Jordens måne

I solsystemsperspektiv är jordens måne i sig själv inte så speciell, men i förhållande till jorden är den ovanligt stor. Radien är ungefär en fjärdedel av jordens, och massan drygt 1 procent. Om detta låter lite kan man t.ex. jämföra med Jupiters stora månar, där massorna alla är väl under 0,01 procent av Jupiters. Inte ens Saturnus stora måne Titan (med tjock atmosfär och kolvätesjöar) väger mer än 0,02 procent av sin moderplanet. Den gängse idén är att jorden i sin barndom kolliderade med en Marsstor kropp så att en stor mängd materia samlades i en ring runt jorden där så småningom månen bildades, men många detaljer är oklara.

I vart fall var månaden i början betydligt kortare, dvs även månens avstånd från jorden. Sedan har månens rotation bromsats samtidigt som avståndet ökat, och sedan länge är rotationen synkroniserad med banrörelsen(”bunden rotation”) så att månen alltid vänder samma sida mot jorden. Även jordens rotation har bromsats av tidvattnet, och detta sker ännu, om än långsamt. Fysikens lagar kräver att en förlängning av dygnet åtföljs av en förlängning av månaden, dvs ett större medelavstånd från jorden till månen. Med speglar på månen (ditförda av astronauter) kan man med laser mäta månens avstånd, och det ökar systematiskt med ca 4 cm per år. Detta motsvarar en ökning av dygnets längd med omkring 2 tusendels sekunder på 100 år. (Eftersom denna minimala ökning läggs på dygn för dygn kan man visa att man efter tusen år är en hel timme framåt i tid, och efter 5000 år ett helt dygn!)

Månens bana runt jorden är något elliptisk, med ett närmsta avstånd från jorden (perigeum) omkring 363000 km och ett längsta (apogeum) omkring 405000 km. Banan lutar omkring 5 grader mot ekliptikaplanet, vilket gör sol- och månförmörkelser relativt sällsynta. Så långt verkar det enkelt, men tar man solen med i beräkningen får man det klassiskt svårbehandlade trekroppsproblemet. Newtons gravitationslag ger Keplers enkla elliptiska banrörelse så länge bara två kroppar är inblandade, men med tre finns inga allmänna lösningsmetoder. För månen går det att göra vettiga approximationer, men i det allmänna fallet kan man inte ens med perfekta ingångsdata förutsäga vad som händer på lång sikt.

När det gäller månen visar det sig praktiskt att utgå från en ellipsbana, men att acceptera att ellipsen snabbt vrider sig i rymden. Banans perigeum förskjuts framåt hela tiden, så att banan på 8,85 år har vridit sig ett helt varv. Samtidigt förskjuts skärningspunkten mellan banplanet och ekliptikaplanet (noden) bakåt, ett varv på 18,6 år. Dessa två storskaliga vridningar beskriver rörelsen i stort, men ju mer precision man behöver desto fler effekter måste man ta hänsyn till. Det ”enklaste” är att bara låta en dator numeriskt räkna fram rörelsen. Det finns också explicita formler för månens rörelse, men de är oerhört komplicerade, med tiotusentals trigonometriska termer, och kräver också de datorhjälp både att härleda och att tillämpa.

Numera har vi full koll både på månens rörelse och på ytans utseende, och som amatörastronom kan man inte upptäcka något oväntat. Däremot är det slående hur olika ett visst område på månen ter sig vid olika belysning. Man kan hålla på år efter år att observera och ser ständigt nya vyer. Se vidare sidan om måndetaljer.