We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Is daar gepubliseerde tabelle vir maanhelling?
Ek stel belang, want ek glo dit bepaal die mate van "dagelike ongelykheid" van getye. Daar is baie publiseer getye-tabelle en 'n NOAA-webwerf toon getye grafies aan. Kan die neiging (miskien) afgelei word vanaf die maan se opkoms en vasgestelde tye?
Dit word getabelleer en op verskillende plekke aanlyn beskikbaar. Een daarvan is die Nautical Almanac by thenauticalalmanc.com. Dit het die posisie van die maan vir elke uur hierdie jaar en 'n aantal afgelope jare. Dit wys die posisie as 'n GHA, vir die Greenwich-uurhoek, wat die westelike lengtegraad is van die plek op die aarde waar die maan direk bokant is. Dit het ook die deklinasie, wat u blykbaar die breedtegraad van die posisie is. Nog iets wat u nuttig kan vind, is die kolom HP (horisontale parallaks) wat gebruik kan word om die afstand tot die maan te bepaal.
Geringe maan stilstand en Hunter & # 8217s Moon
Die volmaan onmiddellik na die volle Oesmaan geniet die benaming van Hunter & # 8217s Moon. In 2016 is die Noordelike Halfrond & # 39; s Hunter & # 8217; s Moon ook 'n supermaan. Dus, vir ons almal regoor die wêreld, sal die komende volmaan & # 8211 wat in die nagte van 15 Oktober en 16 Oktober sal kom, in u lug 'n bietjie helderder lyk as gewoonlik. Intussen het die klassieke Harvest Moon en Hunter & # 8217s Moon karakteristieke & # 8211 stygende tye naby sononder vir 'n paar nagte in 'n ry & # 8211 sal nie in 2016 soos uitgespreek wees nie, as gevolg van 'n geringe maan stilstand.
Vir die Suidelike Halfrond. U Hunter & # 8217s Moon sal op 12 Maart 2017 kom. As u in die Suidelike Halfrond is, is alles in hierdie artikel oor Hunter & # 8217s Moons ook op u van toepassing & volgende volgende Maart.
Dus sien ons almal 'n volle supermaan in die nagte van 15 en 16 Oktober, van alle dele van die wêreld. En soos alle volle mane, sal hierdie een teen sononder opstaan. Maar, soos baie dinge in die sterrekunde, volg die maan en sy voorkoms in ons lug 'n siklus. 'N Kenmerk van die siklus van geringe maanstalletjies is dat dit die oes- en jagter- en jagter-maan-effek verminder om naby die sononder te styg vir 'n paar aande in 'n ry. Dit raak hierdie twee herfsmane in 2016. Soos gesien uit albei aardse hemisfere, beïnvloed dit die herfsmane nog vir 'n paar jaar.
Hier is die rede waarom dit gebeur. Anders as die aarde en die maan, wentel baie mane in ons sonnestelsel bo die ewenaar van hul ouerplanete. As ons maan eweneens bo die aarde se ewenaar wentel & # 8211, dan sal die maan altyd ooswaarts opstaan en elke dag reg weswaarts sak.
Ons maan wentel egter byna op dieselfde vlak as die aarde om die son (ook bekend as die ekliptika-vlak).
Dus is ons maan se baan heel geneig tot die vlak van die aarde se ewenaar. Dit is hierdie geneigdheid wat geringe maanposisies skep en die afnemende effek vir Harvest and Hunter & # 8217s Moons.
Die baan van die maan en sy baan is geneig om 5 o tot die ekliptika (die planeet van die aarde en sy baan). In 'n jaar wat die maan en die baan die ekliptika sny by die eweningpunt van Maart, van noord na suid, het ons 'n geringe maan-stilstandjaar. Daardeur is die maan-stilstandpunte 5 o nader aan die ewenaar as die sonstilstandpunte (23,5 o & # 8211 5 o = 18,5 o deklinasie).
Die neiging van die maan se wentelbaan is die rede waarom ons maan elke dag opkom en ondergaan, spandeer ongeveer twee weke om te styg en te sak suid van reg oos en wes, en dan twee weke styg en sak noord van reg oos en wes. Miskien het u dit opgemerk.
Laat ons nou praat oor siklusse. Die hellingsbaan van die maan se baan na die vlak van die aarde se ewenaar verander oor 'n siklus van 18,6 jaar. Byvoorbeeld, in die jare 2006 en 2025 swaai die maan in sy maandelikse reise van ongeveer 28,5 o suid tot 28,5 o noord van die aarde se ewenaar. Hierdie uiterste neiging word a genoem groot maan stilstand. In jare wanneer 'n groot maanstilstand plaasvind, is dit beklemtoon die effek van die Harvest and Hunter & # 8217s Moon. Ons het dus om na uit te sien in 2025.
In 2016 is die teendeel waar. Dit & # 8217s a geringe maan stilstand jaar, wanneer die maan & # 8217s maandelikse reise neem die maan net van ongeveer 18,5 o suid tot 18,5 o noord van die aarde se ewenaar.
Hierdie geringe maanstilstand tree op verminder die effek van die Hunter & # 8217s Moon.
Laat ons dit stel in terme van die werklike stygingstye, vir die maan. Gemiddeld kom die maan elke dag ongeveer 50 minute op. Jou gemiddelde volmaan styg dus by sonsondergang, en die volgende nag kom die maan 50 minute op na sonsondergang.
Dit is nie die geval rondom die volle oes- en jagtersmane nie. Rondom die volle mane is daar geen lang vertraging tussen maanopkoms een nag en maanopkoms die volgende nag nie. Dit wil amper voorkom asof ons etlike nagte agtereenvolgens 'n volmaan-aand het. Dit gebeur omdat die maan opkom elke dag verder noord langs die oostelike horison vir dae aaneen, na die Noordelike Halfrond & se volle oes- en jagtersmane. Die presiese tyd van maanopkoms hang af van u breedtegraad, maar gedurende 'n gemiddelde jaar op 'n middelbreedte kan u 'n maanopkoms kry 30 minute na sononder, die nag na die volle maan, in plaas van 50 minute.
Dit is die effek wat hierdie jaar nie so uitgespreek sal wees nie. Daar sal 'n langer as gewone tyd wees tussen opeenvolgende maanopkoms en # 8211 rondom die tyd van die volle Oes en Hunter se mane in 2016 & # 8211 as gevolg van die geringe maanstilstand.
In of naby a hoofvak stilstaande jaar & # 8211 op hoë noordelike of suidelike breedtegrade & # 8211 is dit selfs moontlik vir die maan om teen 'n vroeër tyd as op die vorige dag. Vir 'n uitstekende voorbeeld, sien die onderstaande grafiek vir Anchorage, Alaska, en let op die maanopkomstye in Oktober 2025.
Let ook op die maanopkomstye vir Oktober 2016 in Anchorage, Alaska. Dit is duidelik dat hierdie jaar se minderjarige maanstilstand die impak van die Hunter en sy maan verminder.
Seattle, Washington (48 o noordelike breedtegraad)
2016 Full Hunter & # 8217s Moon: 2016 October 15 * 2025 Full Hunter & # 8217s Moon: 2025 6 Oktober
| Datum in 2016 | Maanopkoms | Sonsondergang | Datum in 2025 | Maanopkoms | Sonsondergang |
| 15 Oktober | 18:32. | 18:20. | 6 Oktober | 18:20. | 18:40. |
| 16 Oktober | 19:07. | 18:18. | 7 Oktober | 18:40. | 18:38. |
| 17 Oktober | 19:46. | 18:16. | 8 Oktober | 19:04. | 18:36. |
| 18 Oktober | 20:31. | 18:14. | 9 Oktober | 19:35. | 18:34. |
Anchorage, Alaska (61 o noordelike breedtegraad)
2016 Full Hunter & # 8217s Moon: 2016 October 15 * 2025 Full Hunter & # 8217s Moon: 2025 6 Oktober
Terloops & # 8230 oor die term Hunter & # 8217s Moon. Dit kan van Europese oorsprong wees, want Noord-Europa is baie nader aan die Noordpoolgebied as aan die trope. Voor die koms van kunsmatige beligting het mense nagaktiwiteite rondom die maan beplan, wetende dat die maan skemer-tot-dagbreeklig in die nag van die volmaan bied. Mense van die ou tyd het ook geweet dat die volle mane van die herfs vertrou kan word om maanlig skemer tot dagbreek toe te laat vir 'n paar dae agtereenvolgens op middelmatige breedtegrade, of selfs so lank as 'n week reguit op die noordelikste breedtegraad.
Hierdie bonanza van maanlig in die seisoen van kwynende daglig bly die nalatenskap van die Harvest and Hunter & # 8217s Moons.
En hoewel die bonanza in 2016 nie so wonderlik sal wees nie, sal dit steeds opmerklik wees. Geniet die komende Hunter & # 8217s Moon!
Halo rondom 'n amper volmaan & # 8211 naby die tyd van Hunter & # 8217s Moon in 2015 & # 8211 deur Jolynn Keutzer Bales in sentraal Indiana. Sien meer foto's van die Hunter & # 8217s Moon 2015.
Bottom line: In 2016 verminder die kanteling van die maan en die baan na die aarde se ewenaar die Hunter & # 8217s Moon-effek. Ons het 'n Hunter's maan, maar die belangrikste kenmerk daarvan is dat dit 'n paar aande agtereenvolgens teen sonsondergang opkom en dat dit nie so uitgespreek word nie.
Maanhelling - Sterrekunde
Die kruising van die leer van maanfases en sonsverduisterings
Deur Timothy Young en Mark Guy
INHOUDSGEBIED Aardwetenskap
GRAADVLAK 8
GROOT IDEE / EENHEID Die gebruik van 3D-modelle van die wentelbaan van die maan om die studie van maanfases en sons- / maansverduisterings effektief te integreer
WESENTLIKE BESTAANDE KENNIS Fases van die maan, sonsverduistering en maansverduistering
TYD BENODIG 4–5 klasperiodes
VEILIGHEID Sien individuele aktiwiteite vir veiligheidsaantekeninge.
E clips is een van die opwindendste gebeure om persoonlik te ervaar en om in die klaskamer te leer. Deur verskeie 3D-modelle te gebruik en twee konsepte van maanfases en verduisterings saam te voeg, sal studente beter verstaan waarom en wanneer ons verduisterings het. Middelbare skoolstudente sukkel dikwels om wetenskaplike en ruimtelike konsepte te verstaan (Kavanagh, Agan en Sneider 2005). Die waarde van 3D-modelle om middelkunsstudente se begrip van maanfases en verduisterings te bevorder, is aangetoon (Miranda, Kruse en Hermann 2016 Thornburgh en Tretter 2017 Young and Guy 2015). Tabel 1 identifiseer die sentrale konsepte wat in hierdie reeks aktiwiteite aangeleer is met behulp van 3D-modelle.
Instruksievloei
Ons bied ses aktiwiteite aan in 'n volgorde wat toenemend 'n beter begrip van die baan van die Maan sal opbou en hoe, deur middel van datagedrewe modelle, die voorkoms van maanfases en sons- / maansverduisterings verduidelik word. Aktiwiteit 1 behels die skep van 'n visuele 3D-model van die ekliptiese vlak. Aktiwiteit 2 laat die studente die fases en verduisterings uitwerk. Aktiwiteit 3 gebruik NASA-data om die aantal verduisterings in 'n jaar te verifieer. Aktiwiteit 4 behels die skep van twee datagedrewe 3D-modelle van die maanbaan. Aktiwiteit 5 stel 'n vaste baan vir die maan, die hula-hoepel, bekend. In Aktiwiteit 6 skep studente 'n 3D-papiermodel. 'N Verduideliking van die meetkunde van die stelsel word in die sybalk gegee (sien ook Figuur 1).
Die selfskaduwee is die donker oppervlak wat veroorsaak word deur die voorwerp wat 'n bron van lig blokkeer. Dit is 'n oppervlakskadu. Maanfases word veroorsaak deur die Maan se selfskadu.
Die gegote skaduwee is 'n verduisterde volume wat tot in die ruimte strek wat veroorsaak word deur die voorwerp wat 'n ligbron blokkeer. Son- en maansverduisterings word onderskeidelik veroorsaak deur die maan se skaduwee en die aarde se skaduwee.
Die baan van die maan kruis mekaar met die aarde se baanvlak (ekliptika) in 'n hoek van 5 °.
Die punte of lyn waar twee vlakke kruis. Verduisterings kan voordelig wees as die nodusse in lyn is met die son.
Hierdie twee terme kan uitruilbaar wees. In hierdie artikel spesifiseer ons egter die terme vir die volgende betekenisse: Helling is die helling of helling van 'n vlak, soos die helling van die Maan se wentelvlak. Die hellingshoek is eenvoudig die hoek tussen daardie vlak en 'n verwysingsvlak. Die verwysing vir hellings is 'n horisontale vlak. Kanteling is die hoek waarteen die sentrale rotasie-as van 'n voorwerp afwyk van 'n vertikale lyn wat strek vanaf 'n horisontale vlak, wat 'n verwysings loodregte lyn beteken. Voorbeeld: Die rotasie-as van die aarde word gekantel onder 'n hoek van 23,5 ° in die rigting van die ekliptiese vlak of 23,5 ° weg van 'n vertikale lyn wat strek vanaf die ekliptiese vlak. Die verwysing vir kantel is 'n vertikale lyn.
Twee kruisvlakke: ekliptiese vlak en maanbaanvlak. Maanbaanvlak is skuins skuins ten opsigte van die verwysingsvlak.
Aktiwiteit 1: Bekyk die aarde se ekliptiese vlak (15 minute)
Materiaal: deursigtige houer, mieliesiroop, verskillende kleiner balletjies wat in mieliesiroop dryf.
Veiligheid: Mieliesiroop is taai - sorg dat nat handdoeke beskikbaar is en aan die einde as u voorwerpe verwyder.
Gooi vir elke groep van vier tot ses studente twee koppies mieliestroop in 'n leë, helder plastiek / glashouer van vier koppies. Voeg een bal (1 duim deursnee) in die middel om die son voor te stel. Voeg nog 'n kleiner bal (1/4 duim in deursnee) by om die Aarde voor te stel en 'n nog kleiner bal (1/8 duim in deursnee) om die Maan voor te stel. Al drie balle moet in 'n gelyk posisie in verhouding tot mekaar rus. Die oppervlak van die mieliesiroop is 'n vlak wat die vlak van die aarde se baan om die son voorstel en die genoem word ekliptiese vlak. Die studente maak 'n benoemde diagram van die drie balletjies in die mieliesiroop vanuit 'n syaansig. Studente se begrip kan beoordeel word deur eweknieë of deur die onderwyser om hul tekeninge na te gaan om seker te maak dat hulle die ekliptiese lyn (oppervlak van mieliesiroop) het wat deur die middel van elkeen van die balle loop.
Meetkunde van wentelende voorwerpe
Die meetkunde van 'n wentelende voorwerp in die ruimte is 'n sirkel (of 'n ellips) maar beperk tot 'n vlak. Om die meetkunde van verskeie wentelende voorwerpe beter te verstaan, moet ons die oriëntasie van elk van die wentelvlakke ondersoek. Die baan van een voorwerp kan gemeet word deur 'n hoek relatief tot 'n ander vlak, genaamd die neiging. Die ander vlak word die genoem verwysingsvlak. Die hellingsmeting is 'n hoek. Figuur 1 toon die baan van die maan om die aarde, die verwysingsvlak is die baan van die aarde om die son, genaamd die ekliptiese vlak. Die wentelbaan van die maan is 5 o geneig in verhouding tot die ekliptiese vlak. Deur die geometrie van vliegtuie te gebruik, sal studente die maandelikse en jaarlikse vordering van die Maan rondom die Aarde en die Aarde rondom die Son verstaan. Terwyl die aarde om die son wentel, wys die oriëntasie van die vlak van die maanbaan ongeveer in dieselfde rigting in die ruimte (in die klaskamer kan u 'n muur of hoek kies om die baan in die gesig te staar). Let daarop dat hierdie 'gesig' die geval sal wees op alle posisies van die aarde rondom die son. Knope is punte waar die maan die ekliptiese vlak kruis. Dit gebeur twee keer per maand. Om 'n verduistering te kry, moet die maan op 'n knoop geplaas word en die son moet in lyn wees met die nodusse en die aarde.
Aktiwiteit 2: Maanfases met 3D Moonball-model (45 minute)
Materiaal: Een raketbal / piepschuimbal op 'n sosatiestokkie of potlood vir elke twee tot drie studente en 'n kamer wat geen vensters het nie, of een met skakerings wat heeltemal toe is, en sorg dat 'n selfskadu op die Moonball gesien kan word. Ons gebruik 'n enkele helder ligbron (onbeskadigde helder lamp) wat tot studente se ooghoogte verhoog word.
Om die Moonball te maak, het ons eenvoudig die sosatiestokkie in die raketbal / Styrofoam-bal gesit of 'n pryl of 'n ander puntige voorwerp gebruik om elke raketbal te steek (studente moet 'n veiligheidsbril dra wanneer hulle die Moonball voorberei). Steek die sosatiestokkie of potlood in die gaatjie en hou die stokkie met die bal bo-aan. Ons het dit gedoen vir die studente voor die klas. Ons stel 'n variasie op van 'n konvensionele maanfase kinestetiese aktiwiteit (Kavanagh, Agan en Sneider 2005 Schatz en Fraknoi 2017) met studente wat in 'n groot sirkel in die klaskamer rondom 'n enkele helder ligbron wat die son voorstel, gerangskik is. Toe het ons die gewone klaskamerliggies afgeskakel en die middellamp laat brand.
Die studente hou hul "Maan" op armlengte en draai linksom naby die ligbron (dit verteenwoordig die posisie van die Maan gedurende elke maanfase). Ons stel die konsepte van self en gooi skaduwee (gebruik Young en Guy 2008) en laat die studente die selfskaduwee, die donker deel, op hul Moonball beskou. Die studente noem dan die fase wat antikloksgewys van die son af gaan: nuwe, wasende halfmaan, eerste kwartaal, groeiende maagvormige, volle, kwynende maanvormige, derde kwartaal en kwynende halfmaan. Let op dat vanuit 'n 'ruimteaansig' die maan altyd half verlig en half in die skaduwee is. Terwyl die student egter die Moonball vashou, draai dit gelyk aan die grootte van die verligte kant en die selfskaduwee. Dus, vanuit die perspektief van 'n waarnemer in die middel van die baan ('Aardaansig'), kan 'n noukeurige volgorde van maanfases gesien word.
Rangskik 12 studente in 'n sirkel rondom die son wat 12 maande per jaar voorstel (Figuur 2 toon vier studente). Laat hulle almal draai sodat hulle 'n volle maanfase kan sien met hul rug na die son. Laat studente dan aftel hoeveel maansverduisterings gesien word. Al 12 studente moet sê dat hulle die maan in 'n gegote skaduwee sien, wat beteken dat 'n maansverduistering elke maand sou plaasvind.
Studente staan rondom die son (gloeilamp) met Moonballs in verskillende rigtings, wat lei tot studente se verskillende fases.
Vra die studente: 'Is daar 'n maansverduistering? elke maand? ” Sommige studente reageer miskien: "Nee, dit is nie moontlik nie."
Laat die studente dan draai en hul Moonball in lyn bring vir 'n sonsverduistering deur na die son te kyk. Vra nou, “Hoeveel sonsverduisterings sien ons? 12? Is dit waarskynlik? Kom ons kyk nou na die NASA-verduisteringsdata! '
Aktiwiteit 3: NASA-verduisteringsdata (45 minute)
Voorbereiding: druk een uitdeelstuk vir die verduisteringsberekening (Werkkaart 1) per student en NASA-son- en maansverduisteringstabelle (Werkkaarte 2 en 3) per groep uit (sien Aanvullende Aanvullende Materiaal vir werkkaarte wat u kan uitdruk). Raadpleeg Resources vir 'n skakel na die NASA-webwerf.
Vir verduisterings deel ons Werkkaarte 2, 3 en 4 uit en laat studente verduisterings tel, en besef dat die meeste verduisterings vier per jaar is, wat ooreenstem met die verduisteringspare by elke knoop (kruising van die twee vlakke, die hellingsbaan van Moon en die ekliptika). Ons vra dan die studente om die tydsinterval tussen verduisterings te vind om 'n idee te kry van die tydsduur tussen werklike verduisterings - 'n lys met datums is op die uitdeelstuk. Die gemiddelde tyd is ongeveer 172 dae en ongeveer 'n half jaar (10 dae korter as 6 maande).
Vir fases wil ons dan hê dat die studente moet bevestig dat maanfases ook ooreenstem met die voorkoms van verduisterings. Met behulp van 'n kalender met maanfases, identifiseer studente die aantal dae wanneer dieselfde fase plaasvind (dws nuwe maan tot nuwe maan, dit is 29,5 dae). Ons laat studente die wiskundevolgorde begin deur die maansiklus by 'n sonsverduistering te begin, sodat die nuwe maan en 'n verduistering op dieselfde begindag plaasvind. Die studente tel ses maansiklusse of ses nuwe mane uit (wiskunde: 6 × 29,5 = 177 dae).
Studente ontdek dat een nuwe maan na die volgende nuwe maan na 6 maande ooreenstem met die NASA-verduisteringsdata vir die tydperk tussen twee sonsverduisterings. Die volgende aktiwiteit maak dit moontlik om studente se verkenning van die baanmodelle van die Maan wat by die data pas, te verken. Hoe lyk die baan van die maan? Ter afsluiting van die ontleding van die NASA-data, stel ons die studente voor dat daar 'n ekstra beweging aan die baan van die maan moet wees om die verduistering van minder as ses maande te veroorsaak. Hierdie mosie sal in 'n toekomstige artikel verduidelik word. Vir nou maak ons die benadering dat verduisterings elke ses maande plaasvind.
Aktiwiteit 4: Data-gedrewe modelle — pypskoonmaker wentelbaan en swaaiende orbitale model (45 minute)
Materiaal: Pypskoonmaker-model: pypskoonmaker vir elke student. Swaaiende wentelbaanmodel: metaalmoer of groot wasser (½ duim in deursnee) en 18 duim stuk tou per groep van twee tot drie studente. Die een punt van die tou is aan 'n metaalmoer of -wasser vasgemaak en die ander punt is om die pols vasgebind. Draai die wasmasjien in 'n sirkelbeweging met 'n tou in die vingers om die baanbeweging te skep.
Veiligheid: Die swaaimoer / wasser het twee veiligheidskwessies. Studente moet tydens hierdie aktiwiteit 'n veiligheidsbril dra. Die baanvoorwerp kan ander voorwerpe in die klaskamer tref. Maak seker dat u 'n gebied beveilig sodat dinge en mense buite die pad is. Die tou moet veilig aan die moer / wasser vasgemaak word en die ander punt aan die pols om 'n projektiel te voorkom. Tydens die swaai-beweging kan studente nie die toutjie los voordat die beweging geëindig het nie.
Studente deel op in klein besprekingsgroepe om hul idees oor die beweging van die maan te bespreek op grond van die frekwensie van verduisterings uit die NASA-gegewens. Studente bied baie idees oor die baan van die maan aan, byvoorbeeld om op te skuif, op te skuif of om die maan af te laat sak. Dit laat 'n oop vraag na die werklike pad van die maan se baan.
Die onderwyser deel 'n pypskoonmaker aan elke student uit. Studente maak pypskoonmaker-modelle wat volgens hulle die baan van die maan uitbeeld (sien Figuur 3).
Groepe deel dan hul pypskoonmaker-modelle en enige ander aantekeninge / tekeninge. Die onderwyser sê dat alle modelle op hierdie stadium as geldig beskou word en dat die klas idees deel.
Pypskoonmaker wat deur studente gebruik word om modelle van die baan van die Maan te maak.
Studente ondersoek en ondersoek nou orbitale beweging met 'n metaalmoer of wasser wat aan die einde van 'n tou vasgemaak is. Laat die studentegroepe die gewig op die tou in die lug roteer om die baan van die Maan voor te stel. Om die gewig glad te draai, gryp studente die tou met hul vingers en swaai die wasser in 'n sirkelbeweging deur die tou vas te hou (sien Figuur 4). Swaai die moer / wasser vinnig genoeg sodat dit 'n sirkelvormige baan maak. Nou is die uitdaging om die swaaiende moer / wasser die studente se voorspelde wentelbaan wat met die pypskoonmaker-modelle gemaak is, op te spoor. Belangrike vraag: Watter baan kan elke maand volgehou word en kan verduisterings vermy, maar sal dit ten minste twee tot vier verduisterings hê?
Aksieskoot van 'n metaalmoer / -wasser wat wentel.
Hierdie wentelmoer / wasser op 'n tou wys die "planêre" beweging van die maan se wentelbaan om die aarde. Dit is belangrik om daarop te let dat die helling van die baanvlak deur elke student verander kan word deur weer 'n nuwe swaai-oriëntasie te begin en sodoende sy eie unieke planêre baan te bereik! Sodra 'n volgehoue baan bereik is, vind studente dit moeilik om die neiging vinnig te verander. Hierdie model versterk die idee dat die maan in 'n stabiele neiging kan bly. Die baan van die maan het 'n klein helling slegs 5o van die ekliptiese vlak af. Dit is klein, maar groot genoeg om die Aarde / Maan skaduwees te gee om die Maan / Aarde meestal te mis.
'N Sleutelidee om begrip en terminologie te onderskei: die voorwerp wat draai, gee 'n plan wat kan wees geneig. 'N Voorwerp, soos die Aarde, kan op 'n as draai gekantel na 'n verwysingsvlak.
Laat die studente die waargeneem teken planêr wentel van hierdie verkenning af en vergelyk dit met hul vroeëre tekeninge of pypskoonmakermodelle van die baan van die Maan. Studente het gewoonlik golwingspatrone in die pypskoonmaker-modelle en stem nie ooreen met die swaai- of moerbeweging van 'n sirkel nie. Die onderwyser lei 'n bespreking met die klas tot 'n model van die baan wat uit verskillende pypskoonmakermodelle gekies is.
Aktiwiteit 5: Verbeterde 3D Moonball-model met behulp van hula-hoepels (45 minute)
Materiaal: Moonballs en hula hoepels, een stel vir elke groep van drie tot vier studente. 'N Kaal gloeilamp in die middel van die kamer op studente se ooghoogte.
Veiligheid: Die kamer word deur een lig verlig, maar u moet sorg dra as u in die kamer rondbeweeg.
Ons gee 'n hoelahoep vir elke groep (drie tot vier studente) en het een student in die middel van elke hoepel wat die aarde verteenwoordig. Hierdie student sal hul Moonball langs die hoelahooprand skuif. Die ander twee studente hou toesig oor die hoelahoep (sien Figuur 5). Daar is dan groepe studente wat eweredig rondom die ligbron (Son) gespasieer is, ten minste vier groepe met twee wat verduisterings sal vertoon, 180 ° van mekaar af. Ons sê vir studente wat die hoela-hoepel vashou om dit onder 'n effens oordrewe hoek te skuif (wat die maan se helling van 5 ° voorstel). Ons sorg dat alle hula-hoepels in dieselfde hoek (bo en onder die hoof van elke student) skuins is en na dieselfde muur van die klas wys. Die kamer word verlig met 'n enkele gloeilamp wat die son voorstel.
Studente wat 'n ring gebruik om die baan van die maan om die aarde te beperk (die student se kop in die ring) en illustreer ongeveer die 5-grade hellingsbaan van die maan se baanvlak in verhouding tot die aarde-son-vlak. Die ekliptika word geïdentifiseer deur die student se kop in lyn met die gloeilamp. Die prentjie toon geen verduisterings nie, want die nodusse strook nie met die aarde en die son nie.
Ons laat die student in die middel van elke hoepel die Moonball, steeds op 'n sosatiestokkie, binne-in die hoepel skuif. Daarna het ons die studente gevra of daar verduisterings elke maand plaasvind en hulle daaraan herinner dat al drie voorwerpe in 'n ry moet staan vir 'n verduistering. Hulle het gewoonlik 'n ah-ha-oomblik en besef dat daar net twee plekke vir die ring is. Die twee posisies waarin verduisterings sal voorkom, is ses maande uitmekaar, of halfpad in die baan van die aarde. Op een van hierdie plekke het ons die studente om die Moonball op die twee punte op die ring te plaas wat Aarde – Maan – Son in lyn is. Die twee punte op die ring waarop die maan die ekliptiese vlak kruis, word genoem nodusse. Vervolgens bespreek ons die frekwensie van verduisterings met hierdie model en dat daar twee stelle knope is wat elke jaar gemiddeld vier verduisterings laat voorkom.
Ter hersiening kies die onderwyser een groep met sy Aarde, Maanbal en hula-hoepel en laat hulle begin by 'n posisie in die baan om die Son om 'n volle jaar op te tree. Laat die klas bevestig dat die volgende aspekte van die beweging korrek uitgevoer word: die antikloksgewys wentelbewegings van die Aarde rondom die Son, die antikloksgewys beweging van die Maan om die Aarde, die onveranderlike neiging van die baan van die Maan gedurende 'n hele jaar en rye van die Maan se maan fases dwarsdeur die jaar. Die studente moet 12 maande deurgaan om die voorkoms van beide fases en verduisterings deeglik te identifiseer.
Aktiwiteit 6: Die skep van 3D-werkkaarte (30 minute)
Materiaal / voorbereiding: Maanfases Werkkaart 4 (sien Aanlyn aanvullende materiaal) vir bespreking.
Ons laat die studente 'n selfskaduwee op die Maan teken as oorsaak van maanfases soos dit vanaf die aarde waargeneem word (gebruik Werkblad 4). Op dieselfde werkblad teken studente skaduwees vir verduisterings. Die vrae is ontwerp om beide fases en verduisterings te ondersoek, en terselfdertyd 'n paar vreemde aspekte van die stelsel in 2D bekend te stel. Kan u byvoorbeeld elke maand twee verduisterings kry? Of, word die volle maan altyd geblokkeer deur die gegote skaduwee van die aarde, soos die ingevulde diagram voorstel? Ons het die studente laat weet dat teenstrydighede duidelik kan wees as u sekere fases teken wanneer 'n verduistering moet plaasvind, en ons laat hulle nadink oor die slaggate in die 2D-model.
Ons vind dat die studente besef dat die baan van die maan uit die bladsy moet kom en vra of hulle oor die stippellyne kan sny en 'n 3D-baan kan maak (sien Figuur 6). Vir gedifferensieerde onderrig het ons toegelaat dat studente enige halwe sirkels van hul keuse sny. Maar hulle moet ook twee teenoorgestelde mane insluit wat nie gesny is nie, sodat ten minste twee mane in die ekliptiese vlak kan bly, wat beteken dat die 'gaping' in die stippellyne langs enige twee teenoorgestelde mane kan wees.
Studente-werkkaarte met maanfases met selfskaduwees en skaduwees. Die vlak van die papier is die ekliptiese vlak. Links: Snye in papier dui die hellende baan van die maan aan sonder dat daar verduisterings voorkom en gibbous en volmaan bo en halfmaan en nuwe maan onder die verduistering. Regs: Die maan se skuins baan met wasfases bo en kwynende fases onder die ekliptiese vlak. Beide sons- en maansverduisterings word gesien.
Video-assessering
Laat studente 'n video maak waarin hulle die integrasie van verduisterings, maanfases met behulp van modelle en diagramme verduidelik. Om 'n ekstra vlak van begrip te toon, bepaal studente "foute" in die verskillende modelle en verduidelik waarom dit nodig is en hoe dit reggestel kan word. Ons het 'n voorbeeldrubriek vir die video-assessering verskaf (Werkkaart 5 sien Aanvullende Aanvullende Materiaal).
Finale demonstrasie
As die grootste gevolgtrekking, om die hellende wentelvlak van die maan in die koringstroopmodel te demonstreer, stel ons 'n plastiekwasser voor wat vasgemaak is deur 'n stywe draad en 'n klein wit bol (vir die maan) wat op die plastiekwasser geplak is. Die gat in die plastiekwasser is op die aarde gesentreer en in verskillende rigtings in die koringstroopmodel geplaas. Bespreek en verduidelik die baanhelling van die Maan met die ekliptiese vlak (sien Figuur 7). Die onderwyser en studente hou die baan van die maan in verskillende rigtings, maar altyd geneig, om te visualiseer wanneer verduisterings en fases voorkom.
Afsluiting
Hierdie artikel beskryf die skepping van innoverende 3D-modelle van die maan se skuins wentelvlak rondom die aarde om die konseptuele begrip van studente te bevorder oor die oorsake van beide maanfases en verduisterings wat saam geleer word, nie afsonderlik nie. Al die modelle bied effektiewe visualiserings wat demonstreer hoe maanfases en verduisterings verskillende, maar inherent verwante siklusse volg, as gevolg van die maan se skuins wentelbeweging. •
Koringstroopmodel met maan se skuins baan. Maan word aan 'n skyf geheg en halfpad ondergedompel in die vlak van die koringstroop met die Aarde in die middel.
Die maan
In 1991 publiseer Michelle Chapront-Touz6 en Jean Chapront, twee sterrekundiges aan die Bureau des Longitudes, Parys, Frankryk, hul Lunar Tables and Programs vanaf 4000 v.C. tot 8000 n.C. (Willmann-Bell, red.).
Hierdie tabelle laat die berekening toe vir enige oomblik oor die jare -4000 tot +8000
- die geosentriese posisie van die maan (lengte-, breedtegraad-, afstand)
- die osculerende elemente van die maanbaan.
Die osculerende elemente is die van die 'oombliklike' baan van die maan, dit wil sê die elemente van die elliptiese baan van 'n fiktiewe maan waarvan die posisie en snelheid vir die gegewe oomblik dieselfde sal wees as dié van die regte maan.
Die beweging van die maan word hoofsaaklik versteur deur die aantrekkingskrag van die son, en die osculerende elemente van die baan is ingewikkelde funksies van die tyd. As voorbeelde gee ons in Figuur 1 .a tot en met ld die variasie van vier osculerende elemente van die Maan se baan vanaf 1996 1 Januarie tot 1999 1 Januarie.
Die eerste tekening toon die variasie van die oombliklike orbitale eksentrisiteit. Hierdie eksentrisiteit is 'n maksimum wanneer die hoofas van die maanbaan op die Son gerig is, soos in Januarie 1996, Julie 1996, Februarie 1997, ens., Wat met gemiddelde tussenposes van 205,9 da> plaasvind. Hierdie tydperk is ietwat langer as ses maande as gevolg van die lengte van die maan se perigee in die direkte sin (+0,111140 grade per dag). Dit blyk egter uit Figuur I.a dat daar groot sekondêre ossillasies is. Terwyl die gemiddelde waarde van die eksentrisiteit 0,055 is, kan die 4-oombliklike waarde daarvan wissel tussen die uiterste 0,026 en 0,077.
Ons tweede figuur toon die variasie van die helling van die oombliklike maanbaan op die ekliptika - die vlak van die aarde se baan om die son. Hierdie helling is 'n maksimum wanneer die lyn van die knope van die maanbaan, net soos in Maart en September 1997, op die Son gerig is. Dit vind plaas met gemiddelde tussenposes van 173,3 dae. Hierdie tydperk is ietwat korter as ses maande as gevolg van die retrograde beweging van die lengte van die maan se stygende knoop (-0.05295 graad per dag). Ook hier sien ons dat daar sekondêre ossillasies van kort periode is, en dat die effek daarvan groter is as die waarde van die helling die minste is.
Die retrograde beweging van die maanknope het 'n tydperk van 18,6 jaar, meer presies 6798,38 dae ten opsigte van die bewegende ewening, of 6793,48 dae ten opsigte van die sterre. Die beweging van die nodusse is egter nie gereeld nie. Die belangrikste ongelykheid het 'n tydperk van 173,3 dae, dieselfde as dié van die neiging. The variation of the longitude of the Moon's ascending node, referred to the mean equinox of the date, is illustrated in Figure 1 .c for the years 1996 to 1998.
The line of nodes is almost stationary when it is directed toward the Sun. This coincides with the maximum value of the orbital inclination, and it is near these epochs that solar and lunar eclipses take place.
Fig. 1.a: The instantaneous eccentricity of the lunar orbit, 1996 to 1998
Fig. 1.a: The instantaneous eccentricity of the lunar orbit, 1996 to 1998
Jan. I Jan. 1 Jan. 1 Jan. 1
Fig. I.b: The instantaneous inclination of the lunar orbit on the ecliptic,
Jan. 1 Jan. 1 Jan. 1 Jan. 1
Fig. I.c: The longitude of the ascending node of the lunar orbit,
Fig. 1.d: The longitude of the perigee of the lunar orbit,
Fig. 1.d: The longitude of the perigee of the lunar orbit,
1996 to 1998
While the line of nodes is retrograding, the major axis of the lunar orbit moves in the direct sense, that is, in the same direction as the revolution of the Moon around the Earth. One complete revolution of the lunar perigee takes 8.85 years more exactly, the period is 3231.50 days with respect to the moving equinox (tropical period), or 3232.61 days with respect to the stars (sidereal period).
The longitude of the perigee of the instantaneous lunar orbit undergoes important periodic inequalities, as is shown in Figure 1 .d. The difference in longitude between this perigee and that of the mean lunar orbit can be as large as 30 degrees.
It should be noted that the longitude of the perigee is measured in two different planes: it is equal to the longitude of the ascending node, measured along the ecliptic from the vernal equinox to this node, increased by the arc from the ascending node to the perigee measured in the orbital plane.
2. The extreme values of the distance of the Moon to the Earth
In astronomy textbooks we read that the mean distance a from the Earth to the Moon is 384400 kilometers, and that the eccentricity of the lunar orbit is e — 0.0549. From these values one can deduce that the minimum (perigee) and the maximum (apogee) distances between the centers of the two bodies are a (1 — e) = 363296 km and a (1 + e) = 405504 km, respectively.
However, these are not the smallest and largest possible distances between the Earth and the Moon. The Moon's motion is strongly perturbed by the attraction of the Sun, and in a lesser way by that of the planets and by the flattened shape of the Earth. Every 206 days — a little more than half a year — the major axis of the lunar orbit is directed toward the Sun. As we have seen in Chapter 1, near these epochs the eccentricity of the lunar orbit reaches a maximum, and the perigee distance of the Moon is much smaller than normal and the apogee distance is larger. When, however, the major axis of the lunar orbit is perpendicular to the direction of the Sun, the eccentricity reaches a minimum at these epochs, perigee and apogee distances are less extreme. See Figure 2.a.
Figure 2,b shows the variation of the Earth-Moon distance over a two-year period. This plot reveals the 206-day cycle of maxima and minima mentioned above. The remarkable fact is that the variation of the perigee distance is much larger than that of the apogee. Using the ELP 2000-82 and ELP 2000-85 lunar theories of Michelle Chapront-Touz6 and Jean Chapront, we calculated the perigee and apogee distances of the Moon for the years 1960 to 2040. During this 81-year period, the perigee distances of the Moon vary between 356445 km (on 2034 November 25) and 370354 km (on 1988 December 16), which gives a spread of 13909 kilometers.
On the other hand, during this same period the apogee distance varies from 404064 km (on 1976 July 19) to 406712 km (on 1984 March 2), a variation of only 2648 kilometers.
What are the smallest and the largest possible values for the distance between the centers of the Earth and the Moon? To answer this question, we made a calculation for the much longer period of A.D. 1500 to 2500. During these ten centuries, 49 perigee distances are less than 356500 km, while 33 apogees are larger than 406 700 km. During the same period, fourteen times the Moon approaches the Earth to less than 356425 kilometers, and the same number of times the distance grows to larger than 406710 km. These extreme cases are listed in Table 2.A.
It thus appears that, during the time interval of ten centuries considered, the extreme distances between the centers of Earth and Moon are
356371 kilometers on 2257 January 1 406720 kilometers on 2266 January 7
We further see from the table that the extreme perigees and apogees take place only during the winter in the northern hemisphere, the period of the year when the Earth is closest to the Sun. For instance, all 14 closest perigees mentioned in the table occur between December 6 and February 9. It is evident that the Earth's variable distance from the Sun somewhat affects the Earth-Moon distance.
Fig. 2. a: When the major axis of the Moon's orbit is aligned with the Earth-Sun line (A), the orbital eccentricity exceeds its mean value. About 103 days later, in B, the two lines are at right angle and the eccentricity reaches a minimum. A new maximum is reached again after another 103 days (C). Sizes and distances are not to scale!
Fig. 2. a: When the major axis of the Moon's orbit is aligned with the Earth-Sun line (A), the orbital eccentricity exceeds its mean value. About 103 days later, in B, the two lines are at right angle and the eccentricity reaches a minimum. A new maximum is reached again after another 103 days (C). Sizes and distances are not to scale!
But that's not yet all. In the table we recognize the well-known periodicity of 18 years + 11 days, the Saros! However, here this famous period has nothing to do with solar or lunar eclipses. See, for example, the extreme perigees of 1893 - 1912 - 1930, or the extreme apogees of 2107 - 2125 - 2143.
Fig. 2.b : The distance between the centers of Earth and Moon, 1996-1997. Verticale scale : thousands of kilometers.
Lunar Inclination - Astronomy
mv2.jpg/v1/fill/w_163,h_122,al_c,q_80,usm_0.66_1.00_0.01,blur_2/Moon_Rocks_DSCF1091-sm.jpg" />
Selenology the Science of the Moon
Moon Science, or Selenology began when Man first looked up at the Moon and wondered what it was. It was given a boost with Galileo's first use of the telescope to study the Moon in 1610, and again when the first lunar samples were returned to Earth in 1969.
The Moon is Earth's only natural satellite. It has been in existence for 4.5 billion years, having been most likely formed from debris left over from an impact of the Earth with another proto-planet about the size of Mars, though there is a lot of debate about this still, this happened soon after the Earth formed (about 50 million years later). The Moon is slowly receding from the Earth at a rate of 38mm per year due to tidal slowing down of the Earth's rotation by the ocean's drag on the continents. This has not been constant throughout geologic time due to the shifting continents of Earth. The loss of energy is being transferred to the Moon orbit making it recede from the Earth to conserve the total angular momentum of the Earth-Moon system. But the fact that it is moving away implies that in the distant past it was much closer to Earth than it is today.
Looking up at the Moon the first thing you can tell about it is it is made up of two distinct shades of material. The lighter parts are called the"highlands" and the darker parts the "maria" as Galileo termed them in 1610, 400 years ago. This tells us that the Moon is made up of at least two different types of material. What those materials were, was in the realm of speculation until Apollo 11 brought back the rocks and soils for analysis in 1969, though we had hints a few years before with the Surveyor spacecraft soft landers.
How did the Moon get this two-toned appearance? Soon after the formation of the Moon, it's crust was totally molten to perhaps a depth of 200km. This is called the "magma-ocean" hypothesis and was first discovered from small fragments of anorthosite rock in the soil of the Apollo 11 samples that had been ejected from the lunar highlands, which represent parts of the original lunar crust. This magma ocean allowed a separation (fractionation) of the chemistry of the lunar crust. The lighter elements like aluminum and calcium, floated to the top forming "rock-bergs", the heavier elements sank to the base of the crust, with the elements such as magnesium and Iron. The radioactive elements (Uranium and Thorium) also sank and eventually through radioactive decay, heated the rock enough to melt it and flow back up to the surface along cracks formed by the large impacts that formed the basins. The lava filled these basins forming the circular lunar maria or seas such as the Sea of Rain's - Mare Imbrium.
The early period of the formation of the Moon and rest of the solar system was a violent time with many intense bombardments of asteroids with the planets (including the one that formed the Moon to begin with). The scars are still there to be seen today in the intensely cratered southern lunar highlands. The basins (huge craters) formed early on, then were filled with the lava flows much later, 3.9 to 3.2 billion years ago or at least 600 million years after the Moon formed and maybe a couple of hundred million years after the basins formed. This can be worked out by looking at flooded ghost craters submerged by the lava flows that formed after the basin, but before the lava flows. For example Sinus Iridum in Mare Imbrium. By this stage the intense bombardments had eased and the lunar seas are much less intensely cratered. And that is the way the Moon is today, with only one or two large impacts every several hundred million years. The smaller craters form more frequently and today the Moon is peppered by micrometeorites which still erode away the lunar surface, giving the rocks and craters and eroded smoothed appearance. The average rate of erosion today is about 1mm per million years now. Hence when spacecraft went to the Moon they found none of the jagged mountain peaks of 1950's Sci-Fi paintings, just smooth mountains and eroded boulders.
Today the Moon is a quiet place, with some moonquakes due each month (max of mag 4 on the Richter scale have been detected, most are much smaller) from tidal squeezing and from the occasional impact of meteorites from space. The Moon atmosphere is so thin the molecules don't even collide with each other. There are possible gaseous emissions called Transient Lunar Phenomenon (TLP/LTP), of red glows, obscuration's and flashes that have been seen by observers over the years, and Apollo spacecraft have detected Radon gas over Aristarchus crater, a hot-spot for TLP events, so these are worth watching out for. Watching for impact flashes is a promising new area of research.
The Moon changes it's appearance with the phase angle so there is always something new to see, some fine detail that you may not have glimpsed before, or some major feature overlooked since observations began, like the Shannen Ridge. So keep an eye on the Moon, you never know what you will see, even today 4.5 billion years after it formed! Welcome to the Moon.
Lunar Data
Radius: 1738km, Diameter: 3476km / 2160 miles
Surface Area: 37.9 million square km (about that of Africa)
Average Temperature of surface: +107 deg C in day to -153 deg C at night Max/Min temperature extremes: -233 to +123 deg C.
Gravity: 1.62 m/s^2 or approx 1/6 that of Earth gravity.
Density: 3.34 g/cm^3 (Earth is 5.52 g/cm^3)
Orbit: Distance at perigee = 356,410 km (221,438 miles), apogee = 406,697 km (238,828 miles), mean = 384,400 km (238,828 miles)
Sidereal month (back to same position against the stars): 27 days 7 hours 43 min
Synodic month (lunar phase repeat): 29 days 12 hours 44 minutes
Inclination of Moons orbit to ecliptic: 5 deg 9'.
Inclination of Moon equator to ecliptic: 1 deg 32'.
Inclination of Moon equator to orbital plane: 6 deg 41'
Terminator advances 12 degrees of lunar longitude per Earth day.
Moon is receding from Earth at a rate of 38 mm/yr (1.5 inches/year)
Age of the Moon is approx 4.55 billion years (4.55 x 10^9 yr).
Lunar samples returned: 381.7 kg from Apollo missions, 2196 samples. Russian Luna sample returns totaled 321 grams. Many more samples have been found as meteorites from the Moon.
Lunar Inclination - Astronomy
Hector Hugh Munro claimed, "A little inaccuracy sometimes saves a ton of explanation." No wonder it's said that the Moon keeps one face toward Earth, and that we see only 50% of the lunar surface. Actually, a slight rocking motion, called libration,* makes about 59% of the Moon's surface visible from our planet Earth -- though only 50% at any one time.
There are various causes for libration. There are also different kinds of libration: libration of longitude and libration of latitude.
Libration of longitude, the Moon's east-west wobble, is a product of the Moon's elliptical (elongated) orbit. Although the Moon's rotation is nearly constant, its orbital speed various, going fastest at perigee (Moon's closest approach to Earth) and slowest at apogee (Moon's farthest point from Earth).
At perigee or apogee, there is NO libration of longitude. Maximum librations are seen about one week AFTER perigee and one week AFTER apogee, each time revealing about 8 degrees of longitude on the Moon's far side. Following perigee, the Moon's rotation can't keep pace with its orbit, so a slice of the Moon's back side slips into view along the Moon's east (or right) limb following apogee, the Moon's rotation surges ahead of its orbit, causing a sliver of the Moon's back side to appear along the west (or left) limb.
Libration of latitude, the north-south nodding, results primarily from the approximate 5 degree tilt of the Moon's orbital plane in respect to the ecliptic (Earth's orbital plane). Add to that, the approximate 1.5 degree tilt of the Moon's equator to the ecliptic, and you have the inclination of the Moon's equator to the plane of its orbit around Earth at some 6.5 degrees (5 + 1.5 = 6.5). Consequently, during the month, you can see a maximum of 6.5 degrees of latitude beyond the Moon's north pole, and a fortnight later, 6.5 degrees past the south pole.
Your position on Earth also has some, but significantly less, bearing on latitudinal libration. If you reside at far northern latitudes, you see further north on the Moon than someone in the Southern Hemisphere. Of course, the reverse is also true: someone in the Southern Hemisphere sees more of the Moon's southerly features.
Your positon also influences longitudinal libration -- though once again, rather marginally. At moonrise, you can make out a little more of the Moon's east (or top) limb and at moonset, a little more of the Moon's west (and now at top) limb.
copyright 2003 by Bruce McClure
Re-published on Astronomy Net with permission of the author.
Luna 12
Luna 12 was a lunar orbiting spacecraft built by the Soviet Union. The objectives of the mission included the study of: (1) lunar gamma- and X-ray emissions in order to determine the Moon's chemical composition (2) lunar gravitational anomalies (3) the concentration of meteorite streams near the Moon and, (4) the intensity of hard corpuscular radiation near the Moon. Another objective was an engineering experiment to test the efficiency of lubricants for gear transmission systems in vacuum for future lunar rovers. The mission operated in lunar orbit for 3 months and returned images and scientific data.
Spacecraft and Subsystems
Luna 12 was based on the Ye-6LF spacecraft bus, virtually identical to Luna 11 except for the redesigned propulsion system, designated S5.5A. The redesign was to correct for the defects that caused the Luna 11 failure. It was a cylindrically shaped spacecraft, 2.7 meters high and 1.5 meters in diameter. It had an upper cone holding the instrument module and radiators (which took the place of the lunar lander storage cabin on earlier missions), and a lower truncated cone holding the main engine. Launch mass was 1620 kg and on-orbit mass was roughly 1120 kg.
It had a propulsion system, designated SS.5, that comprised a main engine, propellant tank, attitude control engines, helium tank for pressurization, sensors, and avionics. The attitude control engines were mounted on outriggers near the bottom of the spacecraft. Power was supplied by a battery. A cone-shaped omnidirectional antenna, mounted on the side of the cylinder, was used for communications. An SL-1 radiometer was mounted on top of the instrument module.
The instrument module held most of the scientific payload for the mission: a gamma-ray spectrometer, an RFL-F low-energy X-ray fluorescence spectrometer, a US-3 ultraviolet reflectance spectrometer, an RMCh-1 micrometeorite detector, a long-wave radio astronomy experiment (Kassiopeya KYa-4), and an R-1 gear drive lubricant technology test. Spacecraft tracking was used to map the lunar gravity field. A facsimile film imaging system, consisting of a camera, developing system, and scanner, was mounted on the side of the spacecraft and could return high and low resolution images.
Mission Profile
Luna 12 lifted off on a Molniya-M (modified SS_6) and Blok-L booster from Baikonur Cosmodrome on 22 October 1966 at 08:42:26 UT into Earth orbit. It was launched towards the Moon from an Earth-orbiting platform and achieved a 103 x 1742 km, 15 degree inclination lunar orbit on 25 October 1966. The imaging system turned on and operated for 64 minutes, reportedly returning 28 high-resolution and 14 panoramic images on 27 October, although only 2 of the images were ever made public. The spacecraft was then put into a spin-stabilized roll for operation of other experiments. The UV Spectrometer failed to operate. Radio transmissions from Luna 12 ceased on January 19, 1967, after 602 lunar orbits and 302 radio transmissions. The orbits reached a periapse of only 20 km altitude before being raised to 70 km towards the end of the mission. It is assumed the orbit decayed fairly rapidly and the spacecraft impacted the Moon at an unknown location sometime in 1967.
Spacecraft image for illustrative purposes - not necessarily in the public domain.
Use the moon to find Jupiter and Saturn in late May and early June
In late May and early June 2021, the moon is in the morning sky, sweeping past two bright planets – the two outer solar system gas giants – golden Saturn and bright Jupiter. Unless you’re a night owl, you probably won’t see the moon, Saturn and Jupiter rising into your sky before your bedtime. But they’ll be glorious before dawn. Look for the threesome – the moon, Saturn and Jupiter – along the path that the sun and moon travel across your sky. They’ll be visible just before dawn, and (in the case of Jupiter and the moon), as dawn is beginning to break.
Neptune and Pluto? Though shown on our chart, they’re not visible to the eye. Yet these outer worlds are near Jupiter and Saturn, too, on our sky dome, as we stand gazing outward from Earth.
It’s pretty easy to distinguish Jupiter from Saturn, because Jupiter is much brighter. Although Saturn shines as brilliantly as a 1st-magnitude star – or one of the brightest stars in our sky – Saturn pales next to Jupiter, the largest planet in our solar system. Jupiter outshines Saturn by some 16 times. Jupiter ranks as the fourth-brightest celestial body to light up the heavens, after the sun, moon and the planet Venus, respectively. Fortunately, there’s no way to mistake Jupiter for Venus, or vice versa, because, in May 2021, Venus is up in the evening sky.
In a dark sky, you’ll be able to see that Jupiter and Saturn are not far from the starry band of our Milky Way galaxy. The photo below illustrates the view, as seen from a place where it’s dark.
View at EarthSky Community Photos. | Dean Balosie in Basinger, Florida, captured Jupiter (brightest starlike object in this photo) and Saturn (to Jupiter’s right) near the starry band of the Milky Way on May 16, 2021. You need a dark sky to view the Milky Way, which, in May 2021, is still best seen after midnight. By August, the Milky Way will stretch across our sky during the evening hours.
Use the moon to find Jupiter and its moons
A small backyard telescope or binoculars held steady will also show you Jupiter’s four major moons – sometimes called the Galilean moons.
Jupiter had its most recent equinox on May 2, 2021. That means we are viewing Jupiter’s equator pretty much edge-on this year. Because the orbits of the Galilean moons coincide with Jupiter’s equatorial plane, the moons of Jupiter tend to eclipse one another during a Jovian equinox year. Jupiter will swing to its next equinox on December 16, 2026.
Expect to see Jupiter’s moons lining up on or near the same plane all year long. Now and again, a moon or two could be “missing” as these moons flit in front of or behind Jupiter. This year, in 2021, it’s even possible for one moon to hide another moon.
To find out the position of Jupiter’s moons for right now or some chosen time, click on this interactive tool via Skyandtelescope.com.
The outermost Galilean moon – Callisto – is the only one of Jupiter’s four major moons not to swing in front of and in back of Jupiter during each orbit around the king planet. At a Jovian solstice, Jupiter’s rotational axis is most inclined toward Earth. Centered on a solstice, Callisto swings to the north and south of Jupiter, as seen from Earth, for a few years. Jupiter’s last solstice occurred on April 27, 2018, and will next happen on January 20, 2024.
From left to right, the 4 major moons of Jupiter: Io, Europa, Ganymede and Callisto. Earth’s moon is larger than Europa, and nearly the same size as Io. Ganymede, the largest moon in the solar system, is even larger than the planet Mercury. Callisto is the 3rd-largest moon in the solar system, a touch smaller than Saturn’s Titan. Photo via NASA/ JPL.
The inclination of Saturn’s rings in 2021
You can see Saturn’s rings, too, with a small telescope. Saturn’s rings are inclined at nearly 17 degrees toward Earth in early June – in other words, they’re very open now and easy to see – and they’ll be readily observable through a telescope throughout 2021. As May began, astrophotographers were beginning to glimpse Saturn’s southern hemisphere, which has been largely hidden from us due to the extreme inclination of Saturn’s rings this year (in 2021, Saturn’s rings and north pole reach their maximum tilt toward Earth of 20.9 degrees in January). It’s a peculiarity of Saturn that, when a hemisphere moves from winter to spring – as is happening now in Saturn’s southern hemisphere – that hemisphere takes on a bluish tinge. Read more: Saturn’s cold blue hemisphere
Want to know the inclination of Saturn’s rings for all of 2021? The info below is from the indispensable Observer’s Handbook (p. 225). Saturn’s ring tilt in 2021:
January 1: 20.9 degrees
February 1: 19.6 degrees
March 1: 18.5 degrees
April 1: 17.5 degrees
May 1: 16.9 degrees
June 1: 16.8 degrees
July 1: 17.3 degrees
August 1: 18.1 degrees
September 1: 19.0 degrees
October 1: 19.4 degrees
November 1: 19.3 degrees
December 1: 18.7 degrees
January 1, 2022: 17.6 degrees
Although you need a telescope to see Saturn’s rings, a favorable tilt of Saturn’s rings toward Earth in 2021 helps to make Saturn all the brighter to the eye alone. Saturn’s rotational axis is tilted at 27 degrees out of vertical, relative to the plane of Saturn’s orbit around the sun. So whenever it’s solstice time on Saturn, Saturn’s rings are inclined at a maximum of 27 degrees toward Earth. Saturn’s most recent solstice occurred in May 2017, and will next place in April 2032.
The rings circle Saturn above Saturn’s equatorial plane. So when Saturn is at an equinox, we then see the ring’s edge-on from Earth. Saturn’s next equinox will take place on May 6, 2025. At and around that time, Saturn’s rings will appear as a thin line to the eye, or possibly even disappear from view.
The tilt of Saturn’s rings has a great impact on its overall brightness. In years when Saturn’s rings are edge-on as seen from Earth (2009 and 2025), Saturn appears considerably dimmer than in years when Saturn’s rings are maximally tilted toward Earth (2017 and 2032). This year, in 2021, Saturn’s rings are still highly inclined toward Earth. Beeld via Wikimedia Commons. 
View larger at EarthSky Community Photos. | Cattleya Flores-Viray in La Jolla, California, took this photo at 5:45 p.m. on January 9, 2021. In early January 2021, Jupiter and Saturn were hard to see in the glow of aand twilight. In late January, February and March 2021, these worlds were mostly behind the sun from Earth. Now they’re back in the morning sky … beautiful! Visit EarthSky’s monthly planet guide.
Bottom line: In early June 2021, use the moon to find Jupiter and Saturn. They are all in the morning sky, up before the sun.
2016 Massachusetts Science and Technology/Engineering Curriculum Framework
ESS1. Earth’s Place in the Universe
8.MS-ESS1-1b. Develop and use a model of the Earth-Sun system to explain the cyclical pattern of seasons, which includes Earth’s tilt and differential intensity of sunlight on different areas of Earth across the year.
8.MS-ESS1-2. Explain the role of gravity in ocean tides, the orbital motions of planets, their moons, and asteroids in the solar system
Next Generation Science Standards: Science & Engineering Practices
Volgende generasie wetenskaplike standaarde
MS-ESS1-1. Develop and use a model of the Earth-sun-moon system to describe the cyclic patterns of lunar phases, eclipses of the sun and moon, and seasons. [Clarification Statement: Examples of models can be physical, graphical, or conceptual.]
ESS1.A: The Universe and Its Stars
Patterns of the apparent motion of the sun, the moon, and stars in the sky can be observed, described, predicted, and explained with models. (MS-ESS1-1)
ESS1.B: Earth and the Solar System
The solar system consists of the sun and a collection of objects, including planets, their moons, and asteroids that are held in orbit around the sun by its gravitational pull on them. (MS-ESS1-2),(MSESS1-3)
This model of the solar system can explain eclipses of the sun and the moon. Earth’s spin axis is fixed in direction over the short-term but tilted relative to its orbit around the sun. The seasons are a result of that tilt and are caused by the differential intensity of sunlight on different areas of Earth across the year. (MS-ESS1-1)
● Ask questions that arise from careful observation of phenomena, or unexpected results, to clarify and/or seek additional information.
● Ask questions that arise from examining models or a theory, to clarify and/or seek additional information and relationships.
SAT Subject Test in Physics
Circular motion, such as uniform circular motion and centripetal force
Overview of the Liulin type instruments for space radiation measurement and their scientific results
T.P. Dachev , . I. Nikolaev , in Life Sciences in Space Research , 2015
3.3.2 Results obtained at Chandrayaan satellite
The RADOM spectrometer–dosimeter (see Table 1 , Part 2, Item No. 10) was successfully used on the Indian Chandrayaan-1 Moon satellite from 22 October 2008–30 August 2009. It started working 2 h after the launch with 10-s resolution behind about 0.45 g cm −2 shielding. The instrument sent data for a number of crossings of the Earth's radiation belts and continued to function on 100 and 200 km circular lunar orbits , mainly measuring the GCR environment ( Dachev et al., 2011c ).
Chandrayaan-1 was placed into a lunar transfer trajectory on 3rd November 2008 (13 days after launch) and a lunar orbit capture manoeuvre was carried out on 8th November (18 days after launch). Fig. 15 shows RADOM observations for about 3 days before the lunar orbit capture and about one day after it. More than 40 000 measurements with 10-s resolution were used for the figure. Figs. 15b and 15c show the moving average over 200 points of measured particle flux and the absorbed dose rate, respectively. Fig. 15 d shows the distance from the Moon (in km), while Fig. 15 a, shows the Oulu Neutron Monitor running average of measured count rate per minute averaged over 10 min. The average dose rate from more than 33,000 measurements in the altitude range between 308,000 and 20,000 km from the Moon is ∼12.76 μGy h −1 . The range of the real measured dose rates is between 3.34 and 41.34 μGy h −1 with a standard deviation of 4.25 μGy h −1 . The average flux is 3.14 particles cm −2 s −1 , while the real flux range is between 1.71 and 4.82 particles cm −2 s −1 with a standard deviation of 0.41 cm −2 s −1 . Figs. 14b and 14c do not show this real dynamics of the values because the moving averages are plotted there. These values of the dose rate and flux may be used as reference values for the deep space radiation conditions at this very low level of solar activity.
Fig. 15 . RADOM observations during lunar transfer trajectory and lunar orbit capture. The distance is from the Moon. The trends in particle flux coincide with the Oulu neutron monitor data trends.
For the above mentioned altitude range the flux correlates with the Oulu NM count rate and with the solar activity, respectively. Later on during the two closer approaches to the Moon at an altitude about 508 km the flux and the dose rate decreased due to the enhanced shielding of the cosmic rays by the Moon itself. A closer look at Fig. 15 b reveals that the second periselene crossing is deeper than the first one. This is largely related to a local increase of the solar activity as evident from the simultaneous decrease of the Oulu NM count rate.
RADOM observations which began within two hours after launch of the Chandrayaan-1 and continued until the end of the mission demonstrated that it could successfully characterize different radiation fields in the Earth and Moon environments. Signatures and intensities of proton and electron radiation belts, relativistic electrons in the Earth magnetosphere as well as GCR were clearly identified and measured. The effect of the solar modulation of GCR could also be discerned in the data. The electron radiation belt doses reached ∼40,000 μGy h −1 , while the maximum flux recorded was ∼15,000 cm −2 s −1 . The proton radiation belt doses reached their highest values of ∼130,000 μGy h −1 , while the maximum flux was ∼9600 particle cm −2 s −1 . Comparison of these results with other similar instruments on board the ISS shows good consistency, indicating nominal performance of RADOM. Outside the radiation belts, en-route to the Moon, the particle flux (∼3 particle cm −2 s −1 ) and corresponding dose were very small (∼12 μGy h −1 ) which further decreased slightly in the lunar orbit because of the shielding effect of the Moon. Average flux in lunar orbit was ∼2.45 cm −2 s −1 and the corresponding absorbed dose rate was 9.46 μGy h −1 at 100 km orbit. These increased to 2.73 particles cm −2 s −1 and 10.7 μGy h −1 , respectively, at the 200 km orbit. These results were recently compared by Reitz et al. (2012) to theoretical calculations using Monte-Carlo simulations and good agreement was obtained. The total accumulated dose during the transfer from Earth to Moon was found to be ∼1.3 Gy.
An instrument similar to the RADOM is under development for the future Russian Luna-Glob mission ( Dachev et al., 2013a ).
