地球流体電脳倶楽部
1996 年 5 月 24 日
原則として三角測量を行う.
惑星の運動の観測から角惑星間の相対距離は知ることができる.
つまり, を地球の軌道の長半径, を火星と地球の間の距離とすると
惑星の質量を , 衛星の質量を とおく.
通常 だから, 衛星は惑星の回りを円軌道に
近いKeplar運動をしていると考えてもよい.
よって,
探査機が惑星の近傍を通過するときの惑星による摂動の大きさを観測し, 惑星の質量を求める.
衛星相互の摂動から求める.
光度と距離からそのサイズを決めて, 密度を仮定して質量を求める.
太陽から離れたところで光度を観測し, 小惑星と同様にして, 密度を仮定して質量を求める.
謝辞
本稿は 1989 年から 1993 年に東京大学地球惑星物理学科で行われていた, 流体理論セミナーでのセミナーノートがもとになっている. 原作版は石渡正樹による「火星現象論」 (1989/05/19) であり, 林祥介によって地球流体電脳倶楽部版「火星現象論」 として書き直された (1996/06/23). 構成とデバッグに協力してくれたセミナー参加者のすべてにも 感謝しなければならない.
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