Планета Марс

точке Т и движется по орбите со скоростью У( = = 30 км/сек, а Марс - в точке М и движется со средней скоростью Vm = 24 км/сек. Пусть векторы скоростей Vf и Vm образуют с лучом зрения МТ углы а. и р соответственно. Тогда очевидно, что радиальная скорость "Д будет равна разности проекций Vi и Vm на направление ТМ:

Угол a=L-90°*), где L-угловое расстояние Марса от Солнца 5 (скорость Земли направлена по касательной, которая перпендикулярна к радиусу ST в точке касания Т). Угол р=90°-Р, где Р-угол фазы, т. е. угол между направлениями планета-Солнце и

*) Или 90°-L, если Марс находится по другую сторону от точки Q.

планета-Земля. Кроме того, из треугольника SMT по теореме синусов имеем

где ri и /m-расстояния Земли и Марса от Солнца, Отсюда сразу видно, что угол фазы Р достигает наибольшего значения, когда L = 90°, т. е. во время квадратур. В это время Р == 41° (если Марс находится на среднем расстоянии) или Р == 47° (если Марс в перигелии). Фаза (или доля освещенного диска) Марса равна при этом 0,84. Мы можем заменить к и р на L и Р и преобразовать формулу (1) так:

Величина в скобке (для средних значений Гт и Ущ) равна 14 км/сек. Очевидно, что при L == 90° Vr тоже достигает этого значения, которое является максимальным *).

Обратимся теперь к противостояниям Марса. По условиям видимости планеты не все они равноценны по двум причинам. Во-первых, из-за эксцентриситета орбиты Марса его расстояние от Земли в момент противостояния может меняться от 56 до 100 млн. км. Во-вторых, склонение, а значит, и высота планеты над горизонтом различны для разных противостояний.

Те противостояния, при которых расстояние до Марса не превышает 60 млн. км, принято называть великими. Очевидно, в период великих противостояний Марс должен быть вблизи перигелия. Если соединить перигелий орбиты Марса с Солнцем прямой линией, то она пересечет орбиту Земли в той точке, которую Земля проходит 29 августа. Поэтому даты великих противостояний Марса приходятся обычно на август или сентябрь (исключением был 1939 г., когда великое противостояние наступило 23 июля).

В следующей таблице приведены даты великих противостояний за последние 100 лет и кратчайшие расстояния Марса от Земли в астрономических единицах и в миллионах километров.

*) Впрочем, если Марс в эпоху квадратуры находится в афелии, его радиальная скорость может достигнуть 17 км/сек.

Сразу видно, что великие противостояния следуют с интервалом в 15 или 17 лет. Чтобы понять существующую здесь закономерность, вспомним, что период обращения Марса вокруг Солнца равен 687 суткам. Синодический период планеты, т. е. интервал от одного противостояния до следующего, определяется по формуле

где Р == 687 сут. - год Марса, Т == 365,25 сут. - год Земли. Из этой формулы находим 5 == 780 суткам, т. е. синодический период Марса равен 2 годам 50 суткам. Но это-только среднее значение. Из-за эксцентриситета орбиты Марса синодический период меняется в пределах от 764 до 811 суток, как можно видеть из следующей таблички последовательных противостояний Марса с 1956 по 1975 г.

В табличке приведены также значения наименьшего расстояния Марса от Земли в эпоху противостояния и наибольшего видимого диаметра Марса в секундах дуги. Из последнего столбца видно, какие преимущества пред-' ставляют великие противостояния по сравнению с "обычными".

Но великие противостояния имеют, с точки зрения условий наблюдений, и свои минусы, особенно для обсерваторий и наблюдателей средних широт северного полушария. В это время Марс имеет большое южное склонение и находится очень низко над горизонтом, наблюдать его неудобно. Так, во время великого проти-' востояния 10 августа 1971 г. склонение Марса было -22° и на широте +50° он даже в кульминации не поднимался выше 18 градусов над горизонтом! Наблюдения Марса в это время велись на южных обсерваториях Советского Союза, Европы, США, Японии и на обсерваториях южного полушария.

С этой точки зрения "не великое" противостояние 24 октября 1973 г. для наблюдателей средних широт было более выгодно: хотя диск Марса был несколько меньше, чем в 1971 г. (21",6 против 24",9), зато склонение планеты было около +9°, и ее высота в кульминации на той же широте достигала 49 градусов.

Ознакомившись с орбитой и условиями видимости Марса, обратимся к свойствам Марса как планеты: его размерам, массе, вращению.

Экваториальный диаметр Марса равен, по новейшим определениям французского астронома О. Дольфюса, 6790 км, т. е. 0,53 земного. Полярный диаметр Марса несколько меньше экваториального из-за полярного сжатия. Разность экваториального и полярного радиусов Марса равна 1/191 егоэкваториальногорадиуса.УЗемли эта величина равна 1/298. Иначе говоря, Марс сплюснут у полюсов несколько сильнее, чем Земля*).