(1)
На дневной стороне Луны можно приближенно ориентироваться по Солнцу и Земле.
Благодаря осевому вращению Луны происходит суточное перемещение Солнца по лунной небесной сфере. Для наблюдателя, расположенного в центре обращенной к Земле стороны Луны, Солнце взойдет в восточной стороне и спустя 7,4 земных суток пройдет вблизи точки зенита. Ещё через 7,4 земных суток после кульминации Солнце зайдет на западе.
Знание этих особенностей суточного движения Солнца по лунной небесной сфере поможет наблюдателю приближенно определить по положению Солнца на лунном небе направления на стороны горизонта.
Что касается ориентирования по наблюдению Земли, то здесь нужно иметь в виду следующее. Как известно, Луна всегда обращена к Земле одной и той же стороной. Происходит это благодаря тому, что Луна совершает полный оборот вокруг своей оси за то же время, в течение которого она обходит вокруг Земли. Совпадение периодов обращения и собственного вращения, видимо, не является простой случайностью. Немаловажную роль сыграли земные приливы в веществе Луны, тормозившие её суточное вращение. Но если с Земли мы всегда видим одну и ту же половину Луны, то это означает, что для наблюдателя, который находится в центре обращенной к Земле стороны Луны, Земля всегда должна находиться в точке зенита.
В действительности наблюдаются колебательные движения Земли относительно этой точки лунной небесной сферы. Причиной таких колебаний служат так называемые либрации — «покачивания» Луны, в результате которых земной наблюдатель имеет возможность видеть не половину лунного шара, а несколько большую часть поверхности Луны. Либрация бывает двух видов — оптическая и физическая.
Причина оптической либрации — неравномерное движение Луны по эллиптической орбите вокруг Земли. Согласно второму закону Кеплера в области перигея Луна движется быстрее, в области апогея — медленнее. Собственное же вращение Луны вокруг оси совершается с постоянной угловой скоростью. Благодаря этому в районе перигея угловая скорость орбитального движения Луны несколько больше, чем угловая скорость осевого вращения, а в районе апогея — несколько меньше её. Поэтому только в точках апогея и перигея центр видимой стороны Луны совпадает с центром лунного диска. Для земного наблюдателя на участке между перигеем и апогеем он сместится к востоку, а на участке между апогеем и перигеем к западу. Вследствие этого земному наблюдателю в первом случае приоткроется некоторая часть обратной стороны Луны, расположенная за западным краем лунного диска, а во втором — за восточным. Это явление получило название оптических либраций по долготе.
Существует ещё и оптическая либрация по широте, связанная с тем, что ось вращения Луны не перпендикулярна к плоскости её орбиты, а эта плоскость в свою очередь несколько наклонена к плоскости эклиптики. Благодаря этому земному наблюдателю приоткрывается то область, расположенная за северным краем лунного диска, то — за южным. Оптическая либрация по широте исчезает в те моменты, когда Луна находится на линии узлов, т.е. в плоскости эклиптики.
Кроме того, имеет место ещё и так называемая суточная оптическая либрация, которая носит чисто параллактический характер. Этот вид либрации порождает перемещение земного наблюдателя в пространстве, вызванное суточным вращением Земли. Но эта либрация весьма незначительна.
Существует и физическая либрация, т.е. реальные покачивания Луны, связанные с характером гравитационного взаимодействия между Землей и Луной, которая не является идеальным шаром с равномерным распределением масс.
Итак, наблюдатель, расположенный в центре стороны Луны, обращенной к Земле, увидит Землю (если отвлечься от либрации) вблизи точки зенита. При смещении наблюдателя по лунной поверхности Земля будет смещаться в противоположном направлении на такое же количество градусов, на какое переместился наблюдатель относительно начала координат. Следовательно, наблюдатель по положению Земли на небе всегда может определить направление к центру видимой стороны Луны, а измеряя зенитное расстояние Земли, узнать на каком угловом расстоянии он от этой точки находится.
Зафиксируем теперь некоторое положение Луны на околоземной орбите и заметим, на фоне какого созвездия в это время находится Земля. Дождемся далее момента, когда Луна, совершив полный оборот вокруг Земли, вновь придет в избранную нами точку. При этом Земля опишет полную окружность на лунной небесной сфере и окажется в том же созвездии (изменится лишь её фаза).
Для определения местоположения точки на поверхности самой Луны применяются различные системы координат. Мы воспользуемся так называемой селенографической системой, аналогичной системе земных географических координат. Нулевым обычно считается меридиан, проходящий через центр лунного диска в момент, когда оптическая либрация по долготе равна нулю.
Как и на Земле, селенографическая широта отсчитывается от линии экватора вдоль дуги соответствующего меридиана. Селенографическая долгота измеряется дугой лунного экватора от нулевого меридиана в направлении перемещения по лунной поверхности линии терминатора, т е. границы дня и ночи. Если смотреть со стороны северного полюса Луны, то движение линии терминатора будет происходить по часовой стрелке и долгота отсчитывается в направлении по часовой стрелке.
Теперь мы располагаем необходимыми данными для того, чтобы путем наблюдения небесных светил определять на поверхности Луны селенографические координаты: долготу φc и широту lc.
Надо, однако, напомнить, что, решая аналогичную задачу для земного наблюдателя, мы пользовались некоторыми данными, имеющимися в Астрономических ежегодниках. Лунных астрономических ежегодников пока нет и поэтому нам придётся пользоваться земным ежегодником, переводя при этом по уже известным нам формулам экваториальные координаты звёзд α и δ в эклиптические λ и β, где λ, — долгота светила, а β — его широта.
Эклиптические же координаты мы в первом приближении будем отождествлять с лунно-экваториальными, так как плоскость небесного экватора на лунной небесной сфере образует с плоскостью эклиптики достаточно малый угол 1°32'. При этом эклиптическая широта светила будет практически равна его склонению в лунно-экваториальной системе координат.
Определение широты на Луне в принципе не отличается от подобной же операции на Земле. Прежде всего необходимо определить на лунной небесной сфере местоположение северного полюса мира. Это можно, например, сделать, соединив воображаемой линией звезды δ и ζ из созвездия Дракона и поделив её пополам.
Широта места может быть получена путем определения зенитных расстояний звёзд в момент верхней или нижней кульминации, по следующим формулам:
φc = d ± zв или φc = 180° — (d + zн),
(2)
где zв и zн — зенитные расстояния в верхней и нижней кульминации, a d — склонение в лунно-экваториальной системе координат, которые мы в данном случае считаем приближенно равным β — широте в эклиптической системе.
Поэтому для рассматриваемого случая формулы (2) можно переписать следующим образом:
φc = β ± zв или φc = 180° — (β + zн).
(3)
Следует, правда, отметить, что вследствие медленного суточного вращения Луны определять моменты кульминаций звёзд, находясь на поверхности нашего естественного спутника, будет весьма затруднительно. Поэтому лучше воспользоваться координатами звезды, которая в момент наблюдения находится в точке зенита (если такая звезда есть и координаты её известны). Тогда
φc = d = β.
(4)
Что же касается определения долготы, т. е. углового расстояния от нулевого меридиана, то, как и на Земле, она определяется сравнением местного времени и пункте наблюдения и времени на нулевом меридиане.