2) lunar observation
月球观测
3) 39th LPSC
39届月球与行星科学大会
4) lunar exploration satellite
月球探测卫星
5) Lunar Prospector airship
月球探测者飞船
6) Observe the orbit of the moon.
观测月球的轨道
补充资料：月球和行星测量
测定月球和太阳系各行星的几何参数、物理参数、外部重力场以及建立控制网的方法。
人类最早观测月球表面是意大利的伽利略(G.Gali-lei)于1610年用望远镜进行的。直到1946年才开始综合使用光学法和雷达脉冲法测量月球和行星，但这些测量工作都是在地面上进行的。1959年开始用人造卫星和空间飞行器探索月球和行星，并根据这些空间飞行器获取的数据，按传统的测量方法进行研究，这就形成了月球和行星测量。
月球和行星测量方法同传统测量方法的基本区别是在这些天体上一般不设置测站，而主要是由空间飞行器以及月球或行星的卫星在这些自然天体重力场中的运动来获取观测数据。只有在个别情况下，才用载人或无人的飞行器登上这些天体的表面来直接获取数据。
月球测量 月心坐标系和月面控制网的建立 同地球上地心坐标系一样，也可以建立月球上的月心坐标系。这个空间坐标系(X,Y,Z)的中心位于月球的质心；它的Z轴沿着月球的自转轴，并同月球赤道面垂直;它的X轴指向地球的质心。月球测量中的参考面一般选为球状的，参考球的球心同月球质心重合。月球上经度和纬度的定义与地球上的相同，其零子午面由Z轴和X轴组成。类似于地球上的岁差、章动和极移,月球也有经纬天平动,所以也要引进平极和平零子午线的定义。月球上的高程以上述的参考球为起算面。
月球上的控制网,在月球朝向地球的这一面上(简称月球的前表面)已经布设完成。控制网的施测采用3种不同的方法进行。第一种是激光测距法，控制网是由间距约为1000公里的激光反射器这样特殊的测量"觇标"所构成，这些反射器是在美国"阿波罗"11号、14号、15号和苏联"月球"17号等空间飞行任务中安置的。由地面上的激光测月装置测定这些觇标和地球上已知坐标点的距离，从而导出月球控制网各点的月心坐标。第二种是无线电定位法，控制网是由"阿波罗"12号、14号、15号、16号、17号于空间飞行任务中在月球上布设的无线电发射机所组成。在地面上两个接收站对这些发射机进行同步观测，应用干涉测量原理，测定这些发射机的相对位置。无线电发射机网用于补充反射器网。反射器位置和发射机相对位置的测定精度,目前可达±1米。第三种是摄影测量法，利用卫星或空间飞行器所摄的像片进一步加密控制点（月球上可判读的火山口或其他特征点）。这些像片自动冲洗，经扫描后，将摄影信息发回地球。摄影机中心在空间的位置，可由地面跟踪站用多普勒方法或雷达测距方法求定。如果建立了月心坐标系中的卫星运动方程，采用卫星大地测量动力法处理观测数据，则除了求出摄影机位置的月心坐标之外，还可求出月球重力场参数。摄影机轴的定向是用卫星上的恒星摄影机对恒星摄取的像片来求定的。利用卫星对月球表面的测高资料可以提供尺度控制。假如像片有足够的重叠，那么就可以由空中三角测量来确定月球表面上的控制点。1971～1972年美国在"阿波罗"15号、16号、17号飞行任务中，利用一台测量月面的摄影机、一台恒星摄影机、一台激光测高仪(精度±2米)和一台时钟（精度±1毫秒）,在月球前表面赤道两侧各30°的范围内（约占月球总面积20％）建立了月面控制网,其中每900平方公里一个控制点，相对位置的精度约为±30米。
月球重力场和其他参数的测定 类似于求定地球的引力位。月球的引力位也是用球谐函数展开式来表示，此展开式的球谐系数和月心引力常数是用卫星大地测量的动力法对空间飞行器的跟踪数据进行处理来求定的。但由于飞行器进入月球背面后地球上无法跟踪，所以月球后表面的重力场和控制点坐标的求定精度是不很准确的。月球前表面质量集中区的重力场有很大的正异常，达到200毫伽。在"阿波罗"飞行任务期间,曾在月球表面的某些点上直接测量了重力。现有的分析表明，月球重力场长波特征的变化很平缓，重力异常的均方根值在1000×1000平方公里范围内小于±30毫伽。
月球引力位的球谐展开式的系数已推到15阶次，但其中只到三阶次是比较精确的（±1×10-6）。
同大地水准面类似，在月球上，将某一包围的体积和月球实际体积相等的水准面定义为月球水准面。同这一月球水准面最佳拟合的体形是一个球，月球的高程异常和垂线偏差分别可达±500米和±10′。
月球的各种参数 月球平均半径RM为1737.7公里，平均密度ρM为3.34克／厘米3，总质量MM为7.35×1022千克,表面重力值平均为162.8伽，约为地球表面重力值的1/6，月心引力常数GMM为4902.8×109米3／秒2，自转角速度ωM为2.661699×10-6弧度／秒，它的二、三阶次球谐展开式参数分别为 J2=2.05×10-4，J2,2=-2.2×10-5，J3=1.1×10-5。
行星测量 同月球测量方法类似。除了采用地面光学观测和雷达测量之外，还利用空中飞行器的跟踪数据以及它所获取的摄影数据。由行星周围重力场中的人造天体和自然天体的轨道摄动观测结果，就可用动力法解算出它们的引力常数和质量的乘积GM，以及引力位较低阶次的球谐系数Jnm和Knm。天文观测(特别是雷达测量)提供了行星的赤道半径和自转速度。
对内行星来说（即金星、火星、水星），它们的各种参数分别为：
水星：GM＝2.20×1013米3／秒2，ɑ＝2.44×103公里。
金星：GM＝3.24859×1014米3／秒2，ɑ＝6.05×103公里。
火星：GM＝4.28283×1013米3／秒2，ɑ＝3.397×103公里。
J2＝1.96×10-3，J2,2=5.5×10-5，K2,2 ＝-3.1×10-5。
对外行星来说(即木星、土星、天王星、海王星等)，只有对木星采用过空间飞行器进行了探测，对其他行星目前还只是用光学和雷达测量的方法。它们的参数分别为
木星：GM＝1.2672×1017米3／秒2，ɑ ＝7.08×104公里。
J2＝1.47×10-2，J4=-7×10-4。
土星：GM＝3.792×1016米3／秒2，ɑ＝6.0×104公里。
J2＝1.67×10-2。
天王星：GM＝5.82×1015米3／秒2，ɑ ＝2.5×104公里。
海王星：GM ＝6.87×1015米3／秒2，ɑ ＝2.4×104公里。
参考书目
W.Torge,Geodesy,Walter de Gruyter,Berlin,1980.
人类最早观测月球表面是意大利的伽利略(G.Gali-lei)于1610年用望远镜进行的。直到1946年才开始综合使用光学法和雷达脉冲法测量月球和行星，但这些测量工作都是在地面上进行的。1959年开始用人造卫星和空间飞行器探索月球和行星，并根据这些空间飞行器获取的数据，按传统的测量方法进行研究，这就形成了月球和行星测量。
月球和行星测量方法同传统测量方法的基本区别是在这些天体上一般不设置测站，而主要是由空间飞行器以及月球或行星的卫星在这些自然天体重力场中的运动来获取观测数据。只有在个别情况下，才用载人或无人的飞行器登上这些天体的表面来直接获取数据。
月球测量 月心坐标系和月面控制网的建立 同地球上地心坐标系一样，也可以建立月球上的月心坐标系。这个空间坐标系(X,Y,Z)的中心位于月球的质心；它的Z轴沿着月球的自转轴，并同月球赤道面垂直;它的X轴指向地球的质心。月球测量中的参考面一般选为球状的，参考球的球心同月球质心重合。月球上经度和纬度的定义与地球上的相同，其零子午面由Z轴和X轴组成。类似于地球上的岁差、章动和极移,月球也有经纬天平动,所以也要引进平极和平零子午线的定义。月球上的高程以上述的参考球为起算面。
月球上的控制网,在月球朝向地球的这一面上(简称月球的前表面)已经布设完成。控制网的施测采用3种不同的方法进行。第一种是激光测距法，控制网是由间距约为1000公里的激光反射器这样特殊的测量"觇标"所构成，这些反射器是在美国"阿波罗"11号、14号、15号和苏联"月球"17号等空间飞行任务中安置的。由地面上的激光测月装置测定这些觇标和地球上已知坐标点的距离，从而导出月球控制网各点的月心坐标。第二种是无线电定位法，控制网是由"阿波罗"12号、14号、15号、16号、17号于空间飞行任务中在月球上布设的无线电发射机所组成。在地面上两个接收站对这些发射机进行同步观测，应用干涉测量原理，测定这些发射机的相对位置。无线电发射机网用于补充反射器网。反射器位置和发射机相对位置的测定精度,目前可达±1米。第三种是摄影测量法，利用卫星或空间飞行器所摄的像片进一步加密控制点（月球上可判读的火山口或其他特征点）。这些像片自动冲洗，经扫描后，将摄影信息发回地球。摄影机中心在空间的位置，可由地面跟踪站用多普勒方法或雷达测距方法求定。如果建立了月心坐标系中的卫星运动方程，采用卫星大地测量动力法处理观测数据，则除了求出摄影机位置的月心坐标之外，还可求出月球重力场参数。摄影机轴的定向是用卫星上的恒星摄影机对恒星摄取的像片来求定的。利用卫星对月球表面的测高资料可以提供尺度控制。假如像片有足够的重叠，那么就可以由空中三角测量来确定月球表面上的控制点。1971～1972年美国在"阿波罗"15号、16号、17号飞行任务中，利用一台测量月面的摄影机、一台恒星摄影机、一台激光测高仪(精度±2米)和一台时钟（精度±1毫秒）,在月球前表面赤道两侧各30°的范围内（约占月球总面积20％）建立了月面控制网,其中每900平方公里一个控制点，相对位置的精度约为±30米。
月球重力场和其他参数的测定 类似于求定地球的引力位。月球的引力位也是用球谐函数展开式来表示，此展开式的球谐系数和月心引力常数是用卫星大地测量的动力法对空间飞行器的跟踪数据进行处理来求定的。但由于飞行器进入月球背面后地球上无法跟踪，所以月球后表面的重力场和控制点坐标的求定精度是不很准确的。月球前表面质量集中区的重力场有很大的正异常，达到200毫伽。在"阿波罗"飞行任务期间,曾在月球表面的某些点上直接测量了重力。现有的分析表明，月球重力场长波特征的变化很平缓，重力异常的均方根值在1000×1000平方公里范围内小于±30毫伽。
月球引力位的球谐展开式的系数已推到15阶次，但其中只到三阶次是比较精确的（±1×10-6）。
同大地水准面类似，在月球上，将某一包围的体积和月球实际体积相等的水准面定义为月球水准面。同这一月球水准面最佳拟合的体形是一个球，月球的高程异常和垂线偏差分别可达±500米和±10′。
月球的各种参数 月球平均半径RM为1737.7公里，平均密度ρM为3.34克／厘米3，总质量MM为7.35×1022千克,表面重力值平均为162.8伽，约为地球表面重力值的1/6，月心引力常数GMM为4902.8×109米3／秒2，自转角速度ωM为2.661699×10-6弧度／秒，它的二、三阶次球谐展开式参数分别为 J2=2.05×10-4，J2,2=-2.2×10-5，J3=1.1×10-5。
行星测量 同月球测量方法类似。除了采用地面光学观测和雷达测量之外，还利用空中飞行器的跟踪数据以及它所获取的摄影数据。由行星周围重力场中的人造天体和自然天体的轨道摄动观测结果，就可用动力法解算出它们的引力常数和质量的乘积GM，以及引力位较低阶次的球谐系数Jnm和Knm。天文观测(特别是雷达测量)提供了行星的赤道半径和自转速度。
对内行星来说（即金星、火星、水星），它们的各种参数分别为：
水星：GM＝2.20×1013米3／秒2，ɑ＝2.44×103公里。
金星：GM＝3.24859×1014米3／秒2，ɑ＝6.05×103公里。
火星：GM＝4.28283×1013米3／秒2，ɑ＝3.397×103公里。
J2＝1.96×10-3，J2,2=5.5×10-5，K2,2 ＝-3.1×10-5。
对外行星来说(即木星、土星、天王星、海王星等)，只有对木星采用过空间飞行器进行了探测，对其他行星目前还只是用光学和雷达测量的方法。它们的参数分别为
木星：GM＝1.2672×1017米3／秒2，ɑ ＝7.08×104公里。
J2＝1.47×10-2，J4=-7×10-4。
土星：GM＝3.792×1016米3／秒2，ɑ＝6.0×104公里。
J2＝1.67×10-2。
天王星：GM＝5.82×1015米3／秒2，ɑ ＝2.5×104公里。
海王星：GM ＝6.87×1015米3／秒2，ɑ ＝2.4×104公里。
参考书目
W.Torge,Geodesy,Walter de Gruyter,Berlin,1980.
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参考词条