Виталий Бронштэн: Планета Марс

Значительно более точными были наблюдения знаменитого датского астронома Тихо Браге; их точность доходила до 10 секунд дуги. За свою долгую жизнь Тихо пронаблюдал десять противостояний Марса, накопив непрерывный ряд наблюдений за 22 года. Этот ценнейший материал попал после смерти Тихо в самые верные руки-в руки Иоганна Кеплера, прекрасного вычислителя, человека широких взглядов, не связывавшего себя привычными в те времена представлениями о движении планет по окружностям-самым "совершенным" из всех кривых. Обработка наблюдений положений Марса, выполненных Тихо Браге, привела Кеплера к открытию трех его знаменитых законов движения планет. Истинной формой планетных орбит оказался эллипс, а Солнце находилось в одном из фокусов этого эллипса (общем для всех планет).

Как хорошо, что для выяснения законов движений планет и формы их орбит был выбран именно Марс, а, скажем, не Венера. Орбита Марса имеет эксцентриситет 0,093, тогда как орбита Венеры-только 0,007, в 13 раз меньше. Быть может, имея дело с наблюдениями Венеры или Юпитера, Кеплер не открыл бы свой первый закон, не обнаружил бы отличия орбиты планеты от окружности.

И все же выбор Марса не был делом случая. Наблюдать Венеру (а тем более Меркурий) очень трудно, так как эта планета не отходит от Солнца далее 48°, наблюдается на светлом небе и ее положение трудно привязывать к положениям неподвижных звезд. С другой стороны, Юпитер и Сатурн движутся по небу очень медленно, так как находятся относительно далеко от Земли.' Марс же близок к Земле, сравнительно быстро переме-^ щается среди звезд, его можно наблюдать на фоне,1 звездного неба на любых угловых расстояниях от Солн^

ца, он описывает довольно широкие петли около эпохи противостояния.

Элементы орбиты Марса, найденные Кеплером, мало отличались от современных. Например, большая полуось орбиты по Кеплеру равнялась 1,5264 астрономической единицы (а. е.), тогда как современное ее значение 1,5237 а. е. Эксцентриситет орбиты Марса по Кеплеру равен 0,0926, а современное его значение 0,0934.

Уже из приведенных чисел видно, что Марс расположен от Солнца в полтора раза дальше Земли, и, значит, получает от Солнца в 2,3 (1,52^) раза меньше света и

тепла. Расстояние Марса от Солнца составляет в среднем 228 млн. км, тогда как Земля отстоит от дневного светила на 150 млн. км (рис. 1).

Благодаря большому эксцентриситету орбиты Марс может изменять свое расстояние от Солнца в довольно широких пределах. Чтобы найти, на сколько расстояние в ближайшей к Солнцу точке орбиты, перигелии, меньше среднего, надо помножить среднее расстояние на эксцентриситет. Получим:

228 X 0,093 == 21 млн. км.

На столько же дальше среднего наибольшее расстояние Марса от Солнца в самой далекой точке его орбиты (в афелии).

Следовательно, кратчайшее расстояние Марса от Солнца равно 207 млн. км, а наибольшее-249 млн. км. Эти величины относятся как 1:1,2, а поток солнечного света и тепла на единицу поверхности Марса в перигелии и афелии как 1,44 : 1.

Чтобы понять, как может изменяться положение Марса относительно Земли, рассмотрим основные конфигурации этой планеты (они справедливы и для других

верхних планет, от Юпитера до Плутона).

Пусть Земля при движении по орбите вокруг Солнца S находится в положении Т (рис. 2). На орбите Марса отметим четыре важных положения планеты: соединение К., когда планета находится . за Солнцем, на продолжении прямой TS, квадратуры Qi и 02, когда угол между направлениями на Солнце и планету (ZSTQl^ZSTQz) pa- I вен 90°, и противостояние О, когда планета нахо- \ дится снова на

на 90" от Солнца. На самом деле это не так. Квадратуры замечательны в двух отношениях: во-первых, в это время скорость приближения планеты к Земле или удаления от нее максимальна, во-вторых, угол фазы планеты достигает в квадратурах наибольшего значения.

Поясним эти два обстоятельства. Движение планеты относительно Земли по лучу зрения используется спектроскопистами для отделения с помощью эффекта Доплера спектральных линий планетного происхождения от так называемых теллурических линий, вызванных поглощением света газами земной атмосферы. Найдем, чему равна эта радиальная скорость (по лучу зрения) для внешней планеты. Пусть Земля (рис. 3) находится в

нии прямой TS, но в направлении, противоположном Солнцу (отсюда и выражение "противостояние").

Легко видеть, что именно в противостоянии планета расположена ближе всего к Земле, а в соединении расстояние между ними максимально. Поэтому эпоха соединения - самый неблагоприятный период для наблю^ дений Марса, а эпоха противостояния, наоборот, самый благоприятный. И не только благодаря близости планеты к Земле, но и потому, что в это время планета видна всю ночь, восходит с заходом Солнца и заходит