Viquipèdia

Òrbita de Venus

orbita venusiana al voltant del Sol

Venus té una òrbita amb un semieix major de 0.723 UA (108.200.000 km), i una excentricitat de 0,007.[1][2] La baixa excentricitat i la mida relativament petita de la seva òrbita donen a Venus el menor rang de distància entre periheli i afeli dels planetes: 1,46 milions de km. El planeta gira al voltant del Sol una vegada cada 225 dies[3] i viatja 4,54 UA (679.000.000 km) en fer-ho,[4] donant una velocitat orbital mitjana de 35 km/s.

Representació de Venus (groc) i la Terra (blau) donant voltes al voltant del Sol.

Conjuncions i trànsits modifica

Article principal: Trànsit de Venus
Vegeu també: Conjunció (astronomia)

Quan la longitud eclíptica geocèntrica de Venus coincideix amb la del Sol, està en conjunció amb el Sol, inferior si Venus està més a prop i superior si està més lluny. La distància entre Venus i la Terra varia d'uns 42 milions de km (a la conjunció inferior) a uns 258 milions de km (a la conjunció superior). El període mitjà entre conjuncions successives d'un tipus és de 584 dies: un període sinòdic de Venus. Cinc períodes sinódics de Venus són gairebé exactament 13 anys de Venus siderals i 8 anys terrestres, i en conseqüència les longituds i distàncies gairebé es repeteixen.[5]

La inclinació de 3,4° de l'òrbita de Venus és prou gran com per evitar que els planetes inferiors passin directament entre el Sol i la Terra en la conjunció inferior. Aquests trànsits solars de Venus es produeixen poques vegades, però amb gran predictibilitat i interès.[6][7]

Aproximacions properes a la Terra i Mercuri modifica

En aquesta era actual, lo més proper que Venus arriba a la Terra és poc menys de 40 milions de km. Com que el rang de distàncies heliocèntriques és més gran per a la Terra que per a Venus, les aproximacions més properes s'acosten al periheli de la Terra. La disminució de l'excentricitat de la Terra està augmentant les distàncies mínimes. L'última vegada que Venus es va acostar a més de 39,5 milions de km va ser el 1623, però això no tornarà a passar durant molts mil·lennis i, de fet, després del 5683 Venus ni tan sols s'acostarà a menys de 40 milions de km durant uns 60.000 anys. [8] L'orientació de les òrbites dels dos planetes no és favorable per minimitzar la distància d'aproximació propera. Les longituds del periheli només estaven separades de 29 graus a J2000, de manera que les distàncies més petites, que es produeixen quan la conjunció inferior es produeix a prop del periheli de la Terra, es produeixen quan Venus està a prop del periheli. Un exemple va ser el trànsit del 6 de desembre de 1882: Venus va arribar al periheli el 9 de gener de 1883, i la Terra va fer el mateix el 31 de desembre. Venus es trobava a 0,7205 au del Sol el dia del trànsit, decididament menys que la mitjana.[9]

Movint-se molt enrere en el temps, fa més de 200.000 anys, Venus passava de vegades a una distància de la Terra de poc menys de 38 milions de km, i ho farà després de més de 400.000 anys.

Venus i la Terra s'acosten més, però s'acosten menys sovint que Venus i Mercuri.[10] Mentre que Venus s'acosta més a la Terra, Mercuri s'acosta més sovint a la Terra lo més proper de tots els planetes.[11] Dit això, Venus i la Terra encara tenen la diferència de potencial gravitacional més baixa entre ells que cap a qualsevol altre planeta, i necessita el delta-v més baix a la transferència entre ells, que a cap altre planeta d'ells.[12][13]

La distància entre Venus i Mercuri es reduirà amb el temps, principalment a causa de l'excentricitat creixent de Mercuri.

Importància històrica modifica

El descobriment de les fases de Venus per Galileu el 1610 va ser important. Contradeia el model de Ptolemeu que considerava que tots els objectes celestes giraven al voltant de la Terra i era coherent amb altres, com els de Tycho i Copèrnic.

En l'època de Galileu, el model predominant de l'univers es basava en l'afirmació de l'astrònom grec Ptolemeu gairebé 15 segles abans que tots els objectes celestes giren al voltant de la Terra (vegeu el sistema ptolemaic). L'observació de les fases de Venus no era coherent amb aquesta visió, però era coherent amb la idea de l'astrònom polonès Nicolau Copèrnic que el sistema solar es centra al Sol. L'observació de Galileu de les fases de Venus va proporcionar la primera evidència observacional directa de la teoria copèrnicana.[14]

Les observacions dels trànsits de Venus a través del Sol han tingut un paper important en la història de l'astronomia en la determinació d'un valor més precís de la unitat astronòmica.[15]

Precisió i predictibilitat modifica

Venus té una òrbita molt ben observada i predictible. Des de la perspectiva de tots menys dels més exigents, la seva òrbita és senzilla. Una equació d'Algoritmes astronòmics que suposa una òrbita el·líptica impertorbada prediu els temps de periheli i afeli amb un error d'unes poques hores.[16] L'ús d'elements orbitals per calcular aquestes distàncies coincideix amb les mitjanes reals a almenys cinc xifres significatives. Les fórmules per calcular la posició directament a partir dels elements orbitals normalment no proporcionen ni necessiten correccions per als efectes d'altres planetes.[17]

Tanmateix, les observacions són molt millors ara i la tecnologia de l'era espacial ha substituït les tècniques més antigues.[18] E. Myles Standish va escriure Les efemèrides clàssiques dels darrers segles s'han basat completament en observacions òptiques: gairebé exclusivament, els temps de trànsit del cercle meridià. Amb l'arribada del radar planetari, missions de naus espacials, VLBI, etc., la situació dels quatre planetes interiors ha canviat dràsticament. Per al DE405, creat el 1998, es van abandonar les observacions òptiques i mentre va escriure condicions inicials per a l'interior. quatre planetes es van ajustar a les dades d'abast principalment... Ara les estimacions de l'òrbita estan dominades per les observacions de la nau espacial Venus Express. Ara es coneix que l'òrbita té una precisió inferior al quilòmetre.[19]

Taula de paràmetres orbitals modifica

Aquí no es presenten més de cinc xifres significatives, i amb aquest nivell de precisió els números coincideixen molt bé amb elements i càlculs del VSOP87[1] derivats d'ells, el millor ajust de 250 anys de Standish (de JPL),[20] Newcomb,[2] i càlculs utilitzant les posicions reals de Venus al llarg del temps.

Distàncies UA Milions de km
semieix major 0.72333 108.21
periheli 0.71843 107.48
afeli 0.7282 108.94
mitjana[21] 0.72335 108.21
circumferència 4.545 679.9
aproximació més propera a la Terra 0.2643 39.54
excentricitat
0.0068 (cercle gairebé perfecte)
angles graus
inclinació a l'eclíptica 3.39
vegades dies
període orbital 224.70
període sinodic 583.92
velocitat km/s
velocitat mitjana 35.02
velocitat màxima 35.26
velocitat mínima 34.78

Anell de pols modifica

 
Primera imatge panoràmica de l'anell de pols de l'espai orbital de Venus, fotografiada per la Sonda Solar Parker.

S'ha demostrat que l'espai orbital de Venus té el seu propi núvol d'anell de pols,[22] amb un sospitós origen, ja sigui de Venus que seguia asteroides,[23] la pols interplanetaria que migra en ones, o les restes del disc circumstel·lar del Sistema Solar a partir del qual es va formar el seu disc protoplanetari i després ell mateix, el sistema planetari Solar.[24]

Referències modifica

  1. ↑ 1,0 1,1 Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. «Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets». Astronomy and Astrophysics, 282, 2, febrer 1994, pàg. 663–683. Bibcode: 1994A&A...282..663S.
  2. ↑ 2,0 2,1 Jean Meeus, Astronomical Formulæ for Calculators, by Jean Meeus. (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1988) 99. Elements by Simon Newcomb
  3. ↑ Els anys siderals i anomalistics tenen una durada de 224,7008 dies. L'any sideral és el temps que triga a girar al voltant del Sol en relació amb un marc de referència fix. Més precisament, l'any sideral és una manera d'expressar la taxa de canvi de la longitud mitjana en un instant, respecte a un equinocci fix. El càlcul mostra quant de temps trigaria a la longitud a fer una revolució a la velocitat donada. L'any anomalistic és el període entre les successives aproximacions més properes al Sol. Això es pot calcular de la mateixa manera que l'any sideral, però s'utilitza l'anomalia mitjana.
  4. ↑ Jean Meeus, Astronomical Algorithms (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) 238. The formula by Ramanujan is accurate enough.
  5. ↑ Cinc anys sinodics són 2919,6 dies. Tretze anys siderals per a Venus són 2921,1 dies, i vuit per a la Terra són 2922,05 dies. La longitud heliocèntrica de la Terra avança 0,9856° per dia, i després de 2919,6 dies, ha avançat 2878°, només 2° menys de vuit revolucions (2880°).
  6. ↑ Venus transit page. Arxivat 2015-07-01 a Wayback Machine. by Aldo Vitagliano, creator of Solex
  7. ↑ William Sheehan, John Westfall The Transits of Venus (Prometheus Books, 2004)
  8. ↑ close approach distances generated by Solex[Enllaç no actiu]
  9. ↑ screenshots [Enllaç no actiu] from the Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Éphémérides (IMCCE) ephemeris generator
  10. ↑ Cain, Fraser. «Closest Planet to Venus», 06-08-2009. Arxivat de l'original el 2016-06-13. [Consulta: 21 octubre 2022].
  11. ↑ «Venus is not Earth’s closest neighbor». Physics Today. AIP Publishing, 12-03-2019. DOI: 10.1063/pt.6.3.20190312a. ISSN: 1945-0699.
  12. ↑ Petropoulos, Anastassios E.; Longuski, James M.; Bonfiglio, Eugene P. «Trajectories to Jupiter via Gravity Assists from Venus, Earth, and Mars». Journal of Spacecraft and Rockets. American Institute of Aeronautics and Astronautics (AIAA), 37, 6, 2000, pàg. 776–783. DOI: 10.2514/2.3650. ISSN: 0022-4650.
  13. ↑ Taylor, Chris. «Welcome to Cloud City: The case for going to Venus, not Mars», 09-07-2020. [Consulta: 21 octubre 2022].
  14. ↑ "Venus." Encyclopædia Britannica. Encyclopædia Britannica Online. Encyclopædia Britannica Inc., 2014. Web. 05 Aug. 2014. http://www.britannica.com/EBchecked/topic/625665/Venus
  15. ↑ see, for example William Sheehan, John Westfall The Transits of Venus (Prometheus Books, 2004) or Eli Maor, Venus in Transit (Princeton University Press, 2004)
  16. ↑ Meeus (1998) pp 269-270
  17. ↑ see, for example, Simon et al. (1994) p 681
  18. ↑ "The newer and more accurate data types determine these orbits far more accurately (by orders of magnitude) than do the optical data." Standish; Williams. «CHAPTER 8: Orbital Ephemerides of the Sun, Moon, and Planets», 2012. 2012 version of the Explanatory Supplement p 10
  19. ↑ Folkner. «The Planetary and Lunar Ephemeris DE421». JPL Interoffice Memorandum IOM 343.R-08-003 p. 1, 2008.
  20. ↑ Standish and Williams(2012) p 27
  21. ↑ Distància mitjana al llarg dels temps. Terme constant a VSOP87. Correspon a la mitjana presa de molts intervals de temps curts i iguals.
  22. ↑ Frazier, Sarah. «NASA’s Parker Solar Probe Sees Venus Orbital Dust Ring», 16-04-2021. [Consulta: 21 gener 2023].
  23. ↑ Garner, Rob. «What Scientists Found After Sifting Through Dust in the Solar System», 12-03-2019. [Consulta: 21 gener 2023].
  24. ↑ Rehm, Jeremy. «Parker Solar Probe Captures First Complete View of Venus Orbital Dust Ring», 15-04-2021. [Consulta: 21 gener 2023].
Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/w/index.php?title=Òrbita_de_Venus&oldid=33202554»