Поясним эти два обстоятельства. Движение планеты относительно Земли по лучу зрения используется спектроскопистами для отделения с помощью эффекта Доплера спектральных линий планетного происхождения от так называемых теллурических линий, вызванных поглощением света газами земной атмосферы. Найдем, чему равна эта радиальная скорость (по лучу зрения) для внешней планеты. Пусть Земля (рис. 3) находится в
нии прямой TS, но в направлении, противоположном Солнцу (отсюда и выражение "противостояние").
Легко видеть, что именно в противостоянии планета расположена ближе всего к Земле, а в соединении расстояние между ними максимально. Поэтому эпоха соединения - самый неблагоприятный период для наблю^ дений Марса, а эпоха противостояния, наоборот, самый благоприятный. И не только благодаря близости планеты к Земле, но и потому, что в это время планета видна всю ночь, восходит с заходом Солнца и заходит
с его восходом.
Прежде чем перейти к более подробному рассмогрению условий видимости Марса во время противостояний, остановимся на значении квадратур. Обычно думают, что ничего особенного эти конфигурации планеты не представляют, за исключением того, что планета находится ,
точке Т и движется по орбите со скоростью У( = = 30 км/сек, а Марс - в точке М и движется со средней скоростью Vm = 24 км/сек. Пусть векторы скоростей Vf и Vm образуют с лучом зрения МТ углы а. и р соответственно. Тогда очевидно, что радиальная скорость "Д будет равна разности проекций Vi и Vm на направление ТМ:
Угол a=L-90°*), где L-угловое расстояние Марса от Солнца 5 (скорость Земли направлена по касательной, которая перпендикулярна к радиусу ST в точке касания Т). Угол р=90°-Р, где Р-угол фазы, т. е. угол между направлениями планета-Солнце и
*) Или 90°-L, если Марс находится по другую сторону от точки Q.
планета-Земля. Кроме того, из треугольника SMT по теореме синусов имеем
где ri и /m-расстояния Земли и Марса от Солнца, Отсюда сразу видно, что угол фазы Р достигает наибольшего значения, когда L = 90°, т. е. во время квадратур. В это время Р == 41° (если Марс находится на среднем расстоянии) или Р == 47° (если Марс в перигелии). Фаза (или доля освещенного диска) Марса равна при этом 0,84. Мы можем заменить к и р на L и Р и преобразовать формулу (1) так:
Величина в скобке (для средних значений Гт и Ущ) равна 14 км/сек. Очевидно, что при L == 90° Vr тоже достигает этого значения, которое является максимальным *).
Обратимся теперь к противостояниям Марса. По условиям видимости планеты не все они равноценны по двум причинам. Во-первых, из-за эксцентриситета орбиты Марса его расстояние от Земли в момент противостояния может меняться от 56 до 100 млн. км. Во-вторых, склонение, а значит, и высота планеты над горизонтом различны для разных противостояний.