Чи є життя на Місяці?

Виконала: учениця 10-б класу                                                                                                                              Коцюрба Ольга                                                                                                                                              Вчитель: Тимохіна О.С 

Зміст

1. Вступ 2

1. Походження місяця 3

2. Форма Місяця 3
3. Орбіта 4
4. Рух місяця 5
5. Рельєф місячної поверхні 7

2. Новий етап дослідження Місяця 8

1. Людина на Місяці 11
2. Місячний ґрунт 12
3. Внутрішня будівля Місяця 13
4. Самохідний апарат "Місяцехід - 1" 14
5. На місяці знайшли життя! 15
6. На Місяці є хтось ще 15

3. Висновок 18

Вступ

Місяць (лат. Luna) - єдиний природний супутник Землі. Це друга за яскравістю об'єкт на земній небосхилі після Сонця і п'ятим за величиною природний супутник у Сонячній системі. Також, є першою (і на 2008 рік єдиним) неземним об'єктом, на якому побувала людина.  Відстань від Землі до Місяця дорівнює 384.4 тис. км. Діаметр Місяця дорівнює 3474 км, трохи більше, ніж чверть діаметра Землі. Відповідно, розмір Місяця за обсягом становить лише 2% від об'єму Землі. За меншої маси сила гравітації на Місяці в 6 разів менше ніж, на Землі. Маса Місяця у 81,3 рази менша від маси Землі, а прискорення вільного падіння на місячній поверхні 163 см/с2. Місяць - дуже великий супутник і тому систему Земля-Місяць часто називають подвійною планетою. Період обертання Місяця навколо Землі становить 27.3 днів. З причини того, що Місяць має досить великою масою і знаходиться відносно близько до Землі, ми спостерігаємо гравітаційна взаємодія між ними, у вигляді припливів і відливів. Припливи більш помітні на узбережжі океанів, де вони досягають величини декількох метрів, також вони існують і в закритих водоймах, і навіть в земній корі. В результаті припливів і відливів відбувається втрата енергії в системі Земля-Місяць через тертя, що виникає між океанами і дном, і між земною корою і мантією. Ця втрата енергії веде до того, що сила взаємодії між Землею і Місяцем постійно знижується, цим і пояснюється, що відстань між Землею і Місяцем збільшується приблизно на 4 см кожен рік.

Маров М.Я. пише, що найбільшими деталями місячної поверхні є "моря" і великі гірські  райони. На фотографії Місяця можна  побачити світлі ділянки поверхні - материки. Вони займають біля 60% видимого із Землі диска. Материкові області  утворюють загальний фон, на який накладаються темні простори "моря", які займають западини. "Моря" на поверхні Місяця розташовані нерівномірно. По відношенню до всієї місячної поверхні материкові області займають 83,1% його площі, "моря" - 16,9%.

   Встановлено, що вік порід на  материках 4,6 млрд. років і він  є віком Місяця взагалі. Породи "морів" молодші - 3,7-2,5 млрд. років. На підставі цього вчені  вважають, що материки утворились  під час першої фази розплавлення  Місяця (4,0-4,6 млрд. років тому), а пізніше  (2-3,5 млрд. років тому) відбувались  грандіозні виливи рідкої базальтової  магми, що заповнила пониження  і вирівняла їх. Але є і метеоритна  гіпотеза походження "морів"  та ін.

   Максимальна амплітуда висот  на Місяці 11 км. Більшість морських  басейнів мають овальну форму  і часто оточені кільцевими  горами. Під ними в основі кори  залягають тіла з додатньою  гравітаційною аномалією - маскони.

Походження місяця

Перші теорії утворення Місяця передбачали, що він утворився зі первинної газо-пилової хмари  разом із Землею (як подвійна планета). Однак головним питанням такої теорії є пояснення значного збіднення залізом та спорідненими з ним елементами. Виходячи з середньої густини 3,34 г/см³ Місяць містить лише близько 5% залізонікелевої фази. Це значно менше, ніж вміст заліза у вуглецевих хондритах (28%), які вважаються залишками первинної протопланетної хмари, та менше, ніж у складі Землі (37%) чи інших планет земної групи (середня густина Меркурія — 5,94 г/см³, Венери — 5,54 г/см³, Марса — 3,94 г/см³).

Інші вчені пропонували  теорії, за якими Місяць утворився  в якихось інших місцях сонячної системи, збіднених залізом, і був  захоплений Землею пізніше. Однак захоплення такого великого космічного тіла як Місяць із далекої орбіти видається вкрай малоймовірним. Переконливо пояснити значне збіднення Місяця на залізо (порівняно зі складом первинної протопланетної хмари) теж не вдається. Крім того, місячні базальти дуже подібні за складом до земних базальтів серединно-океанічних хребтів. Ізотопний склад кисню в них свідчить про споріднене походження Землі та Місяця (і відрізняється від хондритів).

Тому час від часу виникали гіпотези про відокремлення Місяця від Землі. Зокрема, таку теорію пропонував Дж. Дарвін (син Ч. Дарвіна).

Останнім часом набули популярності теорії, за якими Місяць утворився внаслідок зіткнення  із Протоземлею іншої протопланети приблизно марсіанського розміру. Імовірним місцем її утворення могла бути одна з троянських точок Лагранжа на земній орбіті. Цей планетоїд назвали Тейя, на честь давньогрецького титана Тейї — матеріСелени.  Однак подібні теорії не пояснюють деякі особливості хімічного складу Місяця та його порід. Зокрема, з ізотопного складу місячних порід випливає, що на відміну від Землі, Місяцем втрачено майже весь первинний свинець, а той, що наразі входить до складу місячних порід, має радіогенне походження (тобто, утворився внаслідок радіоактивного розпаду урану та торію). Крім того, теорія не пояснює існуючий розподіл моменту імпульсу у системі Земля — Місяць.

Форма Місяця

Форма Місяця дуже близька до кулі з радіусом 1737 км, що дорівнює 0,2724 екваторіального  радіуса Землі. Площа поверхні Місяця складає 3,8 * 107 км2, а обсяг 2,2 * 1025. Більш  детальне визначення фігури Місяця утруднене  тим, що на Місяці, із за відсутності  океанів, немає явно вираженої рівної поверхні стосовно якої можна було б визначити висоти і глибини; крім того, оскільки Місяць повернений до Землі однією стороною, вимірювати з Землі радіуси крапок поверхні видимої півкулі Місяця (крім крапок на самому краї місячного диска) представляється  можливим лише на підставі слабкого стереоскопічного ефекту, обумовленого лібрацією.

Вивчення  лібрації дозволило оцінити різницю  головних півосей еліпсоїда Місяця. Полярна вісь менше екваторіальної, спрямованої убік Землі, приблизно  на 700 м і менше екваторіальній осі, перпендикулярної напрямку на Землю, на 400 м. Таким чином, Місяць під впливом приливних сил, небагато витягнутий убік Землі. Маса Місяця точніше всього визначається зі спостережень її штучних супутників. Вона в 81 разів менше маси землі, що відповідає 7.35 *1025 р.

Середня щільність Місяця дорівнює 3,34 р. (0.61 середньої щільності Землі). Прискорення  сили ваги на поверхні Місяця в 6 разів  більше, ніж на Землі, складає 162.3 і  зменшується на 0.187 при підйомі  на 1 кілометр. Перша космічна швидкість 1680 м/сек., друга 2375 м/сек. Унаслідок  малого притягання Місяць не зміг удержати навколо себе газової оболонки, а  також воду у вільному стані.

Орбіта

З давніх часів люди намагалися описати і пояснити рух Місяця, використовуючи все точніші теорії.

Основою сучасних розрахунків  є теорія Брауна. Створена на рубежі XIX—XX століть, вона пояснювала рух Місяця з точністю вимірювальних приладів того часу. При цьому в розрахунку використовувалося більше 1400 членів (коефіцієнтів і аргументів при тригонометричних функціях).

Сучасна наука може розраховувати  рух Місяця і перевіряти розрахунки на практиці з ще більш високою точністю. Так, для розрахунку позиції Місяця з точністю вимірювань лазерної локації застосовуються вирази з десятками тисяч членів і не існує межі кількості членів у виразі, якщо буде потрібно ще більш висока точність.

У першому наближенні можна  вважати, що Місяць рухається по еліптичній орбіті з ексцентриситетом 0,0549 і  великої півосі 384 399 км. Реальний рух Місяця досить складний, при його розрахунку необхідно враховувати безліч чинників, наприклад, сплюснутістю Землі і сильний вплив Сонця, яке притягує Місяць в 2,2 раза сильніше, ніж Земля. Більш точно рух Місяця навколо Землі можна представити як поєднання декількох рухів:

• обертання навколо Землі по еліптичній орбіті з періодом 27,32166 доби, це так званий сидеричний місяць (тобто рух виміряна відносно зірок);
• поворот площини місячної орбіти, її вузлів (точок перетину орбіти з екліптикою) з періодом 18,6 років. Рух процесійний, тобто довготи вузлів зменшуються;
• поворот великої осі місячної орбіти (лінії апсид) з періодом 8,8 років (відбувається в протилежному напрямку, ніж зазначений вище рух вузлів, тобто довгота перигею збільшується);
• періодична зміна нахилу місячної орбіти по відношенню до екліптики від 4° 59'до 5° 19';
• періодична зміна розмірів місячної орбіти: перигея від 356,41 Мм до 369,96 Мм, апогею від 404,18 Мм до 406,74 Мм;
• поступове віддалення Місяця від Землі внаслідок приливного прискорення (приблизно на 4 см на рік), при цьому неперіодична складова її орбіти являє собою повільно розкрчуєму спіраль.

Хоча Місяць і обертається  навколо своєї осі, він завжди звернений до Землі одним і  тим же боком. Справа в тому, що Місяць робить один оберт навколо своєї  осі за той же час (27,3 доби), що й  один оберт навколо Землі. А оскільки напрямки обох обертань збігаються, протилежний  бік Місяця з Землі побачити неможливо. Щоправда, оскільки обертання Місяця навколо Землі еліптичною орбітою  відбувається дещо нерівномірно, внаслідок лібрації з Землі можна спостерігати більше половини (близько 59%) місячної поверхні.

Рух місяця

Місяць рухається  навколо Землі із середньою швидкістю 1,02 км/сек. по приблизно еліптичній орбіті в тім же напрямку, у якому  рухається переважна більшість  інших тіл Сонячної системи, тобто  проти вартовий стрілки, селі дивитися на орбіту Місяця з боку Північного полюса світу. Велика піввісь орбіти Місяця, рівний середній відстані між центрами Землі і Місяця, складає 384 400 км (приблизно 60 земних радіусів). Внаслідок еліптичності орбіти і збурювань відстань до Місяця коливається між 356 400 і 406 800 км.

Період  звертання Місяця навколо Землі, так називаний сидеричний (зоряний) місяць дорівнює 27,32166 доби, але підданий невеликим коливанням і дуже малому віковому скороченню. Рух Місяця навколо  Землі дуже складно, і його вивчення складає одну з найскладніших  задач небесної механіки. Еліптичний рух являє собою лише грубе  наближення, на нього накладаються багато збурювань, обумовлені притяганням  Сонця, планет і сплюснутістю Землі. Найголовніші з цих збурювань, чи нерівностей, минулого відкриті зі спостережень задовго до теоретичного висновку їх із закону всесвітнього тяжіння.

Притягання  Місяця Сонцем у 2,2 рази сильніше, ніж  Землею, так що, строго говорячи, варто  було б розглядати рух Місяця навколо  Сонця і збурювання цього руху Землею. Однак, оскільки дослідника цікавить рух Місяця, яким воно видно з  Землі, гравітаційна теорія, що розробляли багато найбільших учених, починаючи  з И. Ньютона, розглядає рух Місяця саме навколо Землі. У 20 столітті користаються теорією американського математика Дж. Хилла, на основі якої американський  астроном Э. Браун обчислив (1919) математичні, ряди і склав таблиці, що містять  широту, довготу і паралакс Місяця. Аргументом служить час.

  Площина орбіти Місяця нахилена  до екліптики під кутом 5про8" 43", підданим невеликим коливанням. Крапки перетинання орбіти з  екліптикою, називаються висхідним  і спадним вузлами, мають нерівномірний  назадній рух і роблять повний  оборот по екліптиці за 6794 доби (близько 18 років), унаслідок чого  Місяць повертається до тому  самому вузла через інтервал  часу - так званий драконічний  місяць, - більш короткий, чим сидеричний  і в середньому рівний 27.21222 доби, з цим місяцем зв'язана періодичність  сонячних і місячних затьмарень.

Місяць  обертається навколо осі, нахиленої  до площини екліптики під кутом 88°28', з періодом, точно рівним сидеричному  місяцю, унаслідок чого вона повернена  до Землі завжди однієї і тією же стороною. Такий збіг періодів осьового обертання й орбітального звертання  не випадково, а викликано тертям припливів, що Земля робила у твердій  чи ніколи рідкій оболонці Місяця.

Однак сполучення рівномірного обертання  з нерівномірним рухом по орбіті викликає невеликі періодичні відхилення від незмінного напрямку до Землі, що досягають 7° 54' по довготі, а нахил  осі обертання Місяця до площини  її орбіти обумовлює відхилення до 6°50' по широті, унаслідок чого в різний час із Землі можна бачити до 59% усієї поверхні Місяця (хоча області  біля країв місячного диска видні  лише в сильному перспективному ракурсі); такі відхилення називаються лібрацією  Місяця. Площини екватора Місяця, екліптики  і місячної орбіти завжди перетинаються  по однієї прямої (закон Кассіні).

Фази  Місяця — зміни видимої з Землі освітленої частини місячної поверхні. Внаслідок змін взаємного розташування Сонця, Землі та Місяця фази постійно змінюються.

Місяць  не є самосвітним тілом, як і всі  планети. Спостерігати його можна лише тому, що він відбиває сонячне світло. Місяць завжди освітлюється Сонцем тільки з одного боку, але земний спостерігач  у різний час бачить освітлену  половину по-різному. Внаслідок руху орбітою Місяць змінює свою видиму форму, і ці зміни називаються  фазами. Фази залежать від відносного розташування Землі, Місяця й Сонця. Розрізняють чотири основні фази Місяця[1]:

Молодик — фаза, коли місяць перебуває між Землею й Сонцем. У цей час він обернений до Землі неосвітленою частиною й невидимий для земного спостерігача.

Повня — фаза Місяця протилежна до молодика, коли його освітлену Сонцем півкулю повністю видно земному спостерігачеві.

Проміжні  фази — фази Місяця між молодиком і повнею, коли земний спостерігач бачить близько половини освітленої півкулі, їх називають чвертями.

У молодик Місяць з'являється одразу після заходу Сонця й спостерігається  на небі як тонкий серп, звернений до Сонця опуклою стороною. Протягом приблизно тижня видимий на небі серп Місяця збільшується у розмірах, поступово перетворюючись на півколо, — це перша чверть[2]. Поступово  зростаючи, півколо досягає стадії повні, а потім починає зменшуватися спочатку до півкола (остання чверть), а потім — до вузького серпа, опуклою  стороною зверненого до Сонця перед  світанком. Проміжок часу, за який відбувається зміна фаз, називають синодичним місяцем. Він дорівнює проміжкові часу між двома послідовними однаковими фазами і становить приблизно 29,5 діб[1 1]. Синодичний місяць довший за період обертання Місяця відносно зір (27,3 доби), тому що Земля за цей час долає  приблизно 1/13 своєї орбіти, і Місяць, щоб знову опинитися на небосхилі  поряд із Сонцем, має додатково  здолати ще 1/13 частину своєї орбіти, на що витрачається трохи більше 2 діб.

Зовнішній край видимого диска називається  лімбом. Межа між освітленою та неосвітленою ділянками місячної поверхні називається  термінатором, він пересувається  поверхнею Місяця під час зміни  місячних фаз. Під час першої й  останньої чверті термінатор має  форму майже прямої. Через нерівності місячного рельєфу термінатор також  нерівний, що добре видно в телескоп. Поруч із термінатором на неосвітленій частині місячного диска помітно  яскраві точки — вершини гір, освітлені Сонцем.

Під час фаз, коли Місяць виглядає вузьким  серпом, у гарну погоду можна неозброєним  оком побачити слабке світіння неосвітленої Сонцем частини місячного диска. Це явище називають попелястим світлом  Місяця. Попелясте світло — наслідок того, що Земля у цей час обернена до Місяця більшою частиною своєї освітленої Сонцем півкулі і досить яскраво освітлює нічний бік Місяця. Природу попелястого світла першим пояснив Леонардо да Вінчі[3].

Кульмінація Місяця (проходження через небесний меридіан) у різних фазах припадає на різний час. У повню Місяць кульмінує  опівночі за місцевим часом, у першій чверті — приблизно о 18 годині, а  в останній — приблизно о 6 годині ранку.

Якщо  в молодик Місяць розташовується поруч з одним із вузлів своєї  орбіти, відбувається сонячне затемнення. Якщо ж поблизу вузла своєї  орбіти Місяць перебуває в повню, із Землі спостерігається місячне  затемнення.

Рельєф місячної поверхні

Рельєф  місячної поверхні був в основному  з'ясований у результаті багаторічних телескопічних спостережень. "Місячного  моря", що займають близько 40% видимої  поверхні Місяця, являють собою рівнинні низовини, пересічені тріщинами і  невисокими звивистими валами; великих  кратерів на морях порівняно мало. Багато морів оточені концентричними кільцевими хребтами. Інша, більш світла поверхня покрита численними кратерами, кільцеподібними хребтами, борознами  і так далі.

Кратери менш 15-20 кілометрів мають просту чашоподібну  форму, більш великі кратери (до 200 кілометрів) складаються з округлого вала з крутими внутрішніми схилами, мають порівняно плоске дно, більш  заглиблене, чим навколишня місцевість, часто з центральною гіркою. Висоти гір над навколишньою місцевістю визначаються по довжині тіней на місячній чи поверхні фотометричним  способом. Таким шляхом були складені гіпсометричні карти масштабу 1:1000000 на велику частину видимої сторони.

Однак абсолютні висоти, відстані крапок поверхні Місяця від центра чи фігури маси Місяця визначаються дуже непевно, і засновані на них гіпсометричні  карти дають лише загальне представлення  про рельєф Місяця. Набагато докладніше і точніше вивчений рельєф крайової зони Місяця, що, у залежності від  фази лібрації, обмежує диск Місяця. Для цієї зони німецький учений Ф. Хайн, радянський вчений А. А. Нефедьєв, американський учений Ч. Уотс склали гіпсометричні карти, що використовуються для обліку нерівностей краю Місяця при спостереженнях з метою визначення координат Місяця (такі спостереження  виробляються меридіанними колами і  по фотографіях Місяця на тлі навколишніх  зірок, а також за спостереженнями  покрить зірок).

Мікрометричними вимірами визначені стосовно місячного  екватора і середнього меридіана  Місяця селенографічні координати декількох  основних опорних крапок, що служать  для прив'язки великого числа інших  крапок поверхні Місяця. Основною вихідною точкою при цьому є невеликої  правильної форми і добре видимий  біля центра місячного диска кратер Местинг. Структура поверхні Місяця був в основному вивчена фотометричними і поляриметричними спостереженнями, доповненими радіоастрономічними  дослідженнями.

Кратери на місячній поверхні мають різний відносний вік: від древніх, ледь помітних, сильно перероблених утворень до дуже чітких в обрисах молодих  кратерів, іноді оточених світлими "променями". При цьому молоді кратери перекривають більш древні. В одних випадках кратери врізані  в поверхню місячних морів, а в  інші - гірські породи морів перекривають кратери. Тектонічні розриви те розсікають кратери і моря, те самі перекриваються більш молодими утвореннями.

Ці  й інші співвідношення дозволяють установити послідовність виникнення різних структур на місячній поверхні; у 1949 радянський вчений А. В. Хабаков розділив місячні  утворення на кілька послідовних  вікових комплексів. Подальший розвиток такого підходу дозволило до кінця 60-х років скласти середньомасштабні  геологічні карти на значну частину  поверхні Місяця. Абсолютний вік місячних утворень відомий поки лише в декількох  крапках; але, використовуючи деякі  непрямі методи, можна установити, що вік найбільш молодих великих  кратерів складає десятки і сотні мільйонів років, а основна маса великих кратерів виникла в "доморський" період, 3-4 млрд. років тому.

В утворенні форм місячного рельєфу  брали участь як внутрішні сили, так і зовнішні впливи. Розрахунки термічної історії Місяця показують, що незабаром після її утворення  надра були розігріті радіоактивним  теплом і значною мірою розплавлені, що привело до інтенсивного вулканізму на поверхні. У результаті утворилися гігантські лавові полючи і деяка  кількість вулканічних кратерів, а також численні тріщини, уступи й інше.

Разом з цим на поверхню Місяця на ранніх етапах випадала величезна кількість  метеоритів і астероїдів - залишків протопланетної хмари, при вибухах  яких виникали кратери - від мікроскопічних лунок до кільцевих структур поперечником у багато десятків, а можливо і  до декількох сотень кілометрів.

Через відсутність атмосфери і гідросфери значна частина цих кратерів збереглася до наших днів. Зараз метеорити  випадають на Місяць набагато рідше; вулканізм також в основному  припинився, оскільки Місяць витратив багато теплової енергії, а радіоактивні елементи були винесені в зовнішні шари Місяця. Про залишковий вулканізм  свідчать витікання вуглецевих газів  у місячних кратерах, спектрограми яких були вперше отримані радянським астрономом Н. А. Козирєв.

Новий етап дослідження Місяця

Не  дивно, що перший політ космічного апарата  вище навколоземної орбіти був спрямований  до Місяця. Ця честь належить радянському  космічному апарату "Місяць-l", запуск якого був здійснений 2 січня 1958 року. Відповідно до програми польоту через  кілька днів він пройшов на відстані 6000 кілометрів від поверхні Місяця. Пізніше в тому ж році, у середині вересня подібний апарат серії "Місяць" досяг поверхні природного супутника  Землі.

Ще  через рік, у жовтні 1959 року автоматичний апарат "Місяць-3", оснащений апаратурою для фотографування, провів зйомку зворотної сторони Місяця (близько 70% поверхні) і передав її зображення на Землю. Апарат мав систему орієнтації з датчиками Сонця і Місяця і реактивних двигунів, що працювали  на стиснутому газі, систему керування  і терморегулювання. Його маса 280 кілограм. Створення "Місяця-3" було технічним  досягненням для того часу, принесло інформацію про зворотну сторону Місяця: виявлені помітні розходження з видимою стороною, насамперед відсутність протяжних місячних морів.

У лютому 1966 року апарат "Місяць-9" доставив на Місяць автоматичну місячну станцію, що зробила м'яку посадку і  передала на Землю кілька панорам  прилеглої поверхні - похмурої кам'янистої  пустелі. Система керування забезпечувала  орієнтацію апарата, включення гальмової  ступені по команді від радіолокатора  на висоті 75 кілометрів над поверхнею  Місяця і відділення станції від  її безпосередньо перед падінням. Амортизація забезпечувалася надувним гумовим балоном. Маса "Місяця-9" близько 1800 кілограм, маса станції близько 100 кілограм.

Наступним кроком у радянській місячній програмі були автоматичні станції "Місяць-16, -20, -24", призначені для забору ґрунту з поверхні Місяця і доставки його зразків на Землю. Їхня маса була близько 1900 кілограм. Крім гальмової рухової  установки і посадкового пристрою, до складу станцій входили ґрунтозабірний пристрій, злітна ракетна ступінь  з апаратом, що повертається, для  доставки ґрунту. Польоти відбулися  в 1970, 1972 і 1976 роках, на Землю були доставлені невеликі кількості ґрунту.

Ще  одну задачу вирішували "Луна-17, -21" (1970, 1973 року). Вони доставили на Місяць самохідні апарати - місяцеходи, керовані з Землі по стереоскопічному телевізійному  зображенню поверхні. "Місяцехід-1 " пройшов шлях близько 10 кілометрів за 10 місяців, "Місяцехід-2" - близько 37 кілометрів за 5 мес. Крім панорамних камер на місяцеходах були встановлені: ґрунтозабірний пристрій, спектрометр  для аналізу хімічного складу ґрунту, вимірник шляху. Маси місяцеходів 756 і 840 кг.

Космічні  апарати "Рейнджер" розроблялися для одержання знімків під  час падіння, починаючи з висоти близько 1600 кілометрів до кількох сотень метрів над поверхнею Місяця. Вони мали систему тривісної орієнтації і були оснащені шістьма телевізійними  камерами. Апарати при посадці  розбивалися, тому одержувані зображення передавалися відразу ж, без запису. Під час трьох удалих польотів були отримані великі матеріали для  вивчення морфології місячної поверхні. Зйомки "Рейнджерів" поклали початок  американській програмі фотографування планет.

Конструкція апаратів "Рейнджер" подібна з  конструкцією перших апаратів "Маринер", що були запущені до Венери в 1962 році. Однак  подальше конструювання місячних космічних  апаратів не пішло цим шляхом. Для  одержання докладної інформації про місячну поверхню використовувалися  інші космічні апарати - "Лунар Орбитер". Ці апарати з орбіт штучних  супутників Місяця фотографували поверхня з високим дозволом.

Одна  з цілей польотів складалася в  одержанні високоякісних знімків  із двома дозволами, високим і  низької, з метою вибору можливих місць посадки апаратів "Сервейор" і "Аполлон" за допомогою спеціальної  системи фотокамер. Знімки виявлялися на борті, сканувалися фотоелектричним  способом і передавалися на Землю. Число  знімків обмежувалося запасом плівки (на 210 кадрів). У 1966-1967 роках було здійснено  п'ять запусків "Лунар орбитер" (всі успішні).

Перші три "Орбитера" були виведені на кругові  орбіти з невеликим нахиленням і  малою висотою; на кожнім з них  проводилася стереосъемка обраних  ділянок на видимій стороні Місяця з дуже високим дозволом і зйомка великих ділянок зворотної сторони  з низьким дозволом. Четвертий  супутник працював на набагато більш  високій полярній орбіті, він вів  зйомку всієї поверхні видимої сторони, п'ятий, останній "Орбитер" вів спостереження теж з полярної орбіти, але з менших висот.

"Лунар  орбитер-5" забезпечив зйомку з  високим дозволом багатьох спеціальних  мет на видимій стороні, здебільшого  на середніх широтах, і зйомку  значної частини зворотної з  малим дозволом. У кінцевому рахунку  зйомкою із середнім дозволом  була покрита майже вся поверхня  Місяця, одночасно йшла цілеспрямована  зйомка, що мало неоціненне значення  для планування посадок на  Місяць і її фотогеологічні  дослідження.

Додатково було проведене точне картирування гравітаційного поля, при цьому минулому виявлені регіональні концентрації мас (що важливо і з наукового  погляду, і для цілей планування посадок) і встановлений значний  зсув центра мас Місяця від центра її фігури. Вимірялися також потоки радіації і мікрометеоритів.

Апарати "Лунар орбитер" мали систему  тривісної орієнтації, їхня маса складала близько 390 кілограмів. Після завершення картографування ці апарати розбивалися  об місячну поверхню, щоб припинити  роботу їхніх радіопередавачів.

Польоти космічних апаратів "Сервейор", що призначалися для одержання наукових даних і інженерної інформації (такі механічні властивості, як, наприклад, несуча здатність місячного ґрунту), внесли великий вклад у розуміння  природи Місяця, у підготовку посадок  апаратів "Аполлон".