Zbornik radova

УВОД Месец је небеско тело које је најблпже Земљи и одувек је био предмет људске пнтриге и проучавања. Још у XVII веку Галилео је вршло телескопска посматрања и тако сазнавао информације о његовој површтош. Нова ера васионских летова донела нам је нова сазнања о њему поготову после спуштања људске посаде на његову површнну. Тако Месец н даље остаје јединстевен као једино тло ван земаљског на које се спустила човечлја нога. У складу са тим људи су се далп на што прецпзннје одређивање параметара којн га карктершпу, пре свега параметара његове путање.

Као већина тела у Сунчевом снстему, Месечева путања око Земље је елипса по првом Кеплеровом закону. У једном фокусу елипсе налазн се Земља (на слици 2 Fl). Такође Сунчево гравнтацпоно поље повећава екцентричност када је велнка полуоса поравната са вектором СунцеЗемља, или друпш речима када је Месец пун или млад. Комбинацнјом ефеката орбпталне екцентрпчностн и Сунчеве гравитације уочавамо разлику у привидној магнптуди и величинн Месеца у апогеју и перигеју. У перпод обнласка Месец око Земље који износи 28 дана уочавамо најмању и највећу удаљеност Месец од Земље, односно када се налазн у апогеју (М2) и пернгеју (Ml). Средња удаљеност Земље од Месеца је 354 000 km а у перитеју је ближи за 42 200 km него у апогеју. Како је посматрани објекат већн уколнко нам }е ближи, односно мањи уколико је дал>и закључујемо да је привлдна велнчина Месеца највећа у перигеју, а најмања у апогеју. Та чињеница ће битп нскоришћена за израчунавање екцентрнчности Месечеве путање. Екцентрицнтет је број који нам показује колико путања одступа од праве кружнице. Математичкп она представља однос половнне растојања између две жиже ( с) и велике полуосе (a): е=С / п-

Слика 1 - Месец у разлнчитим фазама

Слика 2. - Елементи Месечеве орбите око Земље

Зборник радова

34

Број 15