Parametrii orbitali Venus

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Venus
Venus globe.jpg
Această casetă: v. D. · M.

1leftarrow blue.svg Intrare principală: Venus (astronomie) .

Venus parcurge o orbită heliocentrică aproape circulară, pe care o completează în 224,7 zile, în interiorul celei a Pământului.

Mișcarea de rotație are loc într-o direcție retrogradă , spre deosebire de ceea ce se întâmplă pentru celelalte planete ale sistemului solar, cu excepția lui Uranus . Mai mult, este foarte lent, Venus realizând o rotație în 243,69 zile - mai mult decât perioada de revoluție.

Orbită

Orbita parcursă de Venus poate fi descrisă prin următorii parametri orbitali , calculați pentru epoca J2000.0 : [1]

Distanța medie a lui Venus de Soare este 0,723 au , care corespunde la aproximativ 108,21 milioane de kilometri. Orbita lui Venus are o excentricitate extrem de scăzută, egală cu 0,0067. În consecință, distanța planetei de Soare variază cu doar 730.000 de kilometri (în raport cu valoarea medie indicată) în cursul anului venusian, cu distanța minimă care este atinsă la periheliu și maximă la afeliu . Cunoscând forma orbitei, este posibil să se calculeze lungimea acesteia, egală cu aproximativ 680 milioane de kilometri.

Venus finalizează o revoluție în jurul Soarelui în 224.701 zile (224 zile, 16 ore și 50 minute), sau în aproximativ șapte luni și jumătate. Cu toate acestea, perioada sa sinodică (care corespunde cu durata de timp necesară planetei, observată de pe Pământ, pentru a reveni la aceeași poziție a cerului față de Soare - de exemplu, prin urmare, între două conjuncții succesive) este de 583,92 zile (egal cu 1,598687 ani ). [1]

Viteza medie de deplasare a orbitei este 35,02 km / s . Viteza maximă este atinsă în timpul trecerii prin periheliu și este egală cu 35,26 km / s ; invers, la afeliu apare viteza minimă, egală cu 34,79 km / s . [1]

În cele din urmă, orbita lui Venus este înclinată cu 3,39 ° față de planul eclipticii (planul orbitei Pământului).

Rotație

Venus este acoperit de un strat gros de nori , care împiedică observarea directă a suprafeței . Acest lucru a împiedicat determinarea caracteristicilor de rotație ale planetei până în a doua jumătate a secolului XX .

În special, observațiile spectrografice efectuate la începutul secolului al XX-lea nu au permis să detecteze nicio schimbare semnificativă Doppler în lumina reflectată de pe planetă. Acest lucru l-a determinat pe Vesto Slipher să concluzioneze că planeta se rotește mult mai lent decât se presupunea anterior pe baza asemănărilor dintre Venus și Pământ. [2] În anii 1950 a fost descoperit faptul că Venus s-a rotit într- o direcție retrogradă și numai observațiile radar făcute în anii 1960 ne-au permis în cele din urmă să măsurăm perioada de rotație a lui Venus cu o precizie suficientă. [3] Datele colectate de sondele Magellan ale NASA și Venus Expressale ESA , care au orbitat Venus în perioada 1990-1994 prima și 2006 - 2014 a doua, sunt în dezacord parțial între ele și ipoteza că rotația planetei poate suferi variații periodice. [4]

După cum s-a menționat, Venus se rotește pe sine în funcție de mișcarea retrogradă (în sensul acelor de ceasornic dacă este observată din direcția polului nord ceresc ), adică contrar a ceea ce se întâmplă pentru Soare și pentru majoritatea celorlalte planete din sistemul solar. De fapt, axa de rotație este înclinată cu 177,36 ° [1] față de planul orbital. Rotația este, de asemenea, foarte lentă și, cu o durată de 243,69 zile pe Pământ, [1] ziua siderală venusiană este mai mare decât perioada de revoluție a planetei din jurul Soarelui. Viteza de rotație la ecuator este doar 6,5 km / h ( 1,81 m / s ). S-a emis ipoteza că caracteristicile rotației lui Venus au fost determinate de impactul unui imens asteroid asupra planetei. [5]

Datorită rotației retrograde, mișcarea aparentă a Soarelui de pe suprafața venusiană este opusă celei observate de pe Pământ: cei de pe Venus, prin urmare, ar vedea răsăritul în vest și apusul în est. Deși planeta durează 225 de zile terestre pentru a finaliza o revoluție în jurul Soarelui, între un răsărit și altul ( zi solară ) trec doar 117 zile terestre, deoarece în timp ce Venus se rotește pe sine în direcție retrogradă, se mișcă și de-a lungul propriei sale orbite, realizând mișcarea de revoluție care se desfășoară în direcția opusă celei de rotație. Rezultă că același punct de la suprafață se găsește în aceeași poziție față de Soare la fiecare 117 zile terestre [6] .

Abordări ale altor obiecte ale sistemului solar

Pământul

Reprezentarea mișcării lui Venus și a Pământului în jurul Soarelui.

Venus este planeta cea mai apropiată de Pământ și la conjuncțiile inferioare distanța medie între cele două corpuri este de aproximativ 41 de milioane de kilometri. Fiind orbita lui Venus aproape circulară, cea mai apropiată abordare de Pământ apare atunci când se află la periheliu . Cu aceste ocazii și în perioadele de excentricitate orbitală maximă a orbitei Pământului, distanța minimă a lui Venus de Pământ este de 38,2 milioane de kilometri. [1]

Cinci ani sinodici corespund aproape exact cu 13 ani siderali pentru Venus și 8 pentru Pământ; [7] diferența unghiulară în longitudinea heliocentrică a celor două planete după această perioadă este de doar 2,55 °. [8] În consecință, atât configurațiile dintre cele două planete, cât și abordările sunt aproape perfect repetate. Înclinarea orbitei lui Venus față de cea a Pământului, egală cu aproximativ 3,4 °, este suficientă pentru a împiedica asocierea tranzitelor cu conjuncțiile inferioare, cu excepția a două episoade, separate de 8 ani, care se repetă la fiecare 243 de ani. [9] [10]

Mai mult, în cele mai apropiate episoade de abordare care apar la fiecare 13 ani, Venus întoarce aproape aceeași față spre Pământ. Perioada de rotație a lui Venus ar fi putut fi, așadar, influențată de această rezonanță aproape între cele două planete. [11]

Mercur

Mercur este planeta care se poate apropia cel mai mult de Venus. Orbita lui Mercur este oarecum excentrică. Prin urmare, abordarea cea mai apropiată este atinsă atunci când Mercur se află în afeliu; în acest caz, distanța dintre cele două planete poate fi de aproximativ 38 de milioane de kilometri. [12]

De la Venus ar fi posibil să se observe tranzitele lui Mercur .

Asteroizi

Există mai mulți asteroizi citerosecanți care traversează orbita lui Venus, dintre care unii au întâlniri strânse cu planeta. [13]

Printre obiectele notabile se numără asteroizii 2002 VE 68 și 2013 ND 15 .

2002 VE 68 este un cvasisatelit al planetei Venus. [14] Adică, observat de pe planetă, ar părea că se învârte în jurul ei, chiar dacă în realitate asteroidul călătorește pe o orbită heliocentrică . Asteroidul a dobândit această stare acum aproximativ 7.000 de ani și o va menține cel puțin încă 500 de ani. [15] Pe lângă Venus și Soare, dinamica VE 68 din 2002 este, de asemenea, reglementată de Pământ, Lună și Mercur , cu care se află în rezonanță orbitală , sau cam așa, și are periodic întâlniri strânse. [15]

2013 ND 15 este singurul asteroid troian Venus cunoscut. Asteroidul precede planeta pe orbita sa în jurul Soarelui, planând în jurul punctului Lagrange L4 al orbitei lui Venus.

Notă

  1. ^ a b c d e f David R. Williams, NASA Space Science Data Coordinated Archive , 2016.
  2. ^ V. Slipher , 1903.
  3. ^ RM Goldstein și RL Carpenter , 1963.
  4. ^ NT Mueller și colab. , 2012.
  5. ^ Cain Sentence, Rotation of Venus , pe universetoday.com , Universe Today , 4 august 2009. Accesat la 7 mai 2014 .
  6. ^ Fraser Cain, Lungimea zilei pe Venus , universetoday.com , Universe Today . Adus pe 7 mai 2014 .
  7. ^ Cinci ani sinodici corespund la 2919,6 zile; treisprezece ani siderali pentru Venus corespund 2921,1 zile, în timp ce opt ani siderali pentru Pământ corespund cu 2922,05 zile.
  8. ^ PA Seeds , p. 2 , 2009.
  9. ^ Pagina de tranzit Venus. Arhivat 1 iulie 2015 la Internet Archive . de Aldo Vitagliano, creatorul Solex
  10. ^ William Sheehan, John Westfall Tranzitele lui Venus , Prometheus Books, 2004.
  11. ^ PA Seeds , p. 8 , 2009.
  12. ^ (EN) David R. Williams (ed.), Foaie de informații planetare - Arhivă coordonată a datelor despre știința spațială NASA a metricii , NASA Goddard Space Flight Center, 23 decembrie 2016. Accesat la 22 ianuarie 2018.
  13. ^ (EN) Andrew Lowe, Very Close Approaches (<0,010 AU) de PHA-uri la planetele interioare de la 1800 la 2200 , pe andrew-lowe.ca, 27 decembrie 2015. Accesat la 23 ianuarie 2018.
  14. ^ S. Mikkola și colab. , 2004.
  15. ^ a b C. de la Fuente Marcos și R. de la Fuente Marcos , 2012.

Bibliografie

Elemente conexe

Alte proiecte

linkuri externe

  • ( EN ) David R. Williams (ed.), Venus Fact Sheet , în NASA Space Science Data Coordinated Archive , NASA Goddard Space Flight Center, 23 decembrie 2016. Adus 22 ianuarie 2018 .
Sistem solar Portalul sistemului solar : Accesați intrările Wikipedia de pe obiectele sistemului solar
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Venus_orbital_Parameters&oldid=117459107 ”