Marte tiene una órbita con un semieje mayor de 1,524 unidades astronómicas (228 millones de kilómetros) (12,673 minutos luz) y una excentricidad de 0,0934. [1] [2] El planeta orbita alrededor del Sol en 687 días [3] y viaja 9,55 AU al hacerlo, [4] lo que hace que la velocidad orbital promedio 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 de afelio y perihelio : son 1,6660 y 1,3814 AU. [5] [ cita necesaria ]
Marte se encuentra en medio de un aumento a largo plazo de la excentricidad. Alcanzó un mínimo de 0,079 hace unos 19 milenios, y alcanzará un máximo de aproximadamente 0,105 dentro de unos 24 milenios (y con distancias de perihelio de apenas 1,3621 unidades astronómicas ). La órbita es a veces casi circular: lo fue hace 0,002 1,35 millones de años y alcanzará un mínimo similar dentro de 1,05 millones de años en el futuro. [ aclaración necesaria ] La excentricidad máxima entre esos dos mínimos extremos es 0,12 en unos 200 mil años. [6]
Marte alcanza la oposición cuando hay una diferencia de 180° entre sus longitudes geocéntricas y el Sol. En un momento cercano a la oposición (dentro de 8½ días), la distancia Tierra-Marte es tan pequeña como será durante ese período sinódico de 780 días . [7] Cada oposición tiene algún significado porque Marte es visible desde la Tierra toda la noche, en lo 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. A una oposición perihélica le sigue otra 15 o 17 años después. De hecho, a cada oposición le sigue otra similar 7 u 8 períodos sinódicos después, y otra muy similar 37 períodos sinódicos (79 años) después. [8] En la llamada oposición perihélica , Marte está más cerca del Sol y está particularmente cerca de la Tierra: las oposiciones varían desde aproximadamente 0,68 AU cuando Marte está cerca del afelio hasta solo aproximadamente 0,37 AU cuando Marte está cerca del perihelio. [9]
Marte se acerca a la Tierra más que cualquier otro planeta, excepto Venus en su punto más cercano: 56 millones de kilómetros es la distancia más cercana entre Marte y la Tierra, mientras que lo más cerca que Venus se acerca a la Tierra es 40 millones de kilómetros. Marte se acerca más a la Tierra cada dos años, aproximadamente en el momento de su oposición, cuando la Tierra se mueve entre el Sol y Marte. Las oposiciones muy 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 ido disminuyendo a lo largo de los años, y en 2003 la distancia mínima era 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 será de 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 ofrecía predicciones muy satisfactorias y fue en gran medida ignorada. Cuando Kepler estudió las observaciones de su jefe Tycho Brahe sobre 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 sería una elipse , con el Sol en uno de los puntos focales de la elipse . Esto, a su vez, llevó a Kepler al descubrimiento de que todos los planetas giran 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 del movimiento planetario de Kepler . [11] [12]
Desde la perspectiva de todos, excepto los más exigentes, el camino de Marte es sencillo. Una ecuación de Algoritmos astronómicos que supone una órbita elíptica imperturbada predice los tiempos del perihelio y afelio con un error de "unas pocas horas". [13] El uso de elementos orbitales para calcular esas distancias concuerda con promedios reales con 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 un mayor nivel de precisión se requieren las perturbaciones de los planetas. Estos son bien conocidos y se cree que están lo suficientemente bien modelados como para lograr una alta precisión. Estos son todos los órganos que deben considerarse incluso para muchos problemas exigentes. Cuando Aldo Vitagliano calculó la fecha de las aproximaciones marcianas en el pasado o en el futuro lejano, probó el efecto potencial causado por las incertidumbres de los modelos del cinturón de asteroides ejecutando 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 ha reemplazado a las técnicas más antiguas. E. Myles Standish escribió: "Las efemérides clásicas de los últimos siglos se han basado enteramente en observaciones ópticas: casi exclusivamente, tiempos de tránsito de círculos meridianos. Con la llegada del radar planetario, las misiones de naves espaciales, VLBI, etc., la situación de los cuatro interiores Los planetas han cambiado dramáticamente." (8.5.1 página 10) Para DE405, creado en 1995, se descartaron las observaciones ópticas y, como él escribió, "las condiciones iniciales para los cuatro planetas interiores se ajustaron principalmente a los datos de alcance..." [ 15] Se sabe que el error en DE405 es de aproximadamente 2 km y ahora es subkilómetro. [dieciséis]
Aunque las perturbaciones de asteroides en Marte han causado problemas, también se han utilizado para estimar las masas de determinados asteroides. [17] Pero mejorar el modelo del cinturón de asteroides es de gran preocupación para quienes requieren o intentan proporcionar las efemérides de 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 mejor ajuste de 250 años de Standish (del JPL) y los cálculos que utilizan las posiciones reales de Marte a lo largo del tiempo.