Из Википедии, свободной энциклопедии
  (Перенаправлено с Перигелической оппозиции )
Перейти к навигации Перейти к поиску
Орбита Марса относительно орбит внутренних планет Солнечной системы

Марс имеет орбиту с большой полуосью 1,524 астрономических единиц (228 миллионов км) и эксцентриситетом 0,0934. [1] [2] Планета обращается вокруг Солнца за 687 дней [3] и проходит при этом 9,55 а.е., [4] делая среднюю орбитальную скорость 24 км / с.

Эксцентриситет больше, чем у любой другой планеты, кроме Меркурия, и это вызывает большую разницу между расстояниями афелия и перигелия - они составляют 1,6660 и 1,3814 а.е. [5] [ необходима ссылка ]

Изменения на орбите [ править ]

Марс находится в процессе длительного увеличения эксцентриситета. [ почему? ] Она достигла минимального значения 0,079 около 19 тысячелетий назад и достигнет максимума около 0,105 примерно через 24 тысячелетия с настоящего момента (а расстояние до перигелия составляет всего 1,3621  астрономической единицы ). Орбита временами близка к круговой: это было 0,002 1,35 миллиона лет назад и будет примерно 0,01 миллиона лет назад. [ требуется пояснение ] Максимальный эксцентриситет между этими двумя минимумами составляет 0,12. [6] Эллипс, орбита Марса, был открыт Кеплером.

Оппозиции [ править ]

Марс достигает оппозиции, когда разница между геоцентрическими долготами его и Солнца составляет 180 °. Во время близкого противостояния (в пределах 8½ дней) расстояние Земля-Марс настолько мало, насколько оно будет в течение этого 780-дневного синодического периода . [7] Каждое противостояние имеет какое-то значение, потому что Марс виден с Земли всю ночь, высоко и полностью освещен, но особый интерес случаются, когда Марс находится около перигелия, потому что в это время Марс также находится ближе всего к Земле. За одним перигелическим противостоянием следует другое 15 или 17 лет спустя. Фактически, за каждым противодействием следует подобное спустя 7 или 8 синодических периодов, и очень похожее - через 37 синодических периодов (79 лет) позже. [8] В так называемых перигелевыхоппозиция Марс находится ближе всего к Солнцу и особенно близко к Земле: оппозиция колеблется от примерно 0,68 а.е., когда Марс находится около афелия, до всего около 0,37 а.е., когда Марс находится около перигелия. [9]

Близкие подходы к Земле [ править ]

Марс приближается к Земле больше, чем любая другая планета, за исключением ближайшей Венеры - 56 миллионов км - это самое близкое расстояние между Марсом и Землей, тогда как самое близкое расстояние от Венеры до Земли составляет 40 миллионов км. Марс подходит ближе всего к Земле раз в два года, примерно во время своего противостояния, когда Земля движется между Солнцем и Марсом. Сверхблизкие противостояния Марса происходят каждые 15-17 лет, когда мы проходим между Марсом и Солнцем во время его перигелия (ближайшей точки к Солнцу на орбите). Минимальное расстояние между Землей и Марсом с годами сокращалось, и в 2003 году минимальное расстояние составляло 55,76 миллиона км, что ближе, чем любое подобное столкновение за почти 60 000 лет (57 617 до н.э.). Рекордное минимальное расстояние между Землей и Марсом в 2729 году составит 55,65 миллиона км. В 3818 году рекорд будет составлять 55,44 миллиона км,и расстояния будут продолжать уменьшаться примерно 24000 лет.[10]

Историческое значение [ править ]

До работ Иоганна Кеплера (1571–1630), немецкого астронома, преобладало убеждение, что Солнце и планеты вращаются вокруг Земли. В 1543 году Николай Коперник предположил, что все планеты вращаются по кругу вокруг Солнца, но его теория не давала очень удовлетворительных предсказаний и в значительной степени игнорировалась. Когда Кеплер изучал наблюдения своего босса Тихо Браге за положением Марса на небе в течение многих ночей, Кеплер понял, что орбита Марса не может быть круговой. После многих лет анализа Кеплер обнаружил, что орбита Марса, скорее всего, была эллипсом , с Солнцем в одной из фокальных точек эллипса.. Это, в свою очередь, привело к открытию Кеплера, что все планеты вращаются вокруг Солнца по эллиптическим орбитам, причем Солнце находится в одной из двух фокусных точек. Это стало первым из трех законов движения планет Кеплера . [11] [12]

Точность / предсказуемость [ править ]

С точки зрения всех, кроме самых требовательных, путь к Марсу прост. Уравнение в астрономических алгоритмах, которое предполагает невозмущенную эллиптическую орбиту, предсказывает времена перигелия и афелия с ошибкой «несколько часов». [13] Использование элементов орбиты для расчета этих расстояний соответствует фактическим средним значениям как минимум с пятью значащими цифрами. Формулы для вычисления положения прямо по элементам орбиты обычно не предоставляют и не нуждаются в поправках на влияние других планет. [14]

Для более высокого уровня точности требуются возмущения планет. Они хорошо известны и, как полагают, достаточно хорошо смоделированы для достижения высокой точности. Это все органы, которые необходимо учитывать даже при решении многих сложных проблем. Когда Альдо Витальяно рассчитал дату близкого сближения Марса в далеком прошлом или будущем, он проверил потенциальный эффект, вызванный неопределенностями моделей пояса астероидов, запустив моделирование как с тремя самыми большими астероидами, так и без них, и обнаружил, что эффекты были незначительными. .

Наблюдения сейчас намного лучше, и технологии космической эры заменили старые методы. Э. Майлс Стэндиш писал: «Классические эфемериды прошлых столетий полностью основывались на оптических наблюдениях: почти исключительно на времени прохождения меридионального круга. С появлением планетарных радаров, миссий космических кораблей, РСДБ и т. Д. Ситуация для четырех внутренних планеты сильно изменились ». (8.5.1 стр. 10) Для DE405, созданного в 1995 году, оптические наблюдения были прекращены, и, как он писал, «начальные условия для четырех внутренних планет были скорректированы с учетом данных о дальности в первую очередь…» [15] Известно, что ошибка в DE 405 около 2 км и сейчас меньше километра. [16]

Хотя возмущения на Марсе астероидами вызвали проблемы, они также использовались для оценки масс некоторых астероидов. [17] Но улучшение модели пояса астероидов является серьезной проблемой для тех, кто требует или пытается предоставить эфемериды высочайшей точности. [18]

Параметры орбиты [ править ]

В следующей таблице элементов орбиты Марса представлено не более пяти значащих цифр . С таким уровнем точности числа очень хорошо совпадают с элементами VSOP87 и вычислениями, производными от них, а также с наилучшим соответствием Стэндиша (JPL) за 250 лет и вычислениями с использованием фактических положений Марса во времени.

Расстояния и эксцентриситет(Австралия)(млн км)
Большая полуось1,5237227,9
Перигелий1,3814206,7
Афелий1,6660249,2
Среднее [19]1,5303228,9
Длина окружности9,5531429
Самый близкий подход к Земле0,372755,76
Наибольшее расстояние от Земли2,675400,2
Эксцентриситет0,0934
Углы(°)
Наклон1,850
Период(дней)(годы)
Орбитальный687,01,881
Синодический779,92,135
Скорость(км / с)
В среднем24,1
Максимум26,5
Минимум22,0

Ссылки [ править ]

  1. ^ Саймон, JL; Bretagnon, P .; Chapront, J .; Шапрон-Тузе, М .; Francou, G .; Ласкар, Дж. (Февраль 1994 г.). «Числовые выражения для формул прецессии и средних элементов для Луны и планет». Астрономия и астрофизика . 282 (2): 663–683. Bibcode : 1994A & A ... 282..663S .
  2. ^ Жан Миус, Астрономическая формула для калькуляторов . (Ричмонд, Вирджиния: Willmann-Bell, 1988) 99. Элементы Ф. Е. Росс
  3. ^ В эфемеридах дней 86 400 секунд. Сидерический и аномальный годы составляют 686.980 дней и 686.996 дней соответственно. (Разница примерно в 20 минут). Сидерический год - это время, необходимое для обращения вокруг Солнца относительно фиксированной системы отсчета. Точнее, звездный год - это один из способов выразить скорость изменения средней долготы в один момент времени относительно фиксированного равноденствия. Расчет показывает, сколько времени потребуется, чтобы долгота изменилась на 360 градусов с заданной скоростью. Аномалистический год - это промежуток времени между последовательными проходами перигелия или афелия. Его можно рассчитать так же, как и звездный год, но с использованием средней аномалии.
  4. ^ Жан Миус, Астрономические алгоритмы (Ричмонд, Вирджиния: Willmann-Bell, 1998) 238. Формула Рамануджана достаточно точна.
  5. ^ Средние значения между 1850 и 2150 годами. Крайние значения в этом диапазоне составляют 1,66635 и 1,38097 австралийских единиц.
  6. ^ "Архивная копия" . Архивировано из оригинала на 2007-09-07 . Проверено 20 июля 2007 .CS1 maint: заархивированная копия как заголовок ( ссылка )Расстояние до Марса и эксцентриситет с использованием Solex. Создатель Альдо Витальяно
  7. ^ Синодический период может быть рассчитан как 1 / (1 / p-1 / q), где p и q - меньший и больший звездные периоды.
  8. ^ Синодический период Марса на 92,9 дня больше, чем его сидерический период в 687,0 дней. Затем он переместился вперед 92,9 / 687,0 умножить на 360, или 48,7 градуса. После семи противостояний он переместился вперед на 341 градус, а после восьми - на 390 градусов; в первом случае его долгота отличается от одного оборота на 19 °, а во втором - на 30 °. Так что тогда ситуации будут аналогичными. Подобные расчеты показывают, что долгота изменяется только на 2 ° после 37 противостояний.
  9. ↑ Шихан, Уильям (2 февраля 1997 г.). «Приложение 1: Противостояние Марса, 1901–2035» . Планета Марс: история наблюдений и открытий . Университет Аризоны Press. Архивировано из оригинального 25 июня 2010 года . Проверено 30 января 2010 года .
  10. ^ Meeus, Жан (март 2003). "Когда Марс последний раз был так близко?" (PDF) . Планетарианец : 13.
  11. ^ Карр, Майкл Х .; Малин, Майкл С .; Белтон, Майкл Дж.С. (27 июля 2018 г.). «Марс» . Энциклопедия Britannica Online . п. 2.
  12. ^ Уильям Шиэн, Планета Марс: История наблюдений и открытий (Тусон, Аризона: Университет Аризоны Press, 1996) Глава 1
  13. ^ Meeus (1998)стр 269-270
  14. ^ см., например, Simon et al. (1994) стр. 681
  15. ^ Стэндиш и Уильямс (2012). «ГЛАВА 8: Орбитальные эфемериды Солнца, Луны и планет» (PDF) . Пояснительное приложение, версия 2012 г.
  16. ^ Как отмечалось в Меморандуме JPL 2008 года относительно DE 421, «ошибка орбиты Земли и Марса в DE 405, как теперь известно, составляет около 2 км, что было хорошей точностью в 1997 году, но намного хуже, чем нынешняя субкилометровая точность. " Фолькнер; и другие. (2008). "Планетарные и лунные эфемериды DE421" (PDF) . Межведомственный меморандум JPL IOM 343.R-08-003 . п. 1
  17. ^ "астероид". Британская энциклопедия. Энциклопедия Britannica Online. Энциклопедия Britannica Inc., 2014. Интернет. 19 августа 2014 г. http://www.britannica.com/EBchecked/topic/39730/asteroid
  18. ^ "Неопределенность орбиты Марса для годичного прогноза составляет около 300 м, как требуется для миссии Марсианской научной лаборатории, но быстро растет в течение времени до и после периода наблюдения космического корабля из-за влияния астероидов с близкими орбитами. что Марса. Прогнозируемая орбита и неопределенность сильно зависят от используемой модели астероида ". Фолкнер; и другие. (2010). «Неопределенности в планетарных эфемеридах JPL» (PDF) . Труды Journées . п. 43.
  19. ^ Среднее расстояние за раз. Постоянный член в VSOP87. Это соответствует среднему значению, взятому из множества коротких равных интервалов времени.