| 词条 | 月球物理天平动 |
| 释义 | § 月球物理天平动 1693年，天文学家G.D.卡西尼根据长期的观测归纳出了三条描述月球自转的经验定则──卡西尼定则:①月球以等角速度绕固定轴由西向东自转,自转周期为一个恒星月；②月球自转轴与黄道的交角不变；③月球赤道面与黄道面的交线同月球轨道面与黄道面的交线重合，月球赤道面和月球轨道面分别位于黄道面两侧。 如果月球是一个均匀圆球，则可以从力学上证明这三条定则是正确的。但月球并不是一个均匀圆球，它的实际自转状态要复杂得多，而卡西尼定则只是一种近似的描述。早在十七世纪，牛顿在他的《自然哲学的数学原理》一书中就指出了应该存在月球物理天平动。但由于它实在太小──只有2'，从地面上看还不到1″，所以直到十九世纪才由贝塞耳指导他的学生用量日仪证实了它的存在。 通常用ρ、σ、τ三个量来表示月球物理天平动。ρ为纬度天平动，它表示月球自转轴与黄极交角的变化；σ 为交点天平动，它反映了月球自转的不均匀性；τ为经度天平动，它反映了月面沿经度方向的摆动。最早的月球物理天平动解析式是由海因根据汉森的月球运动理论在二十世纪初给出的。以后波兰天文学家科齐尔根据希尔－布朗的月球运动理论也给出了类似的解。由于当时计算条件的限制，他们不得不作一系列的线性化和近似处理，这大大地影响了结果的精度。为了适应目前月球激光测距和宇宙飞行的需要，美国利用电子计算机求出了比较精确的解析式。它们的首项是： ρ=-98奬5cosl+23奬9cos(l－2F)－11奬0cos(2F)＋… Iσ =-100奬7sinl+23奬8sin(l－2F)－10奬6sin(2F)＋… τ=91奬7sinl┡+20奬1cos(2l－2F)－16奬9sinl＋… 式中l、l' 分别为月球和太阳的平近点角 (见开普勒方程);F为月球平黄经L与月球轨道升交点黄经Ω之差;I为月球自转轴与黄极的交角,约等于5,521″。上式说明:月球自转轴的指向及其自转不均匀性有一个振幅约为100″的摆动，周期为一个月；而在经度方向上则有一个振幅约为90″的摆动，周期为一年。 § 配图 § 相关连接 |
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