stringtranslate.com

Орбита Марса

Орбита Марса относительно орбит внутренних планет Солнечной системы
Марс вращается вокруг Солнца дальше и медленнее, чем Земля
Орбита Марса и других планет внутренней Солнечной системы
Анимация, объясняющая (кажущееся) ретроградное движение Марса с использованием реальных положений планет в 2020 году.
см. подпись
Марс, увиденный через 16-дюймовый любительский телескоп, во время противостояния 2020 года

Марс имеет орбиту с большой полуосью 1,524 астрономических единиц (228 миллионов км) (12,673 световых минут) и эксцентриситетом 0,0934. [1] [2] Планета совершает оборот вокруг Солнца за 687 дней [3] и проходит за это время 9,55 а.е. [4] , что делает среднюю орбитальную скорость 24 км/с.

Эксцентриситет больше, чем у любой другой планеты, за исключением Меркурия, и это приводит к большой разнице между расстояниями афелия и перигелия — они составляют соответственно 1,666 и 1,381 а.е. [5]

Изменения в орбите

Марс находится в середине долгосрочного увеличения эксцентриситета. Он достиг минимума в 0,079 около 19 тысяч лет назад и достигнет пика около 0,105 примерно через 24 тысячелетия с настоящего момента (и с перигелийными расстояниями всего в 1,3621  астрономических единиц ). Орбита временами близка к круговой: она была 0,002 1,35 миллиона лет назад и достигнет аналогичного минимума через 1,05 миллиона лет в будущем. [ необходимо разъяснение ] Максимальный эксцентриситет между этими двумя крайними минимумами составляет 0,12 примерно через 200 тысяч лет. [6]

Оппозиции

Марс достигает противостояния , когда разница между его геоцентрической долготой и Солнцем составляет 180°. В момент, близкий к противостоянию (в течение 8½ дней), расстояние между Землей и Марсом настолько мало, насколько это возможно в течение этого 780-дневного синодического периода . [7] Каждое противостояние имеет определенное значение, поскольку Марс виден с Земли всю ночь, высоко и полностью освещен, но те, которые представляют особый интерес, случаются, когда Марс находится вблизи перигелия, поскольку именно в это время Марс также находится ближе всего к Земле. За одним перигелийным противостоянием следует другое либо через 15, либо через 17 лет. Фактически за каждым противостоянием следует похожее противостояние через 7 или 8 синодических периодов, и очень похожее противостояние через 37 синодических периодов (79 лет). [8] В так называемом перигелийном противостоянии Марс находится ближе всего к Солнцу и особенно близко к Земле: противостояния варьируются от примерно 0,68 а.е., когда Марс находится вблизи афелия, до всего лишь примерно 0,37 а.е., когда Марс находится вблизи перигелия. [9]

Близкие подходы к Земле

Марс подходит к Земле ближе, чем любая другая планета, за исключением Венеры в ее самом близком — 56 миллионов км — это самое близкое расстояние между Марсом и Землей, тогда как самое близкое расстояние Венеры к Земле составляет 40 миллионов км. Марс подходит ближе всего к Земле раз в два года, примерно во время своего противостояния, когда Земля проходит между Солнцем и Марсом. Очень близкие противостояния Марса случаются каждые 15–17 лет, когда мы проходим между Марсом и Солнцем примерно во время его перигелия (ближайшей точки к Солнцу на орбите). Минимальное расстояние между Землей и Марсом сокращалось с годами, и в 2003 году минимальное расстояние составило 55,76 миллиона км, что ближе, чем любое подобное сближение за почти 60 000 лет (57 617 до н. э.). Рекордно минимальное расстояние между Землей и Марсом в 2729 году составит 55,65 миллиона км. В 3818 году рекорд составит 55,44 млн км, и расстояния будут продолжать уменьшаться в течение примерно 24 000 лет. [10]

Историческое значение

До работы Иоганна Кеплера (1571–1630), немецкого астронома, преобладающим мнением было то, что Солнце и планеты вращаются вокруг Земли. В 1543 году Николай Коперник предположил, что все планеты вращаются по кругам вокруг Солнца, но его теория не давала удовлетворительных предсказаний и была в значительной степени проигнорирована. Когда Кеплер изучал наблюдения своего начальника Тихо Браге за положением Марса на небе в течение многих ночей, Кеплер понял, что орбита Марса не может быть окружностью. После многих лет анализа Кеплер обнаружил, что орбита Марса, вероятно, представляет собой эллипс , с Солнцем в одной из фокусных точек эллипса . Это, в свою очередь, привело к открытию Кеплером того, что все планеты вращаются вокруг Солнца по эллиптическим орбитам, с Солнцем в одной из двух фокусных точек. Это стало первым из трех законов движения планет Кеплера . [11] [12]

Точность/предсказуемость

С точки зрения всех, кроме самых требовательных, путь Марса прост. Уравнение в Астрономических алгоритмах , которое предполагает невозмущенную эллиптическую орбиту, предсказывает время перигелия и афелия с ошибкой в ​​«несколько часов». [13] Использование орбитальных элементов для расчета этих расстояний согласуется с фактическими средними значениями по крайней мере до пяти значащих цифр. Формулы для расчета положения напрямую из орбитальных элементов обычно не предоставляют или не требуют поправок на эффекты 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 тела, которые необходимо учитывать даже для многих сложных задач. Когда Альдо Витальяно вычислял дату близких марсианских подходов в далеком прошлом или будущем, он проверил потенциальный эффект, вызванный неопределенностями моделей пояса астероидов , запустив моделирование как с тремя крупнейшими астероидами, так и без них, и обнаружил, что эффекты были незначительными.

Наблюдения улучшились, и технологии космической эры заменили старые методы. Э. Майлз Стэндиш писал: «Классические эфемериды за последние столетия были основаны исключительно на оптических наблюдениях: почти исключительно на времени прохождения меридианного круга. С появлением планетарных радаров, миссий космических аппаратов, VLBI и т. д. ситуация для четырех внутренних планет кардинально изменилась». (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 в первую очередь с учетом данных о дальности…» [15] Известно, что ошибка в DE405 составляет около 2 км, а сейчас она составляет менее километра. [16]

Хотя возмущения на Марсе, вызванные астероидами, вызвали проблемы, они также использовались для оценки масс некоторых астероидов. [17] Однако улучшение модели пояса астероидов вызывает большую озабоченность у тех, кому требуются или кто пытается предоставить эфемериды наивысшей точности. [18]

Параметры орбиты

В следующей таблице элементов орбиты Марса представлено не более пяти значимых цифр . На этом уровне точности числа очень хорошо соответствуют элементам VSOP87 и расчетам, полученным на их основе, а также 250-летнему наилучшему соответствию Стэндиша (из JPL) и расчетам с использованием фактических положений Марса с течением времени.

Ссылки

  1. ^ Simon, JL; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (февраль 1994 г.). «Численные выражения для формул прецессии и средних элементов для Луны и планет». Астрономия и астрофизика . 282 (2): 663–683. Bibcode : 1994A&A...282..663S.
  2. ^ Джин Миус, Астрономические формулы для калькуляторов . (Ричмонд, Вирджиния: Willmann-Bell, 1988) 99. Элементы FE Ross
  3. ^ В эфемеридных днях по 86 400 секунд. Сидерический и аномалистический годы составляют 686,980 и 686,996 дней соответственно. (Разница около 20 минут). Сидерический год — это время, необходимое для обращения вокруг Солнца относительно фиксированной системы отсчета. Точнее, сидерический год — это один из способов выражения скорости 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 прохождениями перигелия или афелия. Его можно рассчитать так же, как и сидерический год, но используется средняя аномалия.
  4. ^ Джин Миус, Астрономические алгоритмы (Ричмонд, Вирджиния: Willmann-Bell, 1998) 238. Формула Рамануджана достаточно точна.
  5. ^ Уильямс, Дэвид (2018). «Марсианский информационный бюллетень». NASA Goddard Space Flight Center. Архивировано из оригинала 17 марта 2020 года . Получено 22 марта 2020 года .; Средняя аномалия (град) 19,412 = (Средняя долгота (град) 355,45332) – (Долгота перигелия (град) 336,04084) Общественное достояниеВ этой статье используется текст из этого источника, который находится в общественном достоянии .
  6. ^ "MarsDist". Архивировано из оригинала 2007-09-07 . Получено 2007-07-20 .Расстояние и эксцентриситет Марса с использованием SOLEX . Создатель Альдо Витальяно
  7. ^ Синодический период можно рассчитать как 1/(1/p-1/q), где p и q — меньший и больший сидерические периоды.
  8. ^ Синодический период Марса на 92,9 дня длиннее его сидерического периода в 687,0 дней. Затем он сдвинулся вперед на 92,9/687,0 раз по 360, или на 48,7 градуса. После семи противостояний он сдвинулся 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°. Таким образом, ситуации будут аналогичными. Аналогичные расчеты показывают, что долгота изменяется только на 2° после 37 противостояний.
  9. ^ Шихан, Уильям (2 февраля 1997 г.). «Приложение 1: Противостояния Марса, 1901–2035 гг.». Планета Марс: история наблюдений и открытий . Издательство Университета Аризоны. Архивировано из оригинала 25 июня 2010 г. Получено 30 января 2010 г.
  10. ^ Миус, Джин (март 2003 г.). «Когда Марс в последний раз был так близко?» (PDF) . Planetarian : 13.
  11. ^ Карр, Майкл Х.; Малин, Майкл К .; Белтон, Майкл Дж. С. (27 июля 2018 г.). «Марс». Encyclopaedia Britannica Online . стр. 2.
  12. ^ Уильям Шиэн, Планета Марс: История наблюдений и открытий (Тусон, Аризона: Издательство Университета Аризоны, 1996) Глава 1
  13. ^ Миус (1998) стр. 269–270
  14. ^ см., например, Саймон и др. (1994) стр. 681
  15. ^ Standish & Williams (2012). «ГЛАВА 8: Орбитальные эфемериды Солнца, Луны и планет» (PDF) .Версия Пояснительного приложения 2012 г.
  16. ^ Как отмечено в меморандуме JPL 2008 года относительно DE421, «Ошибка в орбитах Земли и Марса в DE405, как теперь известно, составляет около 2 км, что было хорошей точностью в 1997 году, но намного хуже, чем текущая субкилометровая точность». Фолкнер и др. (2008). «Планетарные и лунные эфемериды DE421» (PDF) . Межведомственный меморандум JPL IOM 343.R-08-003 .стр. 1
  17. ^ «Астероид». Британская энциклопедия . Британская энциклопедия Интернет. Британская энциклопедия Inc., 2014. Интернет. 19 августа 2014 г. http://www.britanica.com/EBchecked/topic/39730/asteroid.
  18. ^ "Неопределенность орбиты Марса для годового прогноза составляет около 300 м, как и требуется для миссии Mars Science Laboratory, но быстро растет для времени до и после периода наблюдения космического аппарата из-за влияния астероидов с орбитами, близкими к орбите Марса. Предсказанная орбита и неопределенность в значительной степени зависят от используемой модели астероида". Фолкнер и др. (2010). "Неопределенности в планетарных эфемеридах JPL" (PDF) . Труды Journées . стр. 43.
  19. ^ Среднее расстояние по времени. Постоянный член в VSOP87. Соответствует среднему значению, взятому из многих коротких, равных интервалов времени.