Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Kuu ...
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
Kuu
154
vaankappale J), jonka kirkas öinen valo.
muodonmuutos ja nopea liikunta muihin
taivaankappaleisiin nähden on aikaansaanut, että sitä jo
varhaisista ajoista on mielenkiinnolla havaittu, jopa
jumalallisena olentona kunnioitettukin. K., joka
kiertäen maan ympäri seuraa sen kulkua radassa
auringon ympäri, 011 eri asemissa eri tavoin
valaistu. sen valo kuu on heijastunutta
auringonvaloa; täten syntyvät k:n vaihtelut 1. n. s. k:n
faasit, jotka selviävät allaolevasta kuvasta.
Ollessaan paikassa A’, se on maasta näkymätön,
silloin on uusi kuu (©); paikasta K„ näkyy
oikea k:n puolisko valaistuna, k. on silloin
ensimäisessä neljänneksessä (§);
täysi kuu ((g)) näkyy, kun k. on paikassa K,,
viimeinen neljännes ((ff) sattuu, kun k.
puoleksi valaistuna vasemmalta puolen on
paikassa Kt. Koska k. ja maa molemmat pyörivät
kuvaan piirretyn nuolen suuntaan, ilmestyy k.
K,
Kuva 1.
uuden k:n jälkeen hienona oikealle kaareutuvana
sirppinä iltataivaalle, ja katoaa samaten
vähitellen aamutaivaalla ennen uutta k:ta, sirppi
toisaalle kääntyneenä. Näissä asemissa voidaan
myöskin nähdä toisen osan k:n pintaa loistavan
himmeällä valolla, mikä johtuu maan pinnasta
heijastuneesta auringonvalosta. K:n nousu ja
lasku myöhästyy vuorokaudessa 11. 5/« tuntia,
sen asema taivaalla kun muuttuu keskimäärin
13° 10’ 35" päivässä; sen kiertoaika maan
ympäri on 27 p. 7 t. 43 min. (vrt. Kuukausi).
K:n vaiheiden jakso on sitävastoin pitempi, koska
maan liikkeen johdosta auringon ympäri vielä
kestää lisäksi pari päivää, ennenkuin se tulee
uudesta k:sta uuteen k:hun. Tämä jakso on 29
p. 12 t. 44 min. K:n etäisyys maasta voidaan
laskea seuraavalla tavalla: jos kahdesta
paikasta II ja P samalla meridiaanilla maan pinnalla
mitataan yhtaikaa k:n korkeudet h ja p, niin
ovat kolmioissa MIIK ja P3IK kulmat MHK,
PM H ja KPM tunnetut, sekä sivut MH = PM =
maapallon säde. Näistä kolmioista voidaan sitten
trigonometrisesti laskea k:n etäisyys, s. o. väli MK.
Tämä väli on vähän päälle 60 maapallon sädettä
= 3S4.420 km. Koska k:n elliptisen radan
eksent-risiteetti (epäkeskisyys) on 0,054908 ja k: n
liikkeeseen vielä vaikuttavat auringon vetovoima y. m.
häiriöt (m. m. vaikuttaa näihin myöskin se
seikka, että k:n radan taso ja ekliptika muodos-
Kuva 2.
tavat keskenänsä kulman, joka on keskimäärin
5° 8’ 48"), voi etäisyys maasta kuitenkin
vaihdella 363,310 km:stä* aina 405,530 km:iin. K:n
liikkeessä huomattavat kolme suurta lyhytjak
soista häiriötä, evektsioni, variatsioni
ja vuotuinen yhtälö (ks. n.), johtuvat
kaikki yllämainituista seikoista. K:n radan
ominaisuuksista johtuvat vielä monet muut
pitkäjaksoiset häiriöt; mainittakoon näistä k:n radan
solmuviivan retrogradinen liike, joka 18 v:ssa
219 p:ssä tekee koko kierroksen, ja vielä
apsidi-viivan liikunta, joka kuukaudessa kulkee 3°
eteenpäin (s. o. perigeumi kiertää maan ympäri
8 v:ssa 311 p:ssä). Häiriöt maan liikkeessä,
muitten planeettien vaikutukset y. m. ovat
myöskin huomattavissa k:n radassa. Erityistä
huomiota on herättänyt k:n liikkeessä havaittu
ak-seleratsioni (kiihtyväisyys), joka uusimpien
tutkimusten mukaan tekee 6" vuosisadassa. Tämä
n. s. k:n sekulaarinen akseleratsioni on selitetty
siten, että maan kiertoaika (vuorokausi)
luode-ja vuoksi-ilmiön vaikutuksesta hidastuu niin että
vuosisata lyhentyisi 10 sek:illa. Oletetaan
myöskin, G. H. Darwinin mukaan, että maan
aiheuttama luode ja vuoksi ennen nopeasti pyörivään
k:huu, joka tämän mukaan olisi ollut paljoa
li-kempänä maata kuin nyt, on vähitellen
hidastuttanut k:n kiertonopeutta ja lopuksi aikaansaanut,
että k:n kiertoaika akselinsa ympäri on sama
kuin sen kiertoaika maankin ympäri. Tästä
kiertoaikojen lopputilasta seuraa, että k. aina
kääntää saman puolen maata kohti, niin että k:n
toinen puoli 011 meille aivan tuntematon. Koska
kuitenkin k:n rata ei ole ympyrä, vaan ellipsi,
ja radan taso ei käv yhteen ekliptikan kanssa,
ja koska lopuksi sen rotatsioniakseli ei ole
kohtisuorassa ekliptikaa vasten, vaan poikkeaa n. 1 ’/.,0
kohtisuorasta (akselin kaltevuus rataa vasten on
n. 93 V20)’ niin voisi maapallon keskipisteestäkin
havaita kaikkiaan lähes "/10 k:n pinnasta. Maan
pinnalla olevasta paikasta oa silloin tällöin
näkyvä raja-alue vielä hieman laajempi. Tätä
ilmiötä sanotaan k:n libratsioniksi; sen
keksivät jo Galilei, Hevel ja Ric-cioli.
Mittaukset ja laskut ovat näyttäneet, että k. on n. s.
kolmeakselinen ellipsoidi; pisin akseli on
kääntyneenä maata kohti, keskimäinen on k:n
ekvaattorin tasossa ja lyhin on k:n rotatsioniakseli.
Nämä kolme akselia suhtautuvat toisiinsa kuten
luvut I.ooo3:l:0.99s7, akselien erotus on
ainoastaan n. 1 ä 2 km; kuitenkin on maan vetovoiman
vaikutus tähän ei pallonmuotoiseen kappaleeseen
tarkkojen mittauksien mukaan havaittavissa n.
s. fyysillisenä libratsionina. Kun
k:n etäisyys 011 laskettu, voidaan myöskin
määrätä sen suuruus. K:n näennäinen halkaisija on
keskimäärin 31’ 5.s" 1. 3,480 km = 0.s7 maan
halkaisijasta. Sen pinta-ala on 0,0758 maan pinnasta, ja
tilavuus 0,osos maan tilavuudesta. Koska massa
taasen on ainoastaan 0,01-4 maan massasta, niin
on tiheys 0,«s maan tiheydestä eli 3.4, jos veden
tiheys 011 1. K:n pinnan muodostuksista on
kiikarin keksimisen jälkeen saatu yhä tarkempia
tietoja. Ensimäisen kartan k:n pinnasta laati
Hevel 1600-luvulla, myöhemmistä mittauksista
mainittakoon Schröterin 1700-luvun
loppupuolelta sekä Beerin ja Mädlerin ynnä Lolirmannin
1800-luvulla. Vielä täydellisempiä ovat
myöhemmät Neisonin ja Schmidtin karttateokset, sekä
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
