Nedenstående fremstilling stammer fra A. Guillemins bog "UNIVERSET. EN POPULÆR FREMSTILLING AF STJERNELÆREN"  fra 1882.

Links

XIII.

Maanen

§1. Maanens Udseende for det blotte Øje; dens Faser. -

Maanens egen Bevægelse.

Maanen er en Drabant til Jorden. Den er ikke, hvad man tidligere ansaa den for, en Planet, i det mindste ikke i den Forstand, i hvilken vi nu opfatte dette Ord. Den bevæger sig ganske viste omkring Solen; men dens Bevægelse sker ikke direkte omkring dette Himmellegeme; det sande Midtpunkt for dens Bevægelse er Jorden, der befinder sig i det ene Brændpunkt af dens elliptiske Bane, og den bevæger sig kun forsaavidt omkring Solen, som den følger Jorden i dennes aarlige Bane. Jorden og Maanen danne et System for sig, en særegen Verden i Planetsystemet, og vi skulle, senere faa at se, at vi træffe lignende underordnede Systemer af en endnu mere sammensat Natur, naar vi komme til at beskjæftige os med de ydre Planeter.

Ligesom Solen, Planeterne og Fixstjernerne deltager ogsaa Maanen i den daglige Bevægelse; den staar hver Dag op i den østlige Del af Horizonten, naar en større eller mindre Højde over Horizonten, idet den gaar igjennem Meridianen, og gaar senere, ned i et Punkt paa Horizontens vestlige Halvdel. Denne Bevægelse er imidlertid, som vi vide det, kun en tilsyneladende, der er fremkommen ved Jordens Axeomdrejning.

Men foruden denne har Maanen endvidere en anden Bevægelse. Ligesom Solen ser man nemlig ogsaa Maanen bevæge sig mellem Stjernerne fra Vest mod Øst. Denne Maanens Bevægelse er langt lettere at iagttage end Solens paa Ekliptika. Dels foregaar den nemlig mange Gange hurtigere, og dels er Maanens Lys ikke stærkt nok til at hindre de større Stjerner i at komme tilsyne paa Himmelhvælvingen, saa at Maanens Stilling mellem Stjernerne langt lettere lader sig iagttage end Solens. Lægger man saaledes i et vist Øjeblik Mærke til Maanens Afstand fra de nærliggende Stjerner, vil man allerede efter et Par Timers Forløb uden Hjælp af nogetsomhelst Maaleinstrument kunne iagttage, at den har bevæget sig paa Himmelhvælvingen, idet den har nærmet sig til de Stjerner, der ligge Øst for den, og fjernet sig fra dem, der ligge Vest for den.

Maanens Faser

 

Denne Maanens Bevægelse er ikke som Solens paa Ekliptika en tilsyneladende, men en virkelig, fremkommen ved, at den skrider frem i sin Bane omkring Jorden. Nøjagtige Maalinger have godtgjort, at Bevægelsen ikke altid finder Sted med samme Hastighed. I Middelværdi udgjør den 1976,5" eller omtrent 33' i Timen. I 24 Timer bevæger Maanen sig mere end 13 ° (13° 10' 35 "), hvad der giver en Hastighed, der er mere end 13 Gange saa stor som Solens paa Ekliptika. I omtrent 271/3 Dage fuldfører Maanen et fuldstændigt Omløb mellem Stjernerne i en Storcirkel, der kun danner en lille Vinkel (noget over 5 °) med Ekliptika.

Medens Maanen saaledes bevæger sig mellem Stjernerne, skifter den tillige Udseende eller viser Faser, idet vi snart se en større, snart en mindre Del af dens Skive belyst.

Ved Nymaane er Maanen usynlig for os, vi se den hverken om Dagen eller om Natten. Maanens Sted paa Himlen er da tæt ved Solen; den vender da sin mørke Side mod os, hvorfor vi ikke kunne iagttage den.

Faa Dage efter Ny se vi Maanen kort efter Solnedgang paa den vestlige Del af Himlen som en meget smal, lysende Bue, hvis konvexe Side vender sin Midte mod det Punkt, hvor Solen befinder sig under Horizonten. Naar Maanen har dette Udseende, kan man tillige iagttage hele den øvrige Del af Maaneskiven, der skinner med et meget svagt askefarvet Lys. De følgende Dage bliver den lyse Del af Maanen bestandig bredere, og samtidig dermed fører Maanens Egenbevægelse mod Øst den længere bort fra Solen, og der fremkommer derved en bestandig større og større Tidsforskjel mellem Solens og Maanens Nedgangstider. Den fjerde Dag efter Nymaane har Maanen et Udseende saaledes, som det er angivet ved det andet Billede. Det askefarvede Lys er endnu temmelig tydeligt, og Maanen er nu kommen saa langt bort fra Solen, at den passerer Meridianen omtrent 3 Timer efter denne.

Den syvende eller ottende Dag efter Ny er Maanen i første Kvarter, i hvilken Fase vi se dens Skive som en Halvcirkel; det askefarvede Lys er da fuldstændig forsvundet. Den kulminerer da omtrent 6 Timer efter Solen. Pletterne paa dens Overflade, der allerede vare synlige den fjerde Dag efter Ny, fremtræde nu meget tydelige.

Fig. 83.

Imellem det første Kvarter og F u l d m a a n e forløber der omtrent en Uge, i hvilken den belyste Del af Maanen mere og mere nærmer sig til at blive en fuldstændig Cirkel. Naar Maanen er fuld, kulminerer den ved Midnat, samtidig hermed er Solen i Nord under Horizonten, saa at Maanen betragtet fra Jorden netop ligger i modsat Retning af Solen.

Fra Fuldmaane til den følgende Nymaane aftager derpaa den for os belyste Del af Maaneskiven, indtil den tilsidst ses ligesom kort efter Ny som en smal Bue (Fig. 83). Saalænge Maanen er »aftagende« er det den østlige Rand, der er belyst, den convexe Side vender altsaa i den modsatte Retning af den »tiltagende« Maanes. Midt imellem Fuld- og Nymaane indtræder s i d s t e K v a r t e r, en Fase, hvor Maanen ligesom ved første Kvarter ses som en lysende Halvcirkel blot med den Forskjel, at den belyste Del her vender mod Øst, medens den i første vendte mod Vest.

Medens Maanen er aftagende, kommer den igjen Solen nærmere; dens Opgang indtræder bestandig senere og senere, og faa Dage før Ny staar den op kort før Solen, indtil dens Opgangstid, naar Nymaane atter indtræder, falder sammen med Solens. Den bliver da atter tiltagende og gjennemløber den samme Række Faser som ovenfor beskreven. Kort før Ny kommer det askefarvede Lys igjen tilsyne, ved hvilket den af Solen ikke direkte belyste Del bliver synlig.

Alle disse Fænomener forklares let ved Maanens Bevægelse omkring Jorden, der fuldbringes i 27 Dage 7 T. 43 Min. 11,5 Sek., og som viser sig for os ved Maanens Bevægelse mod Øst mellem Stjernerne.

For nærmere at forklare dette ville vi foreløbig se bort fra Jordens samtidige Bevægelse omkring Solen. Vi ville da gaa ud fra det Punkt i Maanens Stilling til Jorden, hvor den ses i samme Retning som Solen (Fig. 84). Maanen er da i Konjunktion med Solen og vender hele sin mørke eller af Solen ubelyste Side mod os. Naar Maanen er i denne Del af sin Bane, er den altsaa usynlig for os; vi have da Nymaane. I de følgende Punkter af Banen bliver efterhaanden mere og mere af den belyste Del synlig fra Jorden, og da Maanens Bevægelse gaar mod Øst, faar Maanen altsaa Solen vest for sig, saa at det er dens højre eller østlige Del, der ses belyst. Naar Linierne fra Jorden til Maanen og fra Jorden til Solen danne en ret Vinkel med hinanden, se vi Maanen halv belyst, og vi have da første Kvarter. Naar Maanen er i Nærheden af sin Konjunktion mod Solen, vender Jorden hele sin belyste Side mod Maanens mørke Del; denne modtager saaledes en Del af de fra Jorden tilbagekastede Solstraaler, der er altsaa »Jordlys« paa Maanen, og det er dette, der bevirker, at vi kunne se den af Solen ikke belyste Del af Maanen med det omtalte svage askefarvede Lys. Efterhaanden som Maanen gaar videre frem i sin Bane, vender Jorden en mindre og mindre Del af sin belyste Side imod den; det askefarvede Lys taber sig, og ved første Kvarter er den mørke Del af Maanen fuldkommen usynlig for os.

Fig. 84. Forklaring af Maanens Faser.

Naar Maanen er i O p p o s i t i o n med Solen, vender den hele sin belyste Side mod Jorden; vi se den da som en cirkelrund Skive, og vi have da F u l d m a a n e. Maanens Vinkelafstand fra Solen er da 180°; den kulminerer altsaa ved Midnat, medens den i Konjunktionen kulminerer om Middagen samtidig med Solen.

I den anden Halvdel af sit Omløb, nærmer Maanen sig atter til Solen. Det er da dens østlige Side, der ses belyst. Er Maanen 90 ° vest for Solen, have vi sidste Kvarter; Maanen passerer da Meridianen omtrent 6 Timer førend Solen. Naar Maanen kommer Solen endnu nærmere, bliver den belyste Del af dens Skive mindre og mindre, indtil den fuldstændig forsvinder, naar den atter er kommen i Konjunktion med Solen.

Maanens Konjunktion og Opposition kaldes med et fælleds Navn Syzygierne; det første og sidste Kvarter Kvadraturerne, de mellem Syzygierne og Kvadraturerne værende Stillinger Oktanterne. Tiden mellem to paa hinanden følgende Nymaaner er 29 Dage, 12 Tim. 44 Min. 3 Sek. Man kalder den Tid, som Maanen bruger til at komme tilbage til samme Stilling til Solen, for Maanens synodiske O m l ø b s t i d. Som man ser, er denne forskjellig fra den sideriske Omløbstid, der omtrent er 27 D. 8 T. eller omtrent 2 D. 5 T. kortere. Hvorfra hidrører nu denne Forskjel mellem de to Tidsperioder, der ved første Øjekast skulle synes at være lige store?

Fig. 85. Forskjellen mellem Maanens
synodiske og sideriske Omløb.

For at bestemme Maanens sideriske eller virkelige Omløb omkring Jorden have vi betragtet dens Stilling mellem Stjernerne. Vi have benyttet et eller andet Punkt paa Himlen f. Ex. en Stjerne som Udgangspunkt og maalt den Tid, der forløber, til Maanen atter kommer til at indtage samme Stilling til vort Mærkepunkt. Lad os f. Ex. antage, at TL, der i en Konjunktion forener Jordens Centrum med Maanen, er den Retning i Verdensrummet, ved hvilken vi ville bestemme Maanens Omløb om Jorden (Fig. 85). Efter det Øjeblik, hvor Maanen har den betragtede Stilling mellem Stjernerne, bevæger Jorden, som vi ovenfor have betragtet som stillestaaende, sig frem mellem Stjernerne. Efter et Forløb af 27 Dage og 8 Timer er Jorden kommen til T', og Linien T'L', mellem Jordens og Maanens Midtpunkter er da atter rettet mod det samme Sted mellem Stjernerne og er altsaa paa Grund af disses store Afstand parallel med T L. Maanen har da mellem de to betragtede Stillinger fuldført et fuldstændigt Omløb om Jorden, eftersom dens radius vector eller den Linie, der forbinder dens Centrum med Jorden, har drejet sig 360 ° eller en fuldstændig Cirkelomkreds.

Men Maanens Stilling med Hensyn til Solen er nu ikke den samme, som da Jorden vare i T. Maanen er endnu ikke kommen i Konjunktion med Solen; den har endnu ikke fuldendt sit synodiske Omløb. For at et saadant skal være fuldført, maa Linien fra Jordens Midtpunkt gjennem Maanens gaa igjennem Solen. Denne Linie maa derfor endnu dreje sig en Del Grader; Jorden maa altsaa endnu bevæge sig et Stykke af sin aarlige Bane, førend Maanen i L" ses i samme Retning T" L" som Solen. Figuren viser os, at den Bue, som Maanen for at fuldføre et synodisk Omløb maa bevæge sig mere end for at fuldføre et siderisk, netop er lig med den Bue (udtrykt i Grademaal), som Jorden beskriver i sin Bane omkring Solen i samme Tid, som Maanen bruger til et synodisk Omløb.

Medens altsaa Jorden bevæger sig om Solen, følger Maanen den, idet den omkring vor Planet beskriver en Række Kurver, af hvilke hver enkelt fuldføres i den Tid, som vi ovenfor have kaldt Maanens sideriske Omløbstid. Vi skulle nu gaa over til at betragte denne Maanebanens Form, Størrelse og øvrige Elementer.

§ 2. Maanens Bane og Afstand fra Jorden.

Vi ville ligesom tidligere begynde med at betragte Maanens Bane med Hensyn til Jorden, idet vi foreløbig ikke ville tage Hensyn til dennes samtidige Bevægelser omkring Solen.

Vi vide allerede, at Maanen bruger en Tid af 27 D. 7 T. 43 M. og 11 S. til at fuldføre et fuldstændigt Omløb om Jorden.

Den Bane, som vor Drabant beskriver omkring Jorden, ligger ikke som Jordbanen i et Plan, men den afviger saa lidt fra at være en plan Linie, at vi, naar det blot gjælder om at faa en tilnærmelsesvis rigtig Forestilling om den, ville betragte den som en saadan.

Iagttage vi nu Maanen i de forskjellige Dele af dens Bane, viser det sig, at den snart er nord, snart syd for Ekliptika, med hvilken Maanebanen danner en Vinkel paa lidt mere end 5 ° (i Middelværdi 5° 8' 47,"9). Den maa altsaa skære Ekliptika i to Punkter, som vi kalde Maanebanens Knuder. I den ene af disse, den opstigende, befinder Maanen sig, naar den gaar fra syd til nord for Ekliptika; i den anden Knude, den nedstigende, gaar Maanen fra at have været nord for Ekliptika. over til at komme syd for denne Storcirkel. Vi skulle senere se, at disse Knuder der ikke, som man skulde vente det, ene hinanden diametralt modsatte - forandre deres Stillinger fra et Omløb af Maanen til det følgende.

Maanebanens Form er en Ellipse, i hvis ene Brændpunkt Jorden befinder sig; Excentriciteten er lig med 0,0549. Maanens Afstand fra Jorden vil altsaa variere under et fuldstændigt Omløb.

Man kan overbevise sig herom ved at maale den tilsyneladende Størrelse af Maaneskiven, hvis Diameter staar i omvendt Forhold til Maanens Afstand. Det Punkt i Maanebanens Storaxe, der ligger nærmest ved Jorden, kaldes P e r i g æ u m; det modsatte Punkt af Storaxen, hvori Maanen er længst borte fra Jorden, kaldes A p o g æ u m. Naar Maanen er i det første af disse Punkten, er dens tilsyneladende Størrelse altsaa størst; i Apogæum derimod har den sit mindste Udseende. Fig. 86 viser os Forholdet mellem Maanens tilsyneladende Størrelser, naar den er i sin mindste, gjennemsnitlige og største Afstand fra Jorden, og i omstaaende Tabel findes Maanens mindste, gjennemsnitlige og største Synsvinkel tilligemed Afstandene fra Jorden anførte, idet Middelafstanden er brugt til Enhed.

Fig. 86. Maanens tilsyneladende Størrelse i Perigæum,
i dens Middelafstand fra Jorden og Apogæum.

 

  Maanens tilsyneladende Diameter. Maanens Afstand fra Jorden.
I Apogæum 29' 31",0 1,0549
I Middelafstanden 31' 8 ",2 1,0000
I Perigæum 32' 56 ",7 0,9451

 

Af disse Tal ses det, at Maanens største Afstand fra Jorden overgaar den mindste med omtrent Niendedelen af denne sidste eller med Tiendedelen af Middelafstanden.

De Elementer af Maanebanen, vi her have anført, ere iøvrigt variable. Maanens Bevægelse omkring Jorden er underkastet talrige Uregelmæssigheder eller Perturbationer, der paa Grund af Maanens store Nærhed i lang Tid have været bekjendte for Astronomerne, og hvis rent mekaniske Aarsager skyldes saavel Jordens som Solens Tiltrækninger. Banens Form, Størrelse, Stilling og Heldning blive ligeledes paavirkede af Solens og Jordens Massetiltrækning. Vi ville her indskrænke os til at sige nogle Ord om Knudernes tilbagegaaende og Apsideliniens (Linien mellem Perigæum og Apogæum) fremskridende Bevægelse.

Fig. 87. Maaneknudernes tilbagegaaende Bevægelse.

 

Lad T være Jorden, EE Ekliptikas Plan og N den opstigende Knude ved et af Maanens Omløb om Jorden. Maanen gjennemløber sin Bane, set fra Jorden, fra højre til venstre i den ved Pilene angivne Retning. Hvis nu Maanebanen var fuldkommen plan, vilde Maanen atter skære Ekliptika i Forlængelsen af Linien NT, naar den passerede den nedstigende Knude, og n vilde da være dette Punkt. Men nu viser det sig, at den nedstigende Knude er i n', der ligger bagved n, naar vi regne foran i den Retning, hvori Maanen bevæger sig. Paa samme Maade er den opstigende Knude bleven forrykket, naar Maanen næste Gang skærer Ekliptika. I Stedet for at ligge paa det forrige Sted i N eller i et Punkt, der er diametralt modsat n', ligger den nu i N' bagved N. Det samme Fænomen gjentager sig ved hvert følgende Omløb. Maaneknuderne gaa tilbage paa Ekliptika, og Iagttagelserne vise, at denne Tilbagegang beløber sig til 1° 127' i hvert Omløb. Da denne Bevægelse altid foregaar i den samme Retning, vil den have et fuldstændigt Omløb paa Ekliptika tilfølge, saa at den opstigende eller nedstigende Knude efter et Forløb af 6793,39 Dage eller omtrent 183 Aar atter befinder sig i det Punkt paa Ekliptika, fra hvilket vi bestemte dets Bevægelse. Knudelinien har altsaa i denne Tid drejet sig 360°. Denne Knudernes tilbagegaaende Bevægelse gaar altsaa for sig, som om Maanen bevægede sig i et Plan, der i tilbagegaaende Retning drejer sig saaledes, at dets Skæringslinie med Ekliptika i 18 2/3 Aar udfører et fuldstændigt Omløb.

Ogsaa Maanebanens Heldning mod Ekliptika er underkastet Forandringer, idet den kan blive 8' 47" større eller mindre end dens ovenfor anførte Middelværdi.

Vi skulle nu forklare, hvad vi forstaa ved Perigæets eller, hvad der bliver det samme, Apsideliniens ret- eller fremadgaaende Bevægelse.

Fig. 88. Apsideliniens fremadgaaende Bevægelse

Lad Ellipsen (Fig. 88) forestille Maanebanen og T Jorden, og lad endvidere L være Beliggenheden af Perigæum ved Begyndelsen af et af Maanens Omløb. LTL' er da den store Axe eller Apsidelinien og L' Apogæum. Naar nu Maanen efter at være gaaet ud fra Perigæum har udført et fuldstændigt Omløb, befinder den sig ikke igjen i Perigæum eller i det Endepunkt af den store Axe, der er nærmest ved Jorden. Den maa endnu gjennemløbe en Bue paa 3° 3' eller gaa frem til L i for atter at komme i sin største Nærhed til Jorden; med andre Ord den store Axe, der ved Begyndelsen af Omløbet var i L T L' , har, medens Maanen bevægede sig om Jorden, flyttet sig til L' T Li '. Efter lidt mindre end 9 Aars Forløb (3232,57 Dage) eller i Løbet af 118 sideriske Omløb af Maanen, har Banens Storaxe paa denne Maade drejet sig 360 ° eller fuldført et helt Omløb.

Maanebanens Excentricitet og Størrelsen af dens Storaxe ere ligeledes Forandringer underkastede, idet de variere noget paa begge Sider af deres Middelværdier, saa at samtlige Elementer af Maanebanen stadig ere underkastede Forandringer, der bevirke, at vi ikke kunne betragte Maanebanen som en uforanderlig Linie hverken med Hensyn til dens Stilling, Størrelse eller Figur.

I alt det ovenfor staaende have vi kun betragtet Maanens Bane med Hensyn til Jorden, der ligger i Banens ene Brændpunkt. Ville vi forestille os den Bane, som Maanen beskriver, idet den

følger Jorden i dens Bevægelse omkring Solen, maa vi sammensætte den Bevægelse, som vi ovenfor have betragtet, med Jordens aarlige

Bevægelse. Vi ville da finde, at Maanen omkring Solen beskriver en bølgeformet Linie, saaledes som Fig. 89 viser det. Vi maa dog her bemærke, at den Bane, hvori Maanen saaledes bevæger sig, altid vender sin konkave eller indadbuede Side mod Solen. I den Del af Maanebanen, der er aftegnes tilhøjre (Fig. 89), ere Forholdene derfor ikke de rigtige, idet det Stykke af sin Bane, som Jorden tilbagelægger i samme Tid, som Maanen fuldfører et Omløb om Jorden, er uforholdsmæssigt lille i Forhold til Maanebanen. Maanen bevæger sig i ingen Del af sin Bane saaledes, at denne kommer til at vende nogen Del af sin konvexe eller nedadbuede Side mod Solen. Ville vi imidlertid for at lette Forstaaelsen fremstille Maanens Bane om Jorden samtidig med dens virkelige Bane i Solsystemet, ere vi, som det saa ofte er Tilfældet med astronomiske Tegninger, nødsagede til at give et Billede med uforholdsmæssige Dimensioner. Tegningen tilvenstre giver en bedre Forestilling om Maanens sande Bane om Solen.

Vi skulle nu til Slutningen blot angive Størrelsen af Maanens Afstand fra Jorden, maalt mellem de to Himmellegemers Midtpunkter.

 

Maanens Afstand fra Jorden I Jordækvatorrad I geograf. Mil
er i Apogæum 63,583 54644
er i Middelafstanden 60,273 51801
er i Perigæum 56,964 48956

Fig. 89. Maanens Bevægelse, idet den følge,

Jorden i dens Bane om Solen.

 

Forskjellen mellem den største og mindste Afstand udgjør saaledes 6,619 Jordækvatorradier eller 5688 Mile. Maanens Middelafstand fra Jorden er altsaa omtrent 60 Gange saa stor som Jordens Ækvatorialradius. Tænke vi os en Række Kloder saa store som Jorden ordnede med Centrum i samme rette Linie, saaledes at de berørte hinanden, vilde der behøves 30 saadanne, for at Afstanden mellem de to yderste Midtpunkter skulde være saa stor som Afstanden til Maanen.

Maanens Horizontalparallaxe, af hvilken de ovennævnte Størrelser ere fundne, er i Middelværdi 57' 2",31. Under denne Vinkel vil altsaa en Iagttager paa Maanen se Jordens Radius.

 

§3 Maanens Form og sande Størrelse. Dens Axeomdrejning.

Maanens Skive viser sig at være fuldkommen cirkelrund. En nøjagtig Udmaaling godtgjør, at dens forskjellige Diametre alle ere lige store; Grændsen mellem den lyse og mørke Del af Overfladen er ellipseformet, naar vi se bort fra Overfladens Ujævnheder, og ifølge Perspektivets Love vil en Storcirkelbue paa en Kugle tage sig ud som en Ellipsebue, naar Kuglen betragtes i nogen Afstand. Alle disse Kjendsgjerninger tyde altsaa paa, at Maanen er en kugleformet Klode eller i al Fald, at dette Himmellegeme i sin Form nærmer sig saa stærk til at være en Kugle, at vi ikke kunne godtgjøre Afvigelsen ved de Maalemethoder, der staa til vor Raadighed. Imidlertid er der dog en Omstændighed, der ikke gjør vor Slutning aldeles sikker. Maanen vender nemlig altid samme Side mod Jorden, og det kan derfor hænde, at den har Form af en Omdrejningsellipsoide, der vender sin Omdrejningsaxe mod Jorden. Vi skulle senere hen se, at der virkelig gives Grunde for denne Antagelse.

Vi have ovenfor nævnt, at Maanens Diameter ses under en Synsvinkel, hvis Middelværdi er 31'8",2 eller 1868",2, og at Middelværdien af Maanens Horisontalparallaxe er 57' 2",31. Det dobbelte af denne sidste Størrelse 114' 4 ",62 eller 6844 ",62 er altsaa den Synsvinkel, under hvilken en Beboer af Maanen, tænkt staaende i dennes Centrum, ser Jordens Ækvatorialdiameter. Forholdet mellem de nævnte to Tal eller 1868",2 : 6884",62 er altsaa Forholdet mellem Maanens og Jordens virkelige Diametre. Man finder da, at den første af disse Størrelser er noget mere end 3/11 af den anden. Benytte vi Jordens Ækvatorialdiameter til Enhed, er Maanens Diameter 0,273125; i geografiske Mile udgjør denne Størrelse 469,12.

Følgende Tabel viser Forholdet mellem Maanens og Jordens Diameter, Omkreds, Overflade og Rumfang.

Jordens =1.

Maanens Diameter 0,273125
Maanens Omkreds 0,273125
Maanens Overflade 0,074597
Maanens Rumfang 0,020374

Fig. 90. Jorden og Maanen.

 

Fig. 90 giver en Afbildning af Jordens og Maanens forholdsvise Størrelser.

Hele Maanens Overflade er omtrent 4 Gange saa stor som det europæiske Fastland eller omtrent saa stor som Nord- og Sydamerika. Dens Rumfang er omtrent 1/49 af Jordens eller lidt mere end 1/3 af Merkurs eller 1/8 af Mars'. Skulde vi danne en Klode saa stor som Solen af lutter Kugler saa store som Maanen, vilde dertil medgaa 629400000.

Da vi nu kjende Maanens Størrelse, kunne vi fuldstændiggjøre, hvad vi ovenfor have anført om Maanens forskjellige Afstande fra Jorden. De ovenfor anførte Tal gjelde for Afstandene mellem de to Himmellegemers Midtpunkter (Maaneskivens tilsyneladende Diameter er ligeledes beregnet for en Iagttager, tænkt i Jordens Centrum. Set fra et Punkt paa Jordoverfladen, der har Maanen i Zenith, bliver dens Diameter noget større, denne Forøgelse i Størrelsen, der er noget variabel. kan naa op til 19"). For at finde Afstanden mellem de to Punkter paa Jordens og Maanens Overflader, der ere hinanden nærmest, maa man trække Summen af Jordens og Maanens Radier fra de tidligere anførte Tal. Vi faa da

De korteste Afstande mellem Jordens og Maanens Overflader…

  Jordækvator radier Geograf. Mile.
i Apogæum 62,310 53450
i Middelafstand 59,000 50607
i Perigæum 55,691 47762

Naar Maanen er i Zenith og samtidig i sin mindste Afstand fra Jorden, er Afstanden til det nærmeste Punkt paa dens Overflade altsaa 47762 geogr. Mile eller noget mindre end 19 Gange saa stor som Jordens Omkreds under Ækvator. Mange Søfolk have saaledes gjort en ligesaa lang Rejse; en Passager, der bestandig rejste med et Iltog, vilde i omtrent 300 Dage kunne tilbagelægge en ligesaa stor Vejlængde.

Hvis Rummet mellem Jorden og Maanen var fyldt med atmosfærisk Luft til 0° , vilde en Explosion paa Maanen først kunde blive hørt her paa Jorden 13 Dage og 20 Timer, efterat den havde fundet Sted. Foregik Explosionen altsaa ved Fuldmaane, vilde vi først høre den ved den paafølgende Nymaane. En Kanonkugle, der blev skudt ud mod Maanen med en Hastighed af 500 Meter (1593 Fod) i Sekundet, vilde, hvis den bibeholdt sin Hastighed, træffe Maanen 8 Dage og 5 Timer, efterat den var udskudt. Lyset bruger for at tilbagelægge Vejen mellem Maanen og Jorden en Tid af 14 Sekund.

Tænke vi os, at Maanen standsede i sin Bevægelse, og at den derpaa begyndte at falde under Paavirkning af Jordens Tiltrækning, vilde den efter Forløbet af 4 Dage 19 Tim. 53 Min og 30 Sekunder støde sammen med Jorden.

I Fig. 91 giver et Billede af Jorden og Maanen, hvor begge disse Himmellegemerne ere tegnede i det rigtige Forhold saavel med Hensyn til Størrelse som Afstand.

Fig. 91. Jorden og Maanen i deres sande
Forhold med Hensyn til Størrelse og Afstand.

Betragte vi Jorden som stillestaaende, er Maanens elliptiske Bane omtrent 314000 Mile i Omkreds. Da Maanen gjennemløber denne Vej i 27 1/3 Dag, bliver dens Middelhastighed omtrent 3256 Fod i Sekundet. Naar Maanen er nærmest ved Jorden, er Hastigheden størst, den beløber sig da til 3440' i Sekundet. I Apogæum er

Hastigheden derimod kun 3090'.

En Observator, der har Maanen i Zenith, vil i dette Tidspunkt være Maanen nærmere end enhver anden Iagttager, der ser Maanen i en mindre Højde over Horizonten. Alene ved Jordens daglige Omdrejning om sin Axe føres vi saaledes nærmere til og fjernere fra Maanen. Naar Maanen er over Horizonten er den os nærmest i det Øjeblik, den kulminerer, fjernest derimod, naar den staar op eller gaar ned.

Fig. 92. Maanens Afstand fra et Punkt paa Jorden,
for hvilket den kulminerer, og for hvilket den ses i Horizonten.

Dette indses uden videre Forklaring ved en Betragtning af Fig. 92, hvor A L aabenbart er større end A'L. Den største Forskjel mellem disse to Afstande er omtrent lig med Jordradien (idetmindste, naar Maanens Kulmination finder Sted i Zenith) eller med andre Ord omtrent lige stor med -1/6 af vor Afstand til Maanen. Det er derfor som allerede tidligere anført (S. 12) kun ved en Synsskuffelse, at Maanen forekommer os at være størst, naar den ses i Horizonten.

Maaneskiven skinner ikke med noget overalt ensformigt Lys; der ses paa denne talrige Pletter, hvis Beliggenhed let kan bestemmes. Disse Pletter vise sig nu altid paa samme Sted af Maaneskiven og flytte sig ikke saaledes som Pletterne paa Solen eller paa Venus og Merkur. Maanen har altid samme Udseende.

Hvorledes skulle vi nu forklare denne Kjendsgjerning, der bekræftes. af de ældste Afbildninger af Maanen?

Vi ville for at komme paa det rene med dette Spørgsmaals Besvarelse betragte Maanen i et siderisk Omløb.

Fig. 93. Maanen drejer sig netop en Gang om sin Axe i
den samme Tid, som den bruger til at gaa omkring Jorden.

Maanebanens Radie T L, dragen fra Jordens til Maanens Midtpunkt, vil i denne Tid dreje sig 360°, saa at den, naar Maanens Omløb er fuldført, vil indtage Stillingen TIVLIV parallel med TL. For en Iagttager paa Jorden vil den omtalte Linie skære Maanens Overflade i Skivens Centrum A. Da nu dette Punkt altid beholder sit Sted paa Maaneskiven. saa at vi, naar Jorden er i T', T ", T''' og TIV altid se det midt paa Maanen, maa Maaneradien L A til dette Punkt nødvendigvis dreje sig sammen med T L, saa at Maanen altsaa fuldfører en Omdrejning om sin Axe i samme Tid, som den bruger til et fuldstændigt Omløb om Jorden.

Tænke vi os en Iagttager, stillet tilbørlig langt udenfor Maanebanen, men i eller i Nærheden af dennes Plan, f. Ex. i Solen, vilde han, efterhaanden som Maanen bevægede sig omkring Jorden, se de forskjellige Dele af hele dens Overflade. Naar saaledes Maanen var i Opposition til Solen, vilde Iagttageren se samme Side af Maanen som den, der ses fra Jorden; ved Nymaane vilde han se hele den Side, der altid er vendt fra Jorden. I de 5 forskjellige Stillinger, hvori Maanen er tegnet med Hensyn til Jorden paa Fig. 93, vilde en Iagttager paa Solen se Maanen saaledes som den er aftegnet ved Fig. 94, hvor Punktet A i de to yderste Billeder af Maanen er tænkt at vende mod Solen.

Fig. 94 Maanens Axeomdrejning set fra et Punkt langt udenfor Maanebanen.

Maanen drejer sig altsaa om en af sine Diametre; den Retning, hvori denne Omdrejning foregaar, er den samme som den, i hvilken Maanen bevæger sig omkring Jorden. Den foregaar som Solens og Planeternes Axeomdrejning fra Vest mod Øst. Tiden, som Maanen bruger til at dreje sig om sin Axe, er nøjagtig lig med dens sideriske Omløbstid eller 27 Dage 7 Tim. 43 Min. og 11,5 Sekund. At de to Rotationstider ikke blot ere meget nær, men absolut overensstemmende, viser den Betragtning, at hvis der blot existerede en meget lille Forskjel, der var umærkelig for et enkelt eller faa Omløb, vilde dog denne i Tidens Løb ophobe sig til en kjendelig Tidsforskjel, der vilde have tilfølge, at vi nu omstunder saa andre Dele af Maanen end for længere Tid tilbage. Men alle de Iagttagelser, der ere gjorte i Tidernes Løb, vise, at Maanen ikke har forandret sit Udseende.

Maanens Omdrejningsaxe er meget nær ved at være vinkelret paa Ekliptikas Plan, idet den danner en Vinkel med samme paa 88° 31' 15"; Maanens Ækvator helder altsaa 1° 28' 45 " mod det samme Plan og altsaa 3° 40' mod selve Maanebanens Plan.

Naar vi ovenfor have sagt, at Maanen altid vender samme Side mod Jorden, saa at vi ingensinde kunne faa mere end den ene Halvdel af Maanen at se, er det dog ikke absolut rigtigt. Nogle Dele af Maanen, der ligge tæt ved Randen, ere undertiden synlige, medens de til andre Tider forsvinde, som om de bevægede sig om bag den Del af Maanen, der vender fra Jorden. Fænomenet har et Udseende, som om Maanen under sin Bevægelse om Jorden svingede noget frem og tilbage om sin Axe. Disse Maanens tilsyneladende Svingninger kaldes L i b r a t i o n e r. Der gives Librationer i Brede, i Længde og daglige Librationer. L i b r a t i o n e n i B r e d e grunder sig paa, at Maanens Axe ikke staar vinkelret paa Maanebanens Plan, saa at Polerne ikke ligge i Endepunkterne af en af Skivens Diametre. Derved kommer undertiden Nordpolen noget indenfor Maaneranden, og vi se da den nærmeste Del af de Egne af Maanen, der omgiver denne Pol, medens Sydpolen og de den nærmest omgivende Dele af Overfladen ere usynlige. Efter Forløbet af en halv Omdrejning om Jorden bliver Nordpolen usynlig, medens Sydpolen kommer tilsyne. L i b r a t i o n e n i L æ n g d e hidrører fra, at Maanens Bevægelse om Axen er jevn, medens dens Bevægelse om Jorden foregaar med en noget foranderlig Hastighed. Denne Ulighed i de to Bevægelsers Vinkelhastighed bevirker, at en Iagttager paa Jorden stundom ser enkelte Dele af dens østlige eller vestlige Rand, der til andre Tider ere usynlige. Den daglige eller parallaktiske L i b r a t i o n er en Følge af, at vi ikke betragte Maanen fra Jordens Centrum, men fra Overfladen. Derved bliver den synlige Del af Maanens Overflade noget forskjellig for to Observatorer, der befinde sig paa to forskjellige Steder paa Jorden, ligesom ogsaa det Punkt, der, naar Maanen kulminerer ses i Centrum af Skiven, ikke ganske har samme Beliggenhed, naar Maanen, set fra samme Sted paa Jorden, gaar ned. Dette ses tydeligt ved Betragtning af Fig. 92, hvor AL og A'L, der begge ere dragne til Maanens Centrum, ikke træffe samme Punkt af Overfladen.

Beregninger af Astronomerne Beer og Mädler vise, at naar vi sætte Størrelsen af hele Maanens Overflade lig med 1000, ere 424 Dele altid vendte mod Jorden og ligesaa mange altid vendte fra Jorden. De øvrige Dele ere ved Librationen snart synlige snart usynlige for os.

§ 4. Beskrivelse af Maanens Overflade.

Astronomerne lære os, at Maanens Masse kun udgjør omtrent 1/81 (0,01227) af Jordens eller 1/26500000 af Solens. Maanens Middeltæthed er 0,602, naar vi sammenligne den med Jordens, og 3,27, naar vi benytte Vandets Tæthed som Enhed. Maanen vejer omtrent 31/4 Gang mere end en Vandklode af samme Størrelse.

Tyngden paa Overfladen er 0,164 af Tyngden paa Jorden; et Legeme, der hviler paa Maanens Overflade, trykker altsaa paa denne med en Kraft, der kun er mellem 1/5 og 1/6 af den Vægt, det samme Legeme vilde have paa Jorden. Tænke vi os altsaa, at et Menneske blev forflyttet til Maanen, og at han beholdt sin Muskelkraft, vilde han der kunde hæve Byrder, der havde en 5 til 6 Gange saa stor Masse, som de Gjenstande, han med samme Anstrengelse af sine Muskler kunde hæve paa Jorden, og hans egen Vægt vilde forekomme ham mellem 5 og 6 Gange mindre end paa Jorden.

Kunde en Jordbeboer blive forflyttet til Maanen, vilde han komme til en Verden, hvor alt var ham fremmed. Han vilde se en Jordbund, der er opfyldt af Ujevnheder, cirkelformede Bjergvolde, der omgive dybe Afgrunde, og kegleformede Bjergspidser. Alle disse Bjerge og alle Ujevnhederne i Terrænet kaste ved fuldt Solskin saa skarpe Skygger, at han ved at gaa fra en solbeskinnet Plet ind i Skyggen, kom fra Dagen ind i den dybeste Nat. Himlen vilde vise sig for ham som et uendeligt, sort Rum, bedækket endogsaa midt om Dagen med en talrig Mængde tindrende Stjerner. Temperaturen paa et og samme Sted vexler paa Maanen mellem de største Modsætninger. Kort sagt en Jordbeboer, der kom op til Maanen, vilde ikke møde et eneste af de Fænomener, med hvilke han her paa Jorden er fortrolig.

Vi skulle nu nærmere beskrive Maanens Natur og da begynde med, hvad en ligefrem Beskuelse af denne vor Ledsager i vor Rejse i Verdensrummet lærer os.

Allerede med det blotte Øje iagttage vi paa Maanen en vis Uensartethed i Skivens Udseende. Naar vi saaledes lade Blikket fra Maanens østlige Del (Øst og Vest er her regnet for en Iagttager paa Jordens nordlige Halvkugle) gaa mod Nord, ville vi paa denne Del af Maanen bemærke store, graa Pletter, hvis Lys danner en ret betydelig Modsætning til de stærkt glimrende Dele paa Maanens sydlige og vestlige Del.

Man har fra tidligere Tider kaldt de store forholdvis mørke Dele, der navnlig bedække Maanens nordlige Halvdel, Have.

Denne Benævnelse er senere bleven bibeholdt, skjønt den ikke er overensstemmende med disse Egnes Natur. Maanens Have ere nemlig kun store Sletter, medens de lysere Dele af Maanen fornemmelig ere Bjergegne.

Fig. 95. Maanekort. Sletter. a) Mare nubium. b) Mare bumorum. c) Mare imbrium. d) Mare
serenitatis. e) Mare tranquillitatis. f) Mare crisium. g) Mare foecunditatis. h) Mare nectaris.
Ringbjerge. 1) Archimedes, 2) Plato. 3. Kopernikus. 4) Kepler. 5) Gassendi. 6) Tycho 7) Arzach.
18) Purbach. 9) Regiomontanus. 10) Ptolomæus. 11) Apianus. 121 Frascator. 13) Plinius. 14) Manilius. 15) Galilei. 16) Grimaldi. 17) Aristarch. 18) Autolikus. id) Aristippus. 20) Eratosthenes. 21) Aristoteles.

 

Vi skulle nu først i Korthed beskrive Beliggenheden af de vigtigste Have. Tæt ved Maanens østlige Rand iagttage vi en graa Plet af aflang Form (Fig. 95 f), denne Slette kaldes mare crisium. Imellem denne og Maanens Midte træffe vi en stor mørk Plet (e), der har modtaget Navnet mare tranqillitatis. Denne støder mod sydvest og sydost op til mare foecunditatis,(g) og mare nectaris (h). Naar vi fra mare tranquillitatis gaa mod Nord, træffe vi paa mare serenitatis (d), der er gjennemfuret af en lang og lys Stribe, der giver denne Slette en vis Lighed med det græske Bogstav F Nærmere ved Maanens østlige Rand ligger den store Slette mare imbrium (c) , og endelig have vi mod Syd mare humorum (b) og mare nubium (a), der ligger noget nord for det store Bjerg Tycho (6), fra hvilket der udgaar i alle Retninger en Mængde særligt lysende Linier.

Hvad de lysere Dele af Maanen angaar, have disse, uvist af hvilken Grund, ikke modtaget særlige Navne.

Disse mørke og lyse Pletter lære os, betragtede med uvæbnet Øje, ikke noget særligt om Beskaffenheden af Maanens Overflade. Ville vi undersøge denne, maa vi bruge en Kikkert, og vi ville da nu med en saadan betragte Maanen, naar den er halv belyst, f. Ex. i første Kvarter.

Betragte vi nu Maanen i en Kikkert, der blot behøver at forstørre 40-60 Gange, faa vi en Mængde Enkeltheder at se, som selv det mest skarptsynede Øje ikke kan iagttage uden dette Hjælpemiddel. Alle de stærkest lysende Dele af Maanen se vi da oversaaede med en overordenlig stor Mængde Fordybninger af en cirkelrund eller aflang Form og af meget forskjellig Størrelse. Det er navnlig i den midterste Del af Maanen i Særdeleshed ved Grændsen mellem den mørke og lyse Del, at denne for Maanen ejendommelige Struktur ses mest udpræget. Alle disse Fordybninger ere omkredsede af Ringbjerge, der ere stærkt oplyste paa de Sider, der vende mod Solen, medens de Dele af Bjergene, der ikke kunne modtage Solens Straaler, ligge i en dyb, fuldkommen mørk Skygge. Størrelsen af disse kraterformede Fordybninger med deres omgivende Ringbjerge er meget forskjellig. Nogle se blot ud som smaa Huller, andre som mægtige Fordybninger, der indeslutte et vidtudstrakt Terræn. I Bunden af disse store Kratere findes der ofte en Del andre af en langt mindre Udstrækning ved Siden af kegleformede Bjerge. Fig. 96, der giver et Billede af Maanebjergene Eudoxus og Aristoteles , viser os de ovenomtalte Enkeltheder, som de ses i de fortrinligste Kikkerter.

Vi have ovenfor omtalt, at nogle af Maanens Ringbjerge ses med en cirkelrund og andre med en aflang Form. Denne Forskjel i Formen er dog ikke virkelig, men alene en Følge af Perspektivet. Alle de cirkelrunde Former af Bjergene ses nemlig kun paa Midten af Skiven; fjerne vi os fra Midten, blive Formerne mere og mere langstrakte, jo nærmere vi komme til Randen, og den største Diameter i disse ellipseformede Kratere er allevegne parallel med Randen.

Fig. 96. Maanekraterne Eudoxus og Aristoteles.

Paa det Billede, som vi have givet af Maanen i første Kvarter (Billedet er her omvendt, da det er taget efter Maanens Udseende i en astronomisk Kikkert), se vi indenfor den Del af Maaneoverfladen, der ligger i dyb Nat, enkelte lysende Partier. Disse ere Bjergspidser eller Dele af Ringvolde, der ligge saa højt, at de bestraales af den opgaaende Sols Straaler, medens de omgivende lavere liggende Egne endnu ligge i Mørke. Det Indre af Kraterne tæt ved Grændsen mellem Maanens Dag- og Natside, ligger da i fuldkommen Mørke, eftersom de omliggende Egne kun strejfes af Solens Straaler (se Billedet over en Del af Maanefladen i Nærheden af Bjerget Tycho). Betragte vi Maanen de følgende Dage ville vi faa at se, hvorledes Lyset lidt efter lidt udbreder sig over de Dele af Overfladen, der vare usynlige ved det første Kvarter. Vi betragte da saaledes en Solopgang paa Maanen; naar Maanen har været fuld, finder det modsatte Fænomen Sted. Maanens vestlige Del bliver efterhaanden mere og mere Usynlig. Lyset trækker sig tilbage for disse Egne, for hvilke Solen nu er i Færd med at gaa ned.

Maanen i første Kvarter.

 

Fig. 97. En Del af Apeninerne, efter Nasmyth.

Egentlige Bjergkjeder ere forholdsvis lidet talrige paa den Del af Maaneoverfladen, der vender mod Jorden. Den største Mængde findes paa den nordlige Halvdel. Alperne, Kaukasus og Apeninerne ere de vigtigste; den sidste Bjergkjede ligger sydvest for mare imbrium (Fig. 97); skjøndt den er den største Bjergkjede, er dens Længde dog ikke større end 80 Mile. Maanens Bjergkjeder have næsten alle Form af Cirkelbuer, som om de have udgjort Dele af tidligere existerende, uhyre store Ringbjerge.

Hvad Højden af Maanens Bjerge angaar, saa staa de i denne Henseende kun lidet tilbage for Jordklodens højeste Bjerge og overgaa dem endogsaa i forholdsvis Størrelse. De højeste ligge alle i Nærheden af Sydpolen. Her findes saaledes Doerfel, hvis Top naar en Højde af 23000 Fod over den nedenfor liggende Slette, og det 22000 Fod høje Ringbjerg Newton, hvis Krater er saa dybt, at dets Bund aldrig oplyses hverken af Solens eller Jordens Straaler. Paa den nordlige Del af Maanen findes ligeledes betydelige Højder. Calippus i Kaukasus og Huyghens i Apeninerne hæve sig til henholdsvis 20000 og 18000 Fod. Tinderne i denne Bjergkjede hæve sig saa stejlt over den omliggende Slette, at deres Skygger kunne have en Længde af over 15 Mile (Fig. 98).

De kegleformede Bjerge, der ofte findes midt i et Krater, naa i Almindelighed ikke samme Højde, som de omgivende. Ringbjerge, men naar man maaler deres Højde over Bunden af Krateret, staa de i denne Henseende ofte ikke tilbage for Europas højeste Bjerge. Bjergkeglen i Tycho's Krater naar saaledes en Højde paa 15 og 16000 Fod; i Eratosthenes' Krater ved Enden af Apeninerne findes en Bjergkegle af omtrent samme Højde.

Beer's og Mäller's talrige Maalinger have vist, at 39 af Maanens Bjerge ere højere end Mont Blanc, og 6 staa i Højde ikke tilbage for de højeste Bjerge i Andeskjeden.

Ringbjergenes Diametre kunne være meget betydelige. Ptolomæus, Kopernikus og Tycho omslutte Kratere paa henholdsvis 25, 13 og 12 Mile i Diameter, og over 30 andre Kratere ere over 10 Mile brede. Et af de betydeligste Kratere Shickardt bar en Diameter paa 30-35 Mile, og den Ringvold, der omgiver det, naar en Højde af omtrent 10000 Fod. En Iagttager, der var stillet midt i dette Krater, vilde dog ikke kunne opdage de høje Bjerge, der omgive ham paa alle Sider. Deres Afstand og Maaneoverfladens Krumning er saa stor, at Bjergene ligge under Horizonten. Hvilken Forskjel mellem Maanens og vore Vulkankratere, »som i Maanens Afstand neppe vilde kunne iagttages i et Teleskop« (Humboldt) ! Iøvrigt findes der ogsaa paa Maanen en Mangfoldighed af mindre Kratere, af hvilke de mindste have et Gjennemsnit af 1/8 Mil.

Maanens Bjerge ere af vulkansk Oprindelse. Dette fremgaar af deres cirkelrunde Former, og af de kraterformede Fordybninger,

 

Fotografi af en Del af Maanens Overflade,
sammenlignet med Midlers Maanekort.

 

som de indeslutte. Maanen har oprindelig ligesom Jorden været en ildflydende Klode, hvis Overflade efterhaanden er størknet paa Grund af den ved Udstraalingen frembragte Afkjøling. Efterat en Skorpe har dannet sig, har denne været Sæde for alle de Fænomener, hvis Virkninger vi endnu finde paa Overfladen som Ringvoldene og de Fordybninger, der omsluttes af Voldene; Aarsagen til Dannelsen af disse Volde med deres Kratere er uden Tvivl Udbrud gjennem den faste Skorpe af Dampe fra Maanens stærkt ophedede Indre. I Begyndelsen, da Skorpen var forholdsvis meget tynd, brødes store Dele af denne itu, og saaledes bleve da de store Sletter, som vi kalde Have med de dem omgivende Bjerge dannede.

Senere, da Overfladen gjorde en stærkere Modstand, fremstod de større Kratere som Shichardt, Grimaldi o. a. Derpaa kom da Dannelsen af de mindre Kratere, hvormed en særdeles stor Del af Maanens Overflade er bedækket. Alle Kraterne ere dannede ved Gjennembruddet af de indre Dampe, der have dannet en Fordybning i Overfladen og rundt omkring denne opkastet de disse Fordybninger omgivende Ringvolde. At de smaa Kratere ere af en senere

Oprindelse end de store, viser sig derved, at der mange Steder paa Maanens Overflade findes mindre Kratere, der have skudt deres Ringbjerge ind i de større Kratere, medens det omvendte ikke finder Sted. Fig. 98, der fremstiller en Del af Maanens Overflade sydvest for Tycho, viser flere Exempler paa saadanne senere Dannelser af mindre Kratere.

Fig. 98. Maanebjerge sydvest for Tycho, efter Nasmyth.

 

Maanens Bjergegne, der opfylde næsten hele den sydlige Halvdel af den mod os vendte Del, udgjøre saa at sige den kontinentale Del af Maanen. Disse Egne hæve sig højt over de store Sletter, som man har givet Navn af Have. »Disse Egnes porøse Struktur«, siger en Iagttager, der er meget fortrolig med selenografiske Undersøgelser (Chacornac), »deres Evne til at tilbagekaste Lyset og navnlig deres Hævning over Sletterne, adskiller dem skarpt fra den flade Bund, hvis graaagtige Udseende og plane Overflade giver den et Udseende af at være Alluvialdannelser«. Skylde nu Maanens Sletter Vandet deres Dannelse? Chacornac, hvis Ord vi ovenfor have anført, forkaster dog denne Antagelse. Han støtter sig paa talrige og meget interessante Fænomener, der ifølge hans Mening tyde paa, at der efter den Tid, da de store Kratere bleve dannede, fandt store Udbrud Sted, ved hvilke der fremkom en dyndagtig Masse, der udfyldte Bunden af de første store Kratere. Denne umaadelige Dyndmasse er da den, hvis Rester bedække de store Strækninger af Maaneoverfladen, som vi kalde Have.

Iblandt Maanens Kratere finde vi nogle, hvis Bund er udhulet paa en regelmæssig Maade, der lader formode, at deres Form staar urørt fra deres Dannelsestid; de Skygger, som Ringbjergene kaste ned i Krateret, vise tydeligt Bundens Kegle- eller rettere Ellipsoideform. I andre Kratere derimod er Bunden jevn og fuldkommen plan og i Højde med de Ringvoldene omgivende Sletter. Saadanne udfyldte Kratere findes fornemlig langs med Randen af Havene. Som Exempel paa saadanne halv ødelagte Kratere skulle vi nævne Hippalus ved mare humorum, Davy og Bonpland ved mare nubium, Frascator paa den sydlige Bred af mare nectaris. Flere Kratere, der have hævet sig paa selve Sletternes Midte vise sig ligeledes for en Del at være udfyldte af det samme Dyndudbrud. Chacornac anfører Kies og Lubiniezky som Typer for denne særegne Form. Hvad der yderligere godtgjør Chacornac's Antagelse, er den Ejendommelighed, at mange af de Ringbjerge, der ligge umiddelbart op til de store Have, ere halvt ødelagte paa den mod Havet vendte Side, hvor Bjergene kun hæve sig ligesom smaa Rester af et overskyllet Land. Fig. 99 giver en tydelig Forestilling om et saadant halvt begravet Kraters Udseende.

 

 

Fig. 99. Et ødelagt Krater paa Grændsen at mare Acinpestatum.

 

Chacornac antager iøvrigt, at den Masse, der er udbredt over Maanehavene, er dannet ved stærke Udbrud af dampformige Substanser, der, efterhaanden som Maanens Afkjøling skred frem fortættede sig til Vædske, der omsider stivnede til en fast Klasse.

Vi have ovenfor givet en kort Fremstilling af de Hypotheser, der ere opstillede til at forklare Dannelsen af Maanens ejendommelige Overflade. Om en Sag som denne, der ifølge sin egen Natur ikke kan være Gjenstand for fysiske Undersøgelser, ere Meningerne iøvrigt meget delte. Nogle som Beer og Mädler forklare Overfladens Dannelse som en Følge af den indre Maanemasses Tryk paa Skorpen, men de give sig ikke af med nøjere at angive Naturen af disse indre Kræfter. Andre have ment, at det var Dampe og andre Luftarter, hvis Spandkraft sprængte den tynde Overfladeskorpe. Atter andre som Nasmyth og Carpenter have antaget, at Maaneoverfladen skylder sin ejendommelige Struktur til de Fænomener, der ledsagede Skorpens Størkning. Idet denne som en Følge af Afkjølingen trak sig sammen, frembragte den et saa stærkt Tryk paa de indre, flydende Dele, at disse paa mange Steder brøde igjennem Overfladen, hvorved Kraterne med deres Ringvolde og de mindre Bjergspidser, der ofte findes i Kraternes Midte, bleve dannede. Fig. 100 viser, hvorledes en saadan Dannelse er foregaaet ifølge Nasmyth's og Carpenters Hypothese.

Fig. 100. Dannelsen af Maanekratere og indre Bjergkegler, efter Nasmyth og Carpenter.

 

Vi have nu til Slutningen blot at omtale de saakaldte Lysbaand og Spalterne.

Fra mange af de store Kratere som Tycho, Aristark, Kopernikus, Kepler (Fig. 101) udgaar der nogle ejendommelige lysende Striber, der brede sig straaleformig ud til alle Sider omkring Kraterne som Midtpunkter. Disse besynderlige Dannelser paa Maaneoverfladen ere i Modsætning til Bjergene bedst synlige ved Fuldmaane. De ere næsten usynlige ved de andre Maanefaser, hvad der synes at godtgjøre, at de ikke ere Bjerg- eller Højderygge, der netop ved deres Skygger vilde være bedst synlige mellem Nymaane og Kvartererne. Til hvilken Art Dannelser disse Lysbroer kunne henføres, er man langt fra paa det rene med. Chacornac mener, at de ere af en forholdsvis ny Oprindelse, idet de skulle være et Produkt af størknede vulkanske Masser, der ere brudte ud af Kraterne. Andre, som Nasmyth og Carpenter, mene, at de ere fremkomne ved Udfyldning af den indre Masse af vulkanske Revner, der ved de indre Deles Tryk ere blevne frembragte omkring Kraterne.

Maanespalterne adskille sig fra Lysbaandene derved, at de øjensynligt ere dannede af lodrette, parallelle Vægge, der ikke springe frem paa Overfladen som Forhøjninger. Ved Fuldmaane er deres Farve hvid; ved de andre Faser ses de som sorte Linier; den ene af Væggene kaster da sin Skygge ned i selve Spalten. Flere saadanne Spalter ses paa det Billede, der forestiller et Maanelandskab i Nærheden af Apeninerne (Fig. 97).

 

Fig. 101. Lysbaand fra Kopernikus, Kepler, Euler og Aristark.

 

Man har først ment, at disse Dannelser vare gamle, udtørrede Flodlejer. Men deres Form, der ofte er bredest i Midten og ved begge Enderne, deres store Brede, som ofte naar op til 4 Mil, og deres Dybde, der vexler mellem 1200 og 1800 Meter, strider imod en saadan Hypothese. Længden af disse Spalter er forholdsvis ringe, idet den ligger imellem 2 og 25 Mile. Endnu en anden Omstændighed gjør Antagelsen af, at disse Spalter ere Flodsenge, endnu mere usandsynlig. Mange af Spalterne gaa nemlig tværs igjennem Bjergene og gjennemskære nogle af de højeste Ringbjerge.

B e e r og M ä d l e r, der have opdaget over 70 Spalter, som ikke tidligere vare bekjendte, anføre som en mærkelig Kjendsgjerning, at de fleste Spalter gaa omtrent i samme Retning. Alle Undersøgelser føre til den Antagelse, at disse Fænomener ere et Naturprodukt og ikke, som nogle have ment det, kunstige Dannelser, som Kanaler, udførte af Maanebeboerne. Deres Dannelse har rimeligvis funden Sted i en forholdsvis sen Tid, hvad den ovenfor omtalte Omstændighed, at de ofte gjennembryde Kraternes Ringvolde, tyder paa.

Vi ville ikke ende vor Beskrivelse af Maaneoverfladen uden at omtale det Spørgsmaal, om Maanen endnu er Sædet for vulkanske Fænomener. Visse særlig glimrende Punkter, som man har iagttaget paa Maanen, den stærke Glands af visse Kratere, navnlig af Aristark, støttede den Antagelse, at der endnu fandtes virksomme Vulkaner paa Maanen. Men man kom dog snart til den Overbevisning, at den ejendommelige Glands alene hidrørte fra en særegen stærk Tilbagekastning af Lyset. Senere have forskjellige Iagttagere ment at have godtgjort en Forandring i Formen og i Ordningen af visse Bjergsider, og i 1866 har Direktøren for Observatoriet i Athen, Professor Schmidt, paavist, at et lille i mare serenitatis beliggende Krater, som han tidligere havde iagttaget, delvis er forsvunden fra Maaneoverfladen. Flere Astronomer, som Secchi, Wo1f, Huggins, have meget omhyggeligt undersøgt dette Krater, hvis Navn er Linné, og det synes at fremgaa ved at sammenligne dets nuværende Udseende med tidligere Beskrivelser og Tegninger, at det er undergaaet Forandringer, der have funden Sted for faa Aar siden. Krateret skulde for en Del være bleven opfyldt af en hvidlig Materie, der ved at udbrede sig har ødelagt en Del af den oprindelige Ringvold. Senere er Linné nøje bleven iagttaget af en Mængde Astronomer, uden at det dog har været muligt bestemt at paapege nye Forandringer.

§ 5. De fysiske Forhold paa Maanen.

Hvad der fremfor alt adskiller de fysiske Forhold paa Maanen fra dem paa Jorden, er den Omstændighed, at Maanen ikke har nogen Atmosfære. Denne Kjendsgjerning fremgaar af mangfoldige Iagttagelser.

Naar saaledes Maaneskiven gaar forbi en Stjerne, udslukkes dennes Lys pludselig, uden at nogen gradevis Aftagen i Stjernens Glands angiver Tilstedeværelsen af en Dunstkreds. Denne pludselige Forsvinden af de Stjerner, som Maanen ved sin Bevægelse i Himmelrummet kommer til at skjule for os, finder Sted saavel for de mindstes som for de størstes Vedkommende; den iagttages ogsaa under de totale Maaneformørkelser, der muliggjøre særlig skarpe Observationer, eftersom Maanelyset under disse Forhold ikke oplyser vor Atmosfære.

Hvis Maanen havde en Atmosfære, maatte denne, hvor gjennemsigtig den end kunde være, dog bryde Lyset. Heraf vilde følge, at en Stjerne, der blev »bedækket« af Maanen, paa Grund af Straalebrydningen vilde kunne ses noget efter, at den i Virkeligheden var kommen bag ved Maaneranden, ligesom den paa den anden Side maatte blive synlig en lille Tid, førend Maaneskiven virkelig var gaaet forbi den, ganske paa samme Maade som vi paa Grund af den atmosfæriske Straalebrydning se Solen noget efter, at den er under Horizonten, eller førend den er kommen op over samme. Den iagttagne Varighed af Tiden for en Stjernebedækning maatte altsaa ifølge disse to Aarsager være noget mindre end den, der kan beregnes af Maanens Bevægelse, men Iagttagerne kunne ikke paavise den mindste Forskjel mellem de observerede og beregnede Tider.

Ganske vist er den Mulighed ikke udelukket, at Maanens Atmosfære har en saa ringe Højde, at vi af denne Grund som en Følge af vore Instrumenters Ufuldkommenhed ikke kunne paavise dens Virkninger. Maaske ere Maanens Lavlande bedækkede med et Luftlag; der ikke naar op til Bjergtoppene. De omhyggeligste spektralanalytiske Undersøgelser have imidlertid godtgjort, at Maanelyset fra alle Dele af Overfladen giver ganske det samme Spektrum som Solen, og at der i Maanelyset ikke findes nogen ny mørk Linie, der tyder paa, at der nogetsteds over Maanens Overflade hviler en Atmosfære, der indsuger Lyset.

Ved denne Mangel paa Luft kunne vi ogsaa forklare os, at Skyggerne paa Maanen ere saa overordenlig skarpe. Grændsen mellem den lyse og mørke Del af Maanefladen er ganske vist ikke jævn; betragte vi Maanen gjennem en Kikkert, se vi Grændselinien mellem Maanens Dag- og Natside som en meget uregelmæssig bugtet og kantet Linie; men disse Ujævnheder ere udelukkende en Følge af Maaneoverfladens Form; Grændselinien mellem den mørke og den lyse Del er intet Sted udvisket; overalt grændser det fuldt belyste umiddelbart op til det fuldstændig mørke.

Da Maanen ikke har nogen Atmosfære, kan der heller ikke existere Vand paa dens Overflade. Hvis der paa Maanen fandtes Floder, Søer og Have, maatte Vandet i disse dampe bort, indtil Damptrykket blev saa stort, at en videre Fordampning ved den forhaandenværende Temperatur blev forhindret. Der maatte da over Maanen hvile en Dampatmosfære, hvis Tæthed afhang af Varmegraden. Men Temperaturen paa Maanen er, som vi nedenfor skulle se det, underkastet de mest extreme Variationer. Der maatte derfor finde talrige og mægtige Skydannelser Sted paa Maanens Overflade. Men de Enkeltheder, som vi gjennem vore Kikkerter kunne se paa Maanen, fremtræde altid med den samme Skarphed; overalt hvor vi iagttage Overfladen finde vi ikke det mindste Spor til, at nogen Taage eller Skydannelse gjør nogen Del af denne utydelig.

Maanen har altsaa hverken Luft eller Vand, de nødvendige Betingelser for organisk Liv. i al Fald under de Former, hvori dette optræder her paa Jorden. Muligvis kan Solvarmen udvide og derved sprænge Dele af Bjergenes Masse, og maaske kunne saaledes store Bjergstykker rulle ned i Dybet. Men hvor store end slige Skred kunne være, ville de dog foregaa uden nogensomhelst Lyd.

Vor Drabants klima er ikke mindre ejendommeligt end de øvrige Forhold paa dens Overflade. Ethvert Punkt af denne modtager uafbrudt Solens Straaler i Løbet af over 14 Dage, og denne stærke Bestraaling dæmpes ikke ved Skyer eller ved en Atmosfære, der indsuger Lys og Varme. Paa denne lange Dag følger der en ligesaa lang Nat, i hvilken Temperaturen udentvivl synker dybt ned under Frysepunktet, eftersom Udstraalingen gaar uhindret for sig til Verdensrummet; ingen Dunstkreds danner i Maanens Nat ligesom her paa Jorden et beskyttende Tæppe for Overfladens Afkjøling.

Da Maanens Omdrejningsaxe kun har en meget ringe Heldning mod Ekliptikas Plan, findes der ingen Aarstider paa Maanen; men medens Solen i de ækvatoriale Egne hæver sig op til Zenith, beskriver den i de polære en Dagbue, der næsten falder sammen med Horizonten. Der maa saaledes være stor Forskjel paa Klimaterne efter Afstanden fra Ækvator, men samme Sted har hele Aaret igjennem det samme Klima, samme Dag- og samme Nattemperatur. Et Steds Klima afhænger paa Maanen udelukkende af dets Bestraaling af Solen; ingen Vinde eller Havstrømninger kunne der indvirke paa de klimatologiske Forhold.

§6. Himlens Udseende, betragtet fra Maanen.

Maanens Faser vise os, at alle dens Dele, efterhaanden som den bevæger sig om Jorden, blive bestraalede af Solen. Naar Maanen er fuld, vil Solen for en Beboer af Maanen netop passere den Meridian, der gaar igjennem Maanens Poler og Skivens Midtpunkt. Tiden mellem to Fuldmaaner eller 29,53 af vore Middelsoldage er altsaa for en Maanebeboer den Tid, der forløber mellem to paa hinanden følgende Passager af Solen gjennem Meridianen eller fra en Middag til den følgende. En Soldag paa Maanen udgjør altsaa lidt over 29½ af vore Døgn eller omtrent 709 Timer. Da Maaneaxen omtrent staar vinkelret paa Ekliptikas Plan, ere Dag og Nat overalt ligestore paa Maanen, og Solen vil saaledes for alle Punkter paa Maanen med Undtagelse af Polerne, hvor den stadig ses i Horizonten, være synlig 354½ Time og ligesaa længe usynlig.

Paa Maanen vil Dag og Nat ikke gaa saa jævnt over i hinanden som paa Jorden. Da der ikke existerer nogen Atmosfære, vil der heller ikke kunne være noget Tusmørke, der hidrører fra Sollysets Tilbagekastning fra de øvre Dele af Atmosfæren, efterat Solen er gaaet ned eller, førend den er staaet op. Dog er Overgangen mellem Dag og Nat ikke fuldkommen skarp. Natten er vel, forsaavidt som Jorden ikke skinner paa Maanens Himmel, fuldstændig mørk, saalænge ingen Del af Solen er over Horizonten; men da Solen for en Maanebeboer bevæger sig særdeles langsomt paa Himlen, vil Solen være meget længe om at staa op eller gaa ned, og i hele den Tid, som Solskiven bruger til at hæve sig over eller synke ned under Horizonten, voxer eller aftager Belysningen gradevis. Denne Tid udgjør næsten Halvdelen af et af vore Døgn; fra det Øjeblik, da det øverste Punkt af Solskiven netop viser sig over et Steds Horizont paa Maanen, vil der nemlig hengaa omtrent 10 Timer, førend hele Solskiven har hævet sig fuldstændigt over Horizonten, og en ligesaa lang Tid vil Solen bruge til sin Nedgang.

Solen viser sig paa Maanens Himmel som en skarpt begrændset Skive, uden om hvilken det fuldkommen sorte Himmelrum træder frem. En Maanebeboer vil kunne se Solens Kromosfære med de fra denne udgaaede Protuberanser ved fuldt Solskin. Ingen af Solstraalerne belyst Atmosfære skjuler om Dagen Stjernernes Lys for en Maanebeboer.

Beboerne af den Halvdel af Maanen, der er vendt mod os, ville se Jorden som en Skive, hvis Diameter er omtrent 4 og Overfladen omtrent 14 Gange større end de tilsvarende Dimensioner af Maanen, saaledes som den viser sig for os paa vor Himmel. Naar hele den Side af Maanen, der vender mod Jorden, har Nat, ses Jorden fra Maanen som en fuldbelyst Skive, der oplyser Maanen med et Lys, der er 14 Gange stærkere end det, som Jorden modtager fra Fuldmaanen. I den Tid, som Maanen bruger til at udføre et Omløb om Jorden, ses denne fra Maanen at gjennemløbe ganske de samme Faser som de, under hvilke Maanen ses fra Jorden. Kun naar den Side af Maanen, der vender mod os, er fuld belyst af Solen, vender Jorden hele sin mørke Side mod Jorden. Den Del af Maanen, som vender mod Jorden, har altsaa aldrig nogen fuldkommen mørk Nat, eftersom denne bestandig er oplyst af Jordens Skin.

§ 7. Maane- og Solformørkelser.

Naar Maanens og Jordens Bevægelser føre disse to Legemer i en saadan Stilling, at deres og Solens Midtpunkter ligge i samme rette Linie, fremkommer et af de Fænomener, som vi kalde en Sol- eller Maaneformørkelse. Hvis det er Maanen, der kommer mellem Solen og Jorden, vil den delvis eller helt hindre Solens Straaler i at træffe visse Dele af Jorden; vi ville da se den mørke Maaneskive dække en større eller mindre Del af Solen, og der indtræder da en Solformørkelse. Hvis det er Jorden, der kommer mellem Maanen og Solen, vil den forhindre Solstraalerne i at træffe Maanen; dennes Skive bliver derfor formørket, og vi have da en Maaneformørkelse.

Disse to Arter af Formørkelser ere imidlertid af forskjellig Karakter. Under en Solformørkelse, skjuler Maanen delvis eller helt Solen for visse Punkter af Jordens Overflade; Formørkelsen har et forskjelligt Udseende efter det Sted paa Jorden, hvorfra den betragtes. Et Sted er den fuldstændig, et andet Sted kun delvis, og den Del af Solen, der skjules af Maanen, er alt efter Stedets Beliggenhed større eller mindre. Det Tidspunkt., paa hvilket en Solformørkelse begynder, og Længden af Formørkelsens Varighed er ligeledes forskjellig efter Stedets Beliggenhed. En Maaneformørkelse derimod har for alle Punkter paa Jorden det samme Udseende, Formørkelsen indtræder og ophører i det samme Øjeblik for alle Steder, og fra alle Steder, hvor Formørkelsen kan iagttages, ses altid den samme Del af Maanen formørket.

Aarsagen til denne Forskjel i de to Formørkelser er den, at en Solformørkelse fremkommer ved, at Maanens Skygge formørker en større eller mindre Del af Jorden, medens det ved en Maaneformørkelse er Maanen, der træder ind i Jordens Skygge. En Solformørkelse kan altsaa kun ses fra de Steder af Jorden, der træffes af Maaneskyggen; uden for denne Del af Jorden skygger Maanen ikke for Solen, og der indtræder altsaa heller ikke her nogen Formørkelse. En Solformørkelse er altsaa i Virkeligheden en Formørkelse af en Del af Jorden. En Maaneformørkelse er derimod, som Navnet lyder, en virkelig Formørkelse af Maaneskiven, og denne Formørkelse maa derfor for alle Steder vise sig paa samme Maade.

Fig. 102 oplyser nærmere de her omtalte Forhold. Jorden og Maanen ere paa Figuren tegnede med de Skygger, som de kaste ud i Verdensrummet mod den fra Solen bortvendte Side. En Solformørkelse kan altsaa kun indtræde, naar Maanen er i Konjunktion, eller ved Nymaane, en Maaneformørkelse kun, naar Maanen er i Opposition med Solen, eller ved Fuldmaane.

Fig. 102. Forklaring af Sol- og Maaneformørkelse.

Hvis Maanen bevægede sig i Ekliptikas Plan, vilde vi altid ved hver Nymaane have Solformørkelse og ved hver Fuldmaane Maaneformørkelse. Men Maanen bevæger sig, som vi have set det, i et Plan, der danner en Vinkel paa 5° 8' 47" med Jordbanen. I den ene Halvdel af sin Bane er Maanen altsaa nord for, i den anden syd for Ekliptika, Maanen skjærer altsaa Ekliptika to Gange i hvert af deles Omløb omkring Jorden. Hvis nu disse Maanebanens Skjæringspunkter med Ekliptika eller Knuder altid laa i samme Retning med Hensyn til Solen, vilde vi enten altid have Formørkelse ved Ny- og Fuldmaane, eller disse Fænomener vilde aldrig kunne indtræde. I første Tilfælde maatte Knuderne ligge i den Linie, der forbinder Solen med Jorden, eller i alt Fald tæt ved denne, i sidste Tilfælde udenfor den omtalte Linie eller i alt Fald ikke i dens umiddelbare Nærhed. Men Maanebanens Knuder have (se S. 208) ikke nogen uforanderlig Beliggenhed; i Løbet af 18 Aar og 11 Dage komme de tilbage i samme Stilling til Solen, og saaledes kan det da indtræde, at de undertiden netop komme til at ligge i de Punkter af Banen, hvor Maanen er i Konjunktion eller i Opposition med Solen, men som oftest langt fra disse.

Vi ville nu nærmere betragte hver af de to Arter Formørkelser for sig. Jordens Skygge har, regnet fra Jordcentret, en Længde af 916 Jordradier, medens Maanens Afstand fra samme Punkt, kun udgjør 60 Jordradier. Vi se altsaa, at Jordskyggen er tre til fire Gange længere en Maanebaneradien. I Maanens Middelafstand fra Jorden er Jordskyggens Diameter mellem 2 og 3 Gange større end Maanens. Maanen vil altsaa kunne blive fuldstændig formørket af Jordens Skygge. Ligger den ene af Maanebanens Knuder netop i Skyggens Axe paa den Tid, da Maanen er i Opposition, passerer Maanen ved sin Bevægelse omkring Jorden gjennem den længst mulige Del af Skyggen. Varigheden af Formørkelsens Totalitet er da saa stor, som den under de givne Omstændigheder kan være. Formørkelsen kan dog ogsaa være total uden at være central, naar Maanebanen gaar igjennem en tilstrækkelig stor Del af Skyggen. Er Maanebanen noget længere borte fra Skyggen, træder Maaneskiven kun delvis ind i denne, og Formørkelsen bliver da partiel.

Ved Begyndelsen af en total eller fuldstændig Maaneformørkelse, iagttager man først en meget ringe og senere en noget stærkere Aftagen af Maanens Lys. Dette hidrører fra Jordens Halvskygge, der træffer Maanen; denne belyses da kun delvis af Solens Straaler, der ved Jordens Mellemkomst for en Del hindres i at træffe Maaneskiven. Ved den egenlige Formørkelses Begyndelse ses Jordens Skygge at falde paa Maanen som en Del af en mørk Cirkel, hvis Rand dog ikke er fuldkommen skarp; efterhaanden bevæger Skyggen sig mere og mere frem over Maaneskiven, idet den altid gaar fra Øst mod Vest, en Følge af Maanens Bevægelse i den modsatte Retning. Skyggens Farve er først graasort, og man ser i Begyndelsen intet af den formørkede Del. Men efterhaanden som Formørkelsen bliver større, gaar Skyggens Farve over til at blive brunrød, og den formørkede Del af Maanen bliver da atter svagt synlig.

Maanen bliver næsten aldrig fuldkommen usynlig under en total Formørkelse. Aarsagen hertil hidrører fra Solstraalernes Brydning i Jordens Atmosfære, hvis tætteste Dele de gaa igjennem. Undertiden er dog hændet, at Maanen helt er forsvunden i Jordskyggen, saa at den er bleven fuldstændig usynlig. Som Exempler paa dette Tilfælde nævnes Formørkelserne i 1642, 1761 og 1816; det var under de i disse Aar indtrædende Formørkelser umuligt at finde Maanens Sted paa Himlen. Til andre Tider som i 1703 og 1848 har Maanen under en Formørkelse været saa lys, at man næsten maatte betvivle, at den virkelig var formørket. Forklaringen af disse forskjellige Forhold maa søges i ejendommelige Gjennemsigtighedsforhold af den Del af Atmosfæren, som omkredser de Dele af Jorden, for hvilke Solen staar op og gaar ned under Formørkelsen.

Vi have ovenfor omtalt, at en Formørkelse kun indtræder, naar en af Maaneknuderne ligger i Nærheden af den Linie, der forbinder Solens og Jordens Centre, og at Maaneknuderne stadig bevæge sig rundt om Maanebanen, saa at de i Løbet af 18 Aar og 11 Dage atter indtage den samme Stilling med Hensyn til Solen. Deraf følger altsaa, at Formørkelserne ville blive gjentagne efter Forløbet af det Tidsrum, saa at man blot behøver at optegne alle de Formørkelser, der have funden Sted i en saadan Periode, for deraf at beregne alle de følgende. Denne Maade at forudsige Formørkelserne paa var allerede kjendt af Kaldæerne for over 2000 Aar siden. Omstaaende Tabel giver en saadan fuldstændig Cyklus af Maaneformørkelser.

 

Den ovenstaaende Tabel kan vel tjene til at forudsige om en Maaneformørkelse vil indtræde til en eller anden Tid, men vi kunne dog ikke ved Hjælp af denne med Nøjagtighed forudsige Formørkelsens Begyndelse, Varighed og Størrelse.. Det kan saaledes hænde, at en partiel og meget lille Formørkelse ikke kommer igjen efter Forløbet af Perioden og ligeledes, at en partiel Formørkelse finder Sted 18 Aar og 11 Dage efter et Tidspunkt, da der ikke har været nogen Formørkelse. Denne Methode, der var det eneste Middel, som de gamle brugte til at forudsige Formørkelser, er derfor ikke tilstrækkelig til at forudbestemme Formørkelserne med den Nøjagtighed som de astronomiske Bestemmelser nutildags fordre.

Et Blik paa omstaaende Tabel viser os baade Methodens Værdi og dens Utilstrækkelighed. Som vi se det, komme de samme Formørkelser igjen efter et Tidsrum af 18 Aar 11 Dage og mellem 7 og 8 Timer (den anførte Tid gjælder for Formørkelsens Midte). Datum er formindsket med en Dag, naar der mellem to til hinanden svarende Formørkelser er en Skuddag mere; saaledes Formørkelsen d. 7de Febr. 1860 og 17de Febr. 1878. To tilsvarende Formørkelsers Størrelser ere meget nær den samme; imidlertid kan der til en partiel Formørkelse i en Cyklus svare en total i den anden, saaledes var ved Formørkelsen d. 13de Okt. 1850 0,99 af Maanens Diameter formørket, medens den tilsvarende d. 25 Oktb. 1874 var total, idet Maanecentret passerede gjennem Skyggen i en Linie, der var 1,05 Maanediametre.

Af ovenstaaende Tabel kunne vi endvidere beregne, at

Formørkelsen d. 12 Juni 1862 er kommen igjen d. 22 Juni 1880
Formørkelsen d 6 Dec. 1862 er kommen igjen d. 16 Dec. 1880.
Formørkelsen d. 1 Juni 1863 vil komme igjen d. 12 Juni 1881
Formørkelsen d. 25 Nov. 1863 vil komme igjen 5 Dec. 1881

o. s. fr.

Solformørkelserne fremkomme, som vi ovenfor have sagt det, ved at Maanens Skygge naar Jorden. For et Sted, der ligger i Maanens Kærneskygge, er Formørkelsen total; Maanen dækker da fuldstændig for Solen; for et Sted, der ligger i Maanens Halvskygge, er Formørkelsen partiel; Solen dækkes da kun tildels af Maanen. Formørkelsen kaldes central for de Steder, for hvilke Maaneskivens Centrum ses at dække Solens. Den kan da enten være total eller ringformig, idet Solens yderste Rand ses uden om den mørke Maaneskive. I dette sidste Tilfælde er Maanen, hvis Afstand fra Jorden er noget forskjellig, saa langt borte fra denne, at dens Kærneskygge ikke naar Jorden.

Solformørkelser kunne kun indtræde ved Nymaane, og en af Maanebanens Knuder maa da i saa Fald ligge i eller tæt ved den Linie, der forbinder Jordens og Solens Centre. Vi kunne derfor ogsaa bestemme Solformørkelserne forud ved den ovenfor angivne Methode, men vi kunne dog ikke ad denne Vej faa at vide om Formørkelsen er synlig paa et bestemt Sted, eller hvor stor en Del af Solen, der paa dette ses formørket. Aarsagen til, at en Solformørkelse ikke som en Maaneformørkelse har samme Udseende for alle Steder, ligger i den ovenfor fremhævede Forskjel mellem de to Arter Formørkelser. Den Del af Maanens Skyggekegle, der naar Jorden, har kun et Tværmaal af i det højeste 13 Mile. Formørkelsen er derfor kun samtidig total for en lille Cirkel af den ovennævnte Diameter. Men paa Grund af Jordens Axeomdrejning og Maanens Bevægelse omkring Jorden kommer Skyggen paa Jorden til at beskrive et Belte, i hvilket den totale Formørkelse efterhaanden bliver synlig. Paa begge Sider af dette Belte findes et andet bredere, hvor Formørkelsen er partiel.

Varigheden af en Solformørkelse er forskjellig; men vi maa her skjelne mellem den Tid, i hvilken en Formørkelse overhovedet er synlig for Jorden, og Fænomenets Varighed for et enkelt Sted. For et Punkt under Ækvator har Formørkelsen sin største Tidsvarighed; en total Solformørkelse kan her i det højeste vare i 4T.49M.44S., men selve Totaliteten kun i 12M.46S.

I en Periode af 18 Aar indtræffer der ialt 70 Formørkelser; af disse 29 Maane- og 41 Solformørkelser. Det største Antal Formørkelser, der kan finde Sted i et enkelt Aar, er 7; det mindste to, men disse ere da begge Solformørkelser.

Af de 41 Solformørkelser, der indtræde i 18 Aar, ere de 28 centrale for visse Steder af Jorden; disse Formørkelser kunne altsaa efter Omstændighederne være totale eller ringformige.

Da Maanen i sit Omløb omkring Jorden bevæger sig fra Vest mod Øst, begynder en Solformørkelse altid paa Solens vestlige Side og ophører paa dens østlige.

Dagslyset begynder dog først kjendelig at svækkes, naar Maaneskiven er naaet forbi Midtpunktet af Solen; umiddelbart før Totaliteten indtræder, svækkes Lyset saa pludseligt, at alle Iagttagere gribes af en uvilkaarlig Følelse af Frygt. Alle Gjenstande antage en anden Farve end deres naturlige; Træernes grønne Farve bliver askegraa; i de højere Regioner i Nærheden af Zenith antager Himlen et blyfarvet Udseende, medens den ved Horizonten farves grønliggul. Er Totaliteten indtraadt, viser Maaneranden sig omgivet af Kronen og Protuberanserne, Fænomener, som vi tidligere udførlig have beskrevet.

Naar en Iagttager befinder sig paa et tilstrækkelig højt Standpunkt, ser han Maaneskyggen komme farende frem over Jorden med samme Hastighed som den, med hvilken Jorden drejer sig om sin Axe. Mørket under Totaliteten er dog ikke fuldstændigt; det sammenlignes med det Tusmørke, der hersker 1/2 eller 3/4 Time, efterat Solen er gaaet ned. De klareste Stjerner komme da tilsyne paa Himlen.