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Marte tiene una órbita con un semieje mayor de 1,524 unidades astronómicas (228 millones de km) (12,673 minutos luz) y una excentricidad de 0,0934. [1] [2] El planeta orbita el Sol en 687 días [3] y recorre 9,55 UA en el proceso, [4] lo que hace que la velocidad orbital media sea de 24 km/s.
La excentricidad es mayor que la de cualquier otro planeta excepto Mercurio, y esto provoca una gran diferencia entre las distancias del afelio y el perihelio : son respectivamente 1,666 y 1,381 UA. [5]
Marte se encuentra en medio de un aumento a largo plazo de su excentricidad. Alcanzó un mínimo de 0,079 hace unos 19 milenios y alcanzará un máximo de aproximadamente 0,105 después de unos 24 milenios a partir de ahora (y con distancias de perihelio de apenas 1,3621 unidades astronómicas ). La órbita es a veces casi circular: era de 0,002 hace 1,35 millones de años y alcanzará un mínimo similar dentro de 1,05 millones de años. [ Aclaración necesaria ] La excentricidad máxima entre esos dos mínimos extremos es de 0,12 en unos 200 mil años. [6]
Marte alcanza la oposición cuando hay una diferencia de 180° entre sus longitudes geocéntricas y las del Sol. En un momento cercano a la oposición (dentro de 8½ días) la distancia Tierra-Marte es la más pequeña que se puede conseguir durante ese período sinódico de 780 días . [7] Cada oposición tiene algún significado porque Marte es visible desde la Tierra toda la noche, alto y completamente iluminado, pero las de especial interés ocurren cuando Marte está cerca del perihelio, porque es cuando Marte también está más cerca de la Tierra. Una oposición perihélica es seguida por otra 15 o 17 años después. De hecho, cada oposición es seguida por otra similar 7 u 8 períodos sinódicos después, y por otra muy similar 37 períodos sinódicos (79 años) después. [8] En la llamada oposición perihelica, Marte está más cerca del Sol y está particularmente cerca de la Tierra: las oposiciones varían desde aproximadamente 0,68 UA cuando Marte está cerca del afelio hasta solo aproximadamente 0,37 UA cuando Marte está cerca del perihelio. [9]
Marte se acerca más a la Tierra que cualquier otro planeta, salvo Venus en su punto más cercano: 56 millones de kilómetros es la distancia más cercana entre Marte y la Tierra, mientras que Venus se acerca a la Tierra a 40 millones de kilómetros. Marte se acerca más a la Tierra cada dos años, alrededor del momento de su oposición, cuando la Tierra se encuentra entre el Sol y Marte. Las oposiciones extra cercanas de Marte ocurren cada 15 a 17 años, cuando pasamos entre Marte y el Sol alrededor del momento de su perihelio (el punto más cercano al Sol en órbita). La distancia mínima entre la Tierra y Marte ha estado disminuyendo con los años, y en 2003 la distancia mínima fue de 55,76 millones de kilómetros, más cerca que cualquier encuentro de este tipo en casi 60.000 años (57.617 a. C.). La distancia mínima récord entre la Tierra y Marte en 2729 se situará en 55,65 millones de kilómetros. En el año 3818, el récord se situará en 55,44 millones de kilómetros, y las distancias seguirán disminuyendo durante unos 24.000 años. [10]
Hasta el trabajo de Johannes Kepler (1571-1630), un astrónomo alemán, la creencia predominante era que el Sol y los planetas orbitaban alrededor de la Tierra. En 1543, Nicolás Copérnico había propuesto que todos los planetas orbitaban en círculos alrededor del Sol, pero su teoría no dio predicciones muy satisfactorias y fue en gran parte ignorada. Cuando Kepler estudió las observaciones de su jefe Tycho Brahe de la posición de Marte en el cielo durante muchas noches, Kepler se dio cuenta de que la órbita de Marte no podía ser un círculo. Después de años de análisis, Kepler descubrió que la órbita de Marte probablemente era una elipse , con el Sol en uno de los puntos focales de la elipse . Esto, a su vez, condujo al descubrimiento de Kepler de que todos los planetas orbitan alrededor del Sol en órbitas elípticas, con el Sol en uno de los dos puntos focales. Esta se convirtió en la primera de las tres leyes de Kepler del movimiento planetario . [11] [12]
Desde la perspectiva de todos, salvo la de los más exigentes, la trayectoria de Marte es sencilla. Una ecuación de los algoritmos astronómicos que supone una órbita elíptica no perturbada predice los tiempos de perihelio y afelio con un error de "unas pocas horas". [13] El uso de elementos orbitales para calcular esas distancias coincide con los promedios reales de al menos cinco cifras significativas. Las fórmulas para calcular la posición directamente a partir de elementos orbitales normalmente no proporcionan ni necesitan correcciones para los efectos de otros planetas. [14]
Para lograr un mayor nivel de precisión, se requieren las perturbaciones de los planetas. Estas son bien conocidas y se cree que están modeladas lo suficientemente bien como para lograr una alta precisión. Estos son todos los cuerpos que se deben tener en cuenta incluso para muchos problemas exigentes. Cuando Aldo Vitagliano calculó la fecha de las aproximaciones marcianas en el pasado o futuro distantes, probó el efecto potencial causado por las incertidumbres de los modelos del cinturón de asteroides ejecutando las simulaciones con y sin los tres asteroides más grandes, y descubrió que los efectos eran insignificantes.
Las observaciones mejoraron y la tecnología de la era espacial reemplazó a las técnicas más antiguas. E. Myles Standish escribió: "Las efemérides clásicas de los últimos siglos se han basado completamente en observaciones ópticas: casi exclusivamente, tiempos de tránsito en círculos meridianos. Con la llegada del radar planetario, las misiones espaciales, el VLBI, etc., la situación de los cuatro planetas interiores ha cambiado drásticamente". (8.5.1 página 10) Para DE405, creado en 1995, se abandonaron las observaciones ópticas y, como escribió, "las condiciones iniciales para los cuatro planetas interiores se ajustaron principalmente a los datos de medición de distancia..." [15] Se sabe que el error en DE405 es de aproximadamente 2 km y ahora es de menos de un kilómetro. [16]
Aunque las perturbaciones en Marte causadas por asteroides han causado problemas, también se han utilizado para estimar las masas de ciertos asteroides. [17] Pero mejorar el modelo del cinturón de asteroides es una gran preocupación para aquellos que requieren o intentan proporcionar efemérides con la mayor precisión. [18]
En la siguiente tabla de elementos orbitales de Marte no se presentan más de cinco cifras significativas . Con este nivel de precisión , los números coinciden muy bien con los elementos VSOP87 y los cálculos derivados de ellos, así como con el ajuste óptimo de 250 años de Standish (del JPL) y los cálculos que utilizan las posiciones reales de Marte a lo largo del tiempo.
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