°~28°36' – 57' 시차) 미만의 위도에서만 매일 수평선 위로 올라간다.

위도가 높을수록 달이 뜨지 않는 기간이 매달 최소 하루 이상 있지만 달이 뜨지 않는 기간도 매달 최소 하루 이상 있다.이는 태양의 계절적 행동과 비슷하지만 365일이 아닌 기간이 27.2일이다.달의 지점은 대기 굴절 때문에 지평선으로부터 약 34분 아래에 있을 때 실제로 볼 수 있다.

지구의 적도에 대한 달의 궤도 기울기 때문에, 한 번에 6개월 동안 태양이 지평선 아래로 떨어져 있어도 달은 거의 매달 2주 동안 북극과 남극에서 지평선 위에 있다.극지방의 월출에서 월출까지의 기간은 열대 달로, 약 27.3일로, 사이드리얼 기간에 상당히 가깝다.태양이 지평선(동지) 아래 가장 멀리 있을 때 달이 가장 높은 곳에 있을 때 보름달이 뜰 것이다.달이 제미니에 있을 때는 북극의 지평선 위에 있을 것이고, 궁수자리에는 남극에 있을 것이다.

달의 빛은 태양이 지평선 아래에 몇^[16] 달 동안 있을 때 북극의 동물성 플랑크톤에 의해 사용되며, 기후가 더 따뜻할 때 북극과 남극 지역에 살았던 동물들에게 도움이 되었을 것이다.

축척 모형

• 

  지구-달 시스템의 축척 모델:크기와 거리는 규모와 같다.그것은 궤도의 평균 거리와 두 신체의 평균 반지름을 나타낸다.

관측치 및 측정 기록

기원전 1000년경, 바빌로니아인들은 달 관측에 대한 일관된 기록을 유지한 것으로 알려진 최초의 인류 문명이었다.현 이라크 영토에서 발견된 그 시기의 점토판에는 달맞이와 월초의 시대와 날짜, 달이 가까이 지나갔던 별, 보름달을 전후해 해와 달의 상승과 설정의 시차를 기록한 사방형 글씨가 새겨져 있다.바빌로니아 천문학은 달의 움직임의 세 가지 주요 시기를 발견하고 데이터 분석을 사용하여 미래로 잘 확장된 달력을 만들었다.^[10]실험 데이터에 기초하여 예측을 하기 위한 상세하고 체계적인 관찰의 사용은 인류 역사상 최초의 과학 연구로 분류될 수 있다.그러나 바빌로니아인들은 자신들의 데이터에 대한 기하학적 또는 물리적 해석이 전혀 부족했던 것 같고, 미래의 월식을 예측할 수 없었다(일식 시간 이전에 '경고'가 발령되었음에도 불구하고).

고대 그리스 천문학자들은 하늘에서 물체의 움직임에 대한 수학적 모델을 처음으로 도입하고 분석하였다.프톨레마이오스는 에피사이클과 이브레이션의 잘 정의된 기하학적 모델을 사용하여 달의 움직임을 묘사했다.^[10]

아이작 뉴턴 경은 완전한 운동 이론, 역학을 개발한 최초의 사람이었다.달운동의 관측은 그의 이론의 주요 시험이었다.^[10]

음력

이름	값(일)	정의
사이드리얼 월	27.321662	원거리 항성(태양 궤도당 13.36874634 통과)
시노다이크 월	29.530589	태양에 관하여 (달의 사진, 태양 궤도당 12.36874634 통과)
열대 달	27.321582	버날 포인트(약 26,000년 후 경과)에 관하여
이상월	27.554550	피취에 관하여 (3232.6054일의 경과 = 8.568578년)
드라코닉 월	27.212221	오름차순 노드 관련(6793.4765일 경과 = 18.5996년)

달 궤도에는 몇 개의 다른 시기가 있다.^[17]사이드리얼 달은 고정된 별과 관련하여 지구를 한 바퀴 도는 하나의 완전한 궤도를 만드는 데 걸리는 시간이다.약 27.32일이다.시뇨달은 달이 같은 시각적 단계에 도달하는 데 걸리는 시간이다.이것은 일년 내내 두드러지게 다르지만,^[18] 평균적으로 29.53일 정도 된다.지구-달 시스템이 각 측월 동안 태양을 중심으로 궤도를 이동하기 때문에 시뇨기 기간은 측실기보다 길다. 따라서 지구, 태양, 달의 유사한 정렬을 이루기 위해서는 더 긴 기간이 필요하다.비정상적인 달은 약 27.55일이다.지구와 달의 분리가 달의 조수 상승력을 결정한다.

드라코닉 월은 오름차순에서 오름차순까지의 시간이다.같은 황경도의 연속적인 두 번의 통과 사이의 시간을 열대 달이라고 부른다.후기는 부성월과는 약간 다르다.

달력 월(연 12일)의 평균 길이는 약 30.4일이다.달력은 역사적으로 볼 수 있는 달의 위상과 관련이 있지만, 이것은 음력 기간이 아니다.

조수 진화

달이 지구에서 행사하는 중력의 매력은 바다와 단단한 지구 양쪽의 조수의 원인이다; 태양은 조수의 영향이 더 작다.단단한 지구는 조수의 어떤 변화에도 빠르게 반응한다. 그 왜곡은 대략 달 아래나 지구 반대편에 있는 높은 지점이 있는 타원형의 형태를 취하고 있다.고체 지구 내 지진파의 빠른 속도가 만들어낸 결과다.

그러나 지진파의 속도는 무한하지 않으며, 지구 내부의 에너지 손실의 효과와 함께, 이것은 달이 가로지르기 때문에 최대 힘이 통과하는 것과 최대 지구 조수 사이에 약간의 지연을 초래한다.달이 궤도를 도는 것보다 지구가 더 빨리 회전할 때, 이 작은 각도는 중력 토크를 생성하여 지구 속도를 늦추고 궤도에서 달을 가속시킨다.

바다의 조수의 경우 달의 조수력보다 바다의^[19] 조수속도가 훨씬 느리다.그 결과 바다는 결코 조수력과 거의 평형상태에 있지 않다.대신, 이 강제력은 심해나 얕은 대륙붕에서 난기류를 통해 에너지를 잃을 때까지 해양 분지를 중심으로 전파되는 긴 바다의 파동을 발생시킨다.

바다의 반응은 둘 중 더 복잡하지만, 바다의 조류를 작은 타원형 용어로 나눌 수 있고, 이는 달에 영향을 미치며 아무런 효과도 없다.바다의 타원형 용어는 또한 지구를 느리게 하고 달을 가속시키지만, 바다가 조수에너지를 너무 많이 발산하기 때문에 현재의 바다의 조수는 고체 지구의 조수보다 더 큰 영향을 미친다.

타원체로 인해 발생하는 조력 토크 때문에, 지구의 각(또는 회전) 운동량의 일부는 쌍방향 질량 중심(barycentre)이라고 불리는 질량의 상호 중심 주위를 도는 지구-달 쌍의 회전으로 점차 전달되고 있다.자세한 설명은 조력 가속을 참조하십시오.

이 약간 더 큰 궤도 각도 운동량은 지구와 달의 거리를 연간 약 38 밀리미터로 증가시킨다.^[20]각운동량 보존은 지구의 축방향 회전이 점차 느려지고 있다는 것을 의미하며, 이로 인해 지구의 날은 매년 약 24마이크로초씩 길어진다(빙하 반발은 제외).두 수치는 대륙의 현재 구성에 대해서만 유효하다.6억 2천만 년 전의 조석 리듬을 보면, 수억 년 동안 달은 연평균 22 mm(0.87 in)씩 후퇴했고(2200 km 또는 1억 년 당 0.56% 또는 지구-달 거리) 낮이 평균 12 마이크로초씩 길어졌다.현재 값의 절반

현재의 높은 비율은 자연 해양 주파수와 조석 주파수 사이의 근접한 공명 때문일 수 있다.^[21]또 다른 설명은 과거에 지구가 훨씬 더 빨리 회전했고, 하루만 초기의 지구에서 9시간만 지속되었을 가능성이 있다는 것이다.그 결과 바다에서 발생한 해일은 그 때 훨씬 짧았을 것이고 긴 파장 조수가 짧은 파장의 조수를 흥분시키기는 더 어려웠을 것이다.^[22]

달은 지구에서 점점 더 높은 궤도로 후퇴하고 있으며, 계산 결과 이것이 약 500억 년 동안 지속될 것으로 보인다.^[23][24]그때쯤이면 지구와 달은 서로 회전-궤도 공진 또는 조석잠금(the dun-orbit conmination)에 빠져서 약 47일(현재 27일) 후에 달이 지구 궤도를 돌게 되고, 달과 지구 모두 동시에 축을 중심으로 회전하면서 항상 같은 면을 가지고 서로 마주보게 된다.이것은 달에게 이미 일어났고, 언제나 같은 면이 지구를 향하고 있으며, 지구에도 서서히 일어나고 있다.그러나 지구의 자전 속도가 다른 영향이 나타나기 한 달 전으로 자전 시간이 길어질 만큼 빠르게 진행되지 않고 있다. 지금부터 약 23억년 후, 태양의 방사선의 증가는 지구의 해양을 증발시켜 ^[25]조석 마찰과 가속의 대부분을 제거하게 될 것이다.

천칭

달은 동기식 회전을 하고 있는데, 이는 달이 항상 지구를 향해 같은 얼굴을 하고 있다는 것을 의미한다.이러한 동기식 자전은 달의 궤도가 확실한 편심성을 가지고 있기 때문에 평균적으로만 적용된다.그 결과 달의 각속도는 지구 궤도에 따라 달라지기 때문에 달의 회전속도가 일정하지 않은 달의 회전속도와 항상 같지 않다.달이 위험에 처했을 때, 달의 궤도 운동은 자전보다 빠르다.그 당시 달은 축을 중심으로 자전하는 면에서 궤도가 약간 앞섰고, 이것은 동쪽(오른쪽)의 경도를 8도까지 볼 수 있는 원근효과를 만들어낸다.반대로 달이 아포기에 이르면 궤도운동이 자전보다 느려져 서쪽(왼쪽) 먼 곳의 경도 8도가 드러난다.이것을 경도에서는 광학 천칭이라고 한다.

달의 자전축은 황경 평면에 비해 총 6.7° 기울어져 있다.이를 통해 남북 방향에서도 비슷한 원근법으로 통칭되는 위도 광학 천서(光學)를 통해 멀리 있는 극을 넘어 거의 7°의 위도를 볼 수 있게 된다.마지막으로, 달은 지구의 질량 중심에서 불과 60 반지름 밖에 떨어져 있지 않기 때문에, 밤 내내 달을 관찰하는 적도의 관찰자는 지구의 지름 하나만큼 횡방향으로 움직인다.이것은 1도 정도의 달 경도를 추가로 볼 수 있는 야행성 천장을 만든다.같은 이유로, 지구의 두 지리적 극지방의 관측자들은 위도에서 1도 정도의 추가적인 천장을 볼 수 있을 것이다.

지구상의 관찰자에 대한 원근법의 변화로 야기된 이러한 "광학문헌" 외에도 우주에서 달의 회전극의 방향에 대한 실제적인 견본인 "물리문헌"도 있지만, 이것들은 매우 작다.

태양 주위의 지구와 달의 길

북극 천체(즉, 폴라리스 항성의 대략적인 방향)에서 보았을 때 달은 지구의 반시계방향으로, 지구는 태양의 반시계방향으로 공전하고 달과 지구는 반시계방향으로 공전하며, 달과 지구는 그들 자신의 축을 반시계방향으로 회전한다.

오른쪽 규칙은 각도 속도의 방향을 나타내기 위해 사용할 수 있다.오른손의 엄지가 북쪽 천극을 가리키면, 그 손가락은 달이 지구 궤도를 돌고, 지구는 태양 궤도를 돌고, 달과 지구가 자신의 축으로 회전하는 방향으로 구부러진다.

태양계의 표현에서는 태양의 관점에서 지구의 궤적을 그리고 지구의 관점에서 달의 궤적을 그리는 것이 일반적이다.이것은 달이 태양의 관점에서 볼 때 때때로 거꾸로 갈 수 있는 방식으로 지구를 공전한다는 인상을 줄 수 있다.그러나 지구 주위의 달의 궤도 속도(1km/s)가 태양에 대한 지구의 궤도 속도(30km/s)에 비해 작기 때문에 이런 일은 결코 일어나지 않는다.달의 태양 궤도에는 뒤쪽의 루프가 없다.

지구-달 시스템을 이항성으로 간주할 때, 그 무게중심은 지구 중심에서 지구 반경의 약 4,671 km(2,902 mi)^[27] 또는 73.3%인 지구 내에 있다.이 무게중심은 지구가 주간 회전을 마칠 때 지구의 중심과 달의 중심 사이의 선에 남아 있다.태양 궤도에 있는 지구-달 시스템의 경로는 태양 주위를 둘러싼 이 상호 무게중심의 이동으로 정의된다.결과적으로, 달은 공통 무게중심을 중심으로 궤도를 돌면서 각 동의 달 동안 지구의 중심은 태양 궤도 경로 안과 밖에서 움직인다.^[28]

달에 대한 태양의 중력 효과는 달에 대한 지구의 두 배 이상이다. 따라서 달의 궤적은 항상 볼록하고^[28][29](지구-달 태양 궤도를 벗어난 먼 거리에서 태양-지구-달 전체 시스템을 볼 때), 오목하거나 루프된 곳이 없다(동일한 관점에서).^[26][28][30]즉, 달의 태양 궤도에 둘러싸인 지역은 볼록 세트다.

참고 항목

참조

외부 링크

• 달, 지구의 달 굿 다이어그램 보기 아칸소 주의 U.S.에서 제공하는 궤도 및 축 기울기