Òrbita de Venus
La òrbita de Venus té un semieix major de 0,723 UA (100 000 200 000 m), i una excentricitat de 0,007.[1] La baixa excentricitat i el tamany relativament chicotet de la seua òrbita donen a Venus el menor ranc de distància entre perihelio i afelio dels planetes: 1,46 millons de km. El planeta gira al voltant del Sol una volta cada 225 dies[2] i viaja 4,54 UA (679 000 000 km) en fer-ho,[3] donant una velocitat orbital mija de 35 km/s.
Conjuncions i trànsits
- Artícul principal → Trànsit de Venus.
Quan la llongitut eclíptica geocéntrica de Venus coincidix en la del Sol, està en conjunció en el Sol, inferior si Venus està més prop i superior si està més llunt. La distància entre Venus i la Terra varia d'uns 42 millons de km (en la conjunció inferior) a uns 258 millons de km (en la conjunció superior). El periodo mig entre conjuncions successives d'un tipo és de 584 dies: un periodo sinódico de Venus. Cinc periodos sinódicos de Venus són casi exactament 13 anys de Venus siderales i 8 anys terrestres, i en conseqüència les llongituts i distàncies casi es repetixen.[4]
l'inclinament de 3,4° de l'òrbita de Venus és lo suficientment gran com per a evitar que els planetes inferiors passen directament entre el Sol i la Terra en la conjunció inferior. Estos trànsits solars de Venus es produïxen rara volta, pero en gran predictibilidad i interés.[5][6]
Aproximacions propenques a la Terra i Mercurio
En esta era actual, lo més propenc que Venus aplega a la Terra és poc menys de 40 millons de km. Com el ranc de distàncies heliocéntricas és major per a la Terra que para Venus, les aproximacions més propenques s'acosten al perihelio de la Terra. La disminució de l'excentricitat de la Terra està aumentant les distàncies mínimes. L'última volta que Venus es va acostar a menys de 39,5 millons de km va ser en 1623, pero açò no tornarà a ocórrer durant molts milenis i, de fet, despuix de 5683 Venus ni tan sols s'acostarà a menys de 40 millons de quilómetros durant uns 60 000 anys.[7] L'orientació de les òrbites d'abdós planetes no és favorable per a minimisar la distància d'aproximació propenca. Les llongituts del perihelio només estaven separades per 29 graus en J2000, per lo que les distàncies més menudes, que es produïxen quan la conjunció inferior es produïx prop del perihelio de la Terra, es produïxen quan Venus està prop del perihelio. Un eixemple va ser el trànsit del 6 de decembre de 1882: Venus va aplegar al perihelio el 9 de giner de 1883, i la Terra va fer lo propi el 31 de decembre. Venus es trobava en 0,7205 del Sol el dia del trànsit, decididament menys que la mija.[8]
Movent-se molt arrere en el temps, fa més de 200 000 anys, Venus passava a voltes a una distància de la Terra de poc menys de 38 millons de km, i ho farà despuix de més de 400 000 anys.
Venus i la Terra s'acosten més, pero s'acosten menys a sovint que Venus i Mercurio.[9] Mentres Venus s'acosta més a la Terra, Mercurio s'acosta més a sovint a la Terra lo més propenc de tots els planetes.[10] Dit açò, Venus i la Terra encara tenen la diferència de potencial gravitacional més baixa entre ells que cap a qualsevol atre planeta, i necessita el delta-v més baix a la transferència entre ells, que en cap atre planeta d'ells.[11][12]
La distància entre Venus i Mercurio es reduirà en el temps, principalment per la creixent excentricitat de Mercurio.
Referències
- ↑ Jean Meeus, Astronomical Formulæ for Calculators, by Jean Meeus. (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1988) 99. Elements by Simon Newcomb
- ↑ Els anys siderales i anomalísticos tenen una duració de 224,7008 dies. L'any sideral és el temps que tarda en girar entorn al Sol en relació en un marc de referència fix. Més precisament, l'any sideral és una forma d'expressar la taxa de canvi de la llongitut mija en un instant, respecte a un equinoccio fix. El càlcul mostra quànt temps tardaria en la llongitut en fer una revolució en la velocitat donada. L'any anomalístico és el periodo de temps entre les successives aproximacions més propenques al Sol. Açò es pot calcular de la mateixa manera que l'any sideral, pero s'utilisa l'anomalia mija.
- ↑ Jean Meeus, Astronomical Algorithms (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) 238. The formula by Ramanujan is accurate enough.
- ↑ Cinc anys sinodicos són 2919,6 dies. Tretze anys siderales per a Venus són 2921,1 dies, i huit per a la Terra són 2922,05 dies. La llongitut heliocéntrica de la Terra alvança 0,9856° per dia, i despuix de 2919,6 dies, ha alvançat 2878°, només 2° menys de huit revolucions (2880°).
- ↑ Venus transit page. [1] archivat en Wayback Machine. by Aldo Vitagliano, creator of Solex
- ↑ William Sheehan, John Westfall The Transits of Venus (Prometheus Books, 2004)
- ↑ close approach distances generated by Solex
- ↑ screenshots from the Institut de Mécanique Céleste et de Calcul dones Éphémérides (IMCCE) ephemeris generator
- ↑ Cain, Fraser. «Closest Planet to Venus».
- ↑ “Venus is not Earth’s closest neighbor” . Physics Today. AIP Publishing. doi:. ISSN 1945-0699.
- ↑ Petropoulos, Anastassios E. (2000). “Trajectories to Jupiter via Gravity Assists from Venus, Earth, and Mars”. Journal of Spacecraft and Rockets 37 (6): 776–783. American Institute of Aeronautics and Astronautics (AIAA). doi:. ISSN 0022-4650.
- ↑ Taylor, Chris. «Welcome to Cloud City: The case for going to Venus, not Mars».
Referències
- Este artícul conté una traducció derivada de «Órbita de Venus» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.