Librace (z lat. librare) jest kolébání měsíce, jež způsobuje, že nevidíme vždy a se všech míst na zemi jen přesně téže polovice povrchu měsíčného, nýbrž i části polovice jinak od nás odvrácené, tak že celkem viděti můžeme po sobě 0·57 čili 4/7 povrchu měsíčního, kdežto ostatní 3/7 zůstávají nám neviditelnými. Za siderický měsíc shledáme, že ve středu kotouče měsíčního nenalézá se vždy týž bod (kratér), nýbrž že sousední body s prava nebo s leva, shora neb zdola do středu toho vstupují a měsíc tedy takořka kolébá se s jedné strany na druhou a shora dolů. L. měsíce je buď zdánlivá (optická) nebo skutečná (fysická). L. zdánlivá závisí na stanovisku pozorovatele vzhledem ku měsíci, fysická nikoli. L. optická jest: a) l. v délce (geocentrická), b) l. v šířce (geocentrická), c) denní neb parallaktická. Za dobu, za kterou otočí se měsíc jednou kolem své osy, oběhne právě jednou kolem země. Kdežto rotace měsíce je rovnoměrná, je rychlost na elliptické dráze kolem země v přízemí největší, v odzemí nejmenší, pohyb ten je nerovnoměrný a tím vzniká l. v délce, neboť rychlost měsíce na dráze je brzo větší, brzo menší než rychlost rotační. Tato l. obnáší nejvýše 7° 35’ na každou stranu, t. j. někdy přijde bod o 7° 35’ na západ ležící do středu měsíce, někdy opět bod o 7° 35’ na východ ležící, tak že vidíme v prvním případě kus měsíce na západním kraji dříve neviditelný a ve druhém takový kus na východním kraji. Zdá se, že se měsíc kolébá od východu na západ a naopak. L-ci v délce nejprve pozorovali Hevel a Riccioli. L. v šířce vzniká tím, že rotační osa měsíce je ke dráze nakloněna o 831/2° a zůstává rovnoběžnou s původní polohou. Tím se stává, že jednou obrácen je k nám pól severní a jižní odvrácen, tak že vidíme ještě čásť povrchu měsíčního za pólem severním, kdežto pólu jižního nevidíme; po druhé opět pól jižní je viditelný a severní od nás odvrácen. Vidíme tedy časem kusy povrchu za pólem severním a za pólem jižním a měsíc zdá se kolébati se od severu na jih a naopak. L. v šířce obnáší celkem nejvýše 6° 47’ na každou stranu a nejméně 6° 29’; objevil ji Galilei. — Pro po měrnou blízkost měsíce a velikost země vidíme různé polovice povrchu měsíčního dle toho, jsme-li blíže severnímu nebo jižnímu pólu země. Tak vzniká l. denní nebo parallaktická. Pozorovatel viděl by ze středu země nějaký bod uprostřed kotouče měsíčního, pozorovatel na povrchu země viděl by uprostřed kotouče bod jiný; oba směry tvořily by úhel rovnající se výškové parallaxe měsíce, ten pak by byl největší na obzoru, rovnaje se parallaxe horizontální, asi ±57’. Celková l. parallaktická činí tedy 1° 54’. Všecky body viditelného povrchu měsíčního kolébají se mezi východem a západem o tuto hodnotu od východu k západu; proto vidíme na východním kraji měsíce nové části. Také tuto l-ci znal již Galilei. Ačkoli mimo jmenované již muže též Langren, Newton, Jak. Cassini, Heinsius těmito l-mi se zabývali, přece založena byla nynější theorie l. teprve pojednáním Tob. Mayera (1748). Při střední l-ci (hledíme-li totiž kolmo na osu měsíce v přízemí) nalézá se kratér Möstlin A skoro ve středu měsíčního kotouče, jak to vídáme na mapách měsíce. Společným působením všech tří l-cí může zdánlivý střed měsíce pošinut býti o více než 10° koule měsíční vzhledem ku průměrnému středu (kratéru Möstlin A). Warren de la Rue použil l. velmi důvtipně k tomu, aby pomocí stereoskopických fotografií měsíce vykouzlil zraku našemu kulovou podobu měsíce. L. fysická je skutečné kolébání nebo kývání měsíce kolem osy k zemi namířené, způsobené odchylkou měsíce od tvaru kulového. Nemá-li měsíc tvaru kulového, nejsou-li momenty setrvačnosti vzhledem ke třem hlavním osám stejné a je-li rovník měsíce k ekliptice nakloněn atd., způsobuje přitažlivost země, jak již Lagrange ukázal (1780), nutně kývání osy měsíčné namířené k zemi. Pohyby ty jsou však velmi malé a proto snadno bývaly zakryty chybami pozorovacími, až teprve E. Hartwig a J. Franz ustanovili v novější době heliometrem malou hodnotu fysické l. Vrý.
PD old 70
Heslo ve Wikipedii: Librace