Caractéristiques des Planètes

Pour le Soleil on parle d'un Aphélie (du grec "apo" loin et "helios" soleil), point le plus éloigné entre l'objet et le Soleil et d'un Périhélie ("péri" autour et "helios" soleil), point le plus proche. Mais plus généralement on parle d'Apsides qui désignent les deux points extrêmes de l'orbite d'un objet céleste. Le point situé à la distance minimale  par rapport au foyer de l'orbite est nommée Périapside. Le point situé à la distance maximale  par rapport au foyer de l'orbite est nommée Apoapside.
L'axe principal de l'ellipse qui relie le périapside et l'apoapside d'une orbite est appelée ligne des apsides. Les noms de ces deux points, le plus proche et le plus éloigné de l'objet central, sont spécifiques du nom de l'objet central ou plutôt de la racine grecque du nom de l'objet, par exemple pour une étoile on parle de périastre et apoastre (voir tableau de droite).

N. B. : une année-lumière vaut exactement 9 460 730 472 580 800 m. On retiendra ≈10 000 milliards de km.

Les planètes glissent majestueusement sur une orbite autour du Soleil, ne laissant apercevoir aucune trace des contraintes gravitationnelles qui les conduisent.
Pourtant une orbite est la trajectoire suivie par une planète pour répondre aux contraintes des effets gravitationnels de multiples corps célestes et en particulier du Soleil.
Dans le système solaire, toutes les objets, planètes, astéroïdes et comètes tournent dans le même sens autour du Soleil. Mais aucune orbite n'est parfaitement circulaire ni parfaitement coplanaire c'est-à-dire sur un même plan autour de l'équateur de l'objet central.
Si les orbites des planètes ont des inclinaisons très faibles par rapport au plan de l'écliptique, les corps beaucoup moins massifs comme pluton, Éris, les astéroïdes ou les comètes, ont des orbites très inclinées par rapport à ce plan.
Les orbites ont un périhélie Du grec ancien peri (autour, proche) et hêlios (soleil). C’est le point le plus proche du Soleil sur l'orbite d'une planète ou d'un objet céleste. et un aphélie Du grec ancien apó (loin) et hêlios (soleil). C’est le point le plus éloigné du Soleil sur l'orbite d'une planète ou d'un objet céleste. donc une excentricité L'excentricité (e) est l’écart entre les deux distances que sont l'aphélie et le périhélie. pour la Terre l'excentricité est de 0,01671022. ainsi qu'une inclinaison En mécanique céleste, l'inclinaison (i) d'une planète est l'angle décrit par le plan de son orbite et le plan de l'écliptique, c'est-à-dire le plan de l'orbite de la Terre., un nœud ascendant nœud orbital est l'intersection entre une orbite et un plan de référence. Le noeud ascendant est le point de l'orbite où l'objet franchit le plan de bas en haut (du sud vers le nord)., un point vernalSur la sphère céleste, l'équateur et l'écliptique se croisent. Le mouvement apparent du Soleil croise ces deux points appelés nœud descendant et nœud ascendant. Lorsque le Soleil passe au-dessus de l'équateur terrestre, il croise le point vernal ou point de l'équinoxe de printemps. Le nœud ascendant est traversé entre le 20 et le 22 mars alors que le point descendant est traversé entre le 20 et le 22 septembre. et un argument de périhélie En mécanique céleste, l'argument du périhélie est une propriété de l'orbite. L'argument du périhélie (ω) décrit l'angle entre la direction du nœud ascendant et celle du périhélie. Il est mesuré dans le plan orbital et dans la direction du mouvement du corps..
Les orbites des planètes se situent toutes à peu près dans le même plan.
Ce plan orbital s'appelle l'écliptique On appelle écliptique le grand cercle de la sphère céleste parcourue par le Soleil dans son mouvement apparent autour de la terre. La Terre décrit autour du Soleil, une orbite dont le plan fait un angle de 23°26' avec l'équateur céleste (projection de l'équateur terrestre). Le Soleil paraît ainsi se déplacer en parcourant les douze signes du zodiaque: Bélier, taureau, Gémeaux, Cancer, Lion, Vierge, Balance, Scorpion, Sagittaire, Capricorne, Verseau, Poissons..

nota:  "Une planète est un corps céleste qui est en orbite autour du Soleil, qui possède une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique (forme sphérique), et qui a éliminé tout corps se déplaçant sur une orbite proche".
Cette définition fut approuvée le 24 aout 2006, lors de la 26ème Assemblée Générale de l'UAI (Union Astronomique Internationale) par un vote à main levée d'environ 400 scientifiques et astronomes, après dix jours de discussions.

Parmi les unités de mesure de distances astronomiques, l’unité astronomique (symbole AU ou UA), est la plus petite des unités, elle correspond approximativement à la longueur du demi-grand axe moyen de l’orbite terrestre (distance moyenne de la Terre au Soleil).

N. B. : Les trois unités de mesure utiles en astronomie pour exprimer les distances :
- une année-lumière (a.l.) Une année-lumière est une unité de distance utilisée en astronomie. Une année-lumière est égale à la distance que parcourt la lumière dans le vide en l'espace d'une année (31 557 600 secondes), soit environ 10 000 milliards de kilomètres. vaut 63 242,17881 au, soit exactement égale à 9 460 730 472 580 800 m.
- un parsec (pc Le parsec est la distance à laquelle une unité astronomique sous-tend un angle d'une seconde d'arc..) est égal à 206 270,6904 UA ou 3,2616 années-lumière soit 30 857 656 073 828 900 mètres.
- une unité astronomique (au (symbol : ua ou au) Créée en 1958, c’est l'unité de distance utilisée pour mesurer les distances des objets du système solaire, cette distance est égale à la distance de la Terre au Soleil. La valeur de l'unité astronomique représente exactement 149 597 870 700 m, lors de son assemblée générale tenue à Pékin, du 20 au 31 août 2012, l'Union astronomique internationale (UAI) a adopté une nouvelle définition de l'unité astronomique, unité de longueur utilisée par les astronomes du monde entier pour exprimer les dimensions du Système solaire et de l’Univers. On retiendra environ 150 millions de kilomètres. Une année-lumière vaut approximativement 63 242 ua. Mercure : 0,38 ua, Vénus : 0,72 ua, Terre : 1,00 ua, Mars : 1,52 ua, Ceinture d’astéroïdes : 2 à 3,5 ua, Jupiter : 5,21 ua, Saturne : 9,54 ua, Uranus : 19,18 ua, Neptune : 30,11 ua, Ceinture de Kuiper : 30 à 55 ua, Nuage d’Oort : 50 000 ua.) vaut depuis le 30 Aout 2012, exactement 149 597 870 700 mètres.

Tableau : équivalences entre les unités de distance.

La vitesse orbitale d'une planète est la vitesse à laquelle elle tourne autour du Soleil, l'objet le plus massif.
La vitesse orbitale instantanée peut être déterminée par la seconde loi de Kepler, la loi des aires (1609).
Une planète met le même temps pour parcourir la même surface, le long de son orbite elliptique.
La vitesse d'une planète devient donc plus grande lorsque la planète se rapproche du Soleil. Elle est maximale au voisinage du rayon le plus court (périhélie), et minimale au voisinage du rayon le plus grand (aphélie).
La vitesse orbitale moyenne est déterminée soit en connaissant sa période orbitale et le demi-grand axe de son orbite, soit à partir des masses des deux corps et du demi-grand axe. 

Dans le système solaire, le Soleil a capté 99,86% de la masse totale de la poussière et du gaz de la nébuleuse originelle.
Jupiter, la plus grosse planète du système, a capté 71% de la masse restante.
Les autres planètes se sont partagées le résidu de cette évolution gravitationnelle, c'est-à-dire 0,038% de la masse totale.

La masse volumique, est une grandeur physique qui caractérise la masse d'un objet par unité de volume. Elle est notée par la lettre grecque ρ (rhô).
La masse volumique est déterminée par le rapport :
ρ = m/V
m = la masse de la substance homogène occupant un volume,
V = le volume.
L'unité de mesure de la masse volumique dans le système international est le kilogramme par mètre cube (kg/m3). La masse volumique au centre du Soleil est énorme, elle est supérieure à 150 000 kg/m3, 150 fois plus que l'eau. Au centre du Soleil la température atteint environ 15 millions de degrés et la pression est d'environ 22 000 milliards de pascals (Pa) soit 217 millions de fois la pression atmosphérique de la Terre.
La pression de l'atmosphère terrestre varie autour de 101 325 Pa ou 1013,25 hPa.

N. B. : sur le tableau ci-dessus on remarque que la masse volumique de Saturne est inférieure à celle de l'eau (1 000 kg/m3).

La période de révolution, est le temps mis par un astre pour accomplir sa trajectoire, ou révolution, autour d’un autre astre. Pour les planètes et objets du système solaire il s'agit du Soleil.
Le temps nécessaire pour accomplir ce déplacement peut être estimé par le retour à une même position par rapport à une étoile fixe, ou à la même position par rapport au point équinoxial. Dans ce cas, cette période est appelée, période de révolution sidérale. 

N. B. : La Terre fait un tour autour du Soleil en 365,2564 jours solaires ou une année sidérale à la vitesse moyenne de 29.783 km/s.

La vitesse de libérationd'une planète ou vitesse d'évasion appelée deuxième vitesse cosmique est la vitesse qui permet à un projectile d'échapper définitivement à l'attraction gravitationnelle de cette planète. Ne pas confondre avec la première vitesse cosmique qui est la vitesse de satellisation.
La deuxième vitesse cosmique est la vitesse minimale que doit atteindre théoriquement un corps pour s'éloigner indéfiniment d'un astre malgré l'attraction gravitationnelle de ce dernier.
La vitesse de libération se calcule d'après la formule suivante :
v = √2GM/R
v = vitesse de libération
G (constante gravitationnelle universelle)
G = 6,6742×10^-11 m³·kg^-1·s^-2
M est la masse de la planète
R le rayon de la planète.

N. B. : La vitesse de libération augmente lorsque la masse de la planète augmente ou lorsque son rayon diminue.

La magnitude apparente est une mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre. On mesure ainsi  la puissance du flux lumineux délivré par unité de surface de l'objet.
La magnitude est un logarithme inverse, elle augmente d'une unité lorsque l'irradiance est divisée par ≈ 2,51.
L'étoile Véga (α Lyr) est une référence, avec une magnitude apparente de zéro c'est l'étoile la plus brillante de la constellation de la Lyre et la cinquième étoile la plus brillante du ciel, la deuxième de l'hémisphère nord après Arcturus.

N. B. : l'albédo (blancheur, en latin) c'est le rapport de l'énergie solaire réfléchie par une surface.

L’inclinaison terrestre est l’angle entre l’axe de rotation de la Terre et son plan orbital, elle reste confinée entre 21,8° et 24,4°. Actuellement, elle est de 23°26,5' mais l'axe se redresse d'environ 50" par an ou de 1 degré tous les 71,6 ans. De plus cet axe oscille autour d'un cône dont le cycle complet (360°) dure 25 765 années. Cet angle (23°26') fait la succession des saisons. En effet, en été, l'ensoleillement est plus important dans l'hémisphère nord que dans l'hémisphère sud. Le soleil est plus haut dans le ciel de la partie nord du globe terrestre, que dans la partie sud.
Les rayons solaires arrivent sur Terre avec plus d'intensité. Le Soleil se lève plus tôt, se couche plus tard, et les jours sont plus longs. Dans la partie sud c’est l’hiver. Le Soleil parait aussi plus bas sur l’horizon et les jours sont plus courts, le soleil se lève plus tard et se couche plus tôt. À l’équateur la durée du jour et de la nuit ne varie pas (même si la position du Soleil dans le ciel, varie). Aux pôles, le jour et la nuit durent six mois chacun. L'obliquité caractérise donc l'inclinaison de l'axe de la Terre par rapport à l’écliptique et varie entre 21,8° et 24,4°. Mais la Terre est légèrement aplatie aux pôles, les forces gravitationnelles exercées par le Soleil et la Lune la font tourner sur elle-même non pas comme un ballon parfaitement sphérique mais comme une toupie. Cette faible variation de 21,8° à 24,4° est due à la présence de la lune qui agit comme un stabilisateur, sur le bourrelet équatorial de la Terre. Néanmoins, les faibles variations de cette obliquité ont de larges conséquences sur l'insolation à la latitude de 65°, que l'on considère comme le critère le plus fiable de fonte des inlandsis. La combinaison de ces deux effets engendre une oscillation de l'obliquité terrestre, très limitée, environ 1,3° autour d'une valeur moyenne proche de 23.5°.

La période combinée de ces oscillations est d'environ 41 000 ans. L'obliquité a une grande importance sur les hautes latitudes car elle est à l'origine des saisons, si  l'obliquité était nulle, il n'y aurait pas de saisons et donc peu de variation de température.
C'est un des paramètres de Milanković ou cycles de Milanković qui correspondent à trois phénomènes astronomiques affectant la Terre : l'excentricité, l'obliquité et la précession. Ces paramètres sont utilisés dans le cadre de la théorie astronomique des paléoclimats et sont en partie responsables des changements climatiques naturels qui ont pour principale conséquence, les périodes glaciaires et interglaciaires.

Image : L'inclinaison de l'axe de la Terre est de 23°26' mais l'axe se redresse d'environ 50" par an ou de 1 degré tous les 71,6 ans.

La période de rotation désigne la durée mise par un astre (étoile, planète, astéroïde) pour faire un tour sur lui-même. La rotation de la Terre est de 86 400 secondes. La Terre tourne sur elle même autour d'un axe,  à l'équateur la vitesse est de 1674,364 km/h, cet axe est orienté vers le pôle nord céleste. Pendant longtemps, la rotation de la Terre était considérée comme la mesure la plus précise du temps qui passe, mais sa vitesse varie au cours du temps. La vitesse de rotation de la Terre n'est pas régulière, de petites crises ou bégaiements du temps se produisent assez fréquemment. Des secondes disparaissent ou plutôt des minutes de 61 secondes apparaissent. Depuis les années 1960, 34 secondes ont disparues à cause du ralentissement imperceptible mais régulier, de la rotation de notre planète autour de son axe. Tous les mouvements de la Terre sont irréguliers et varient en permanence dans le temps, de nombreux évènements cosmiques et locaux modifient la vitesse de rotation de la Terre. Cette vitesse de rotation à l'équateur est de 1 674,364 km/h. Le nombre de rotations de la
Terre sur elle-même est d'environ 365,2425 par an, soit 365,2425 jours sidéraux (rotation par rapport au système de référence céleste).

L'atmosphère protège la vie définition biologique de la vie : « un organisme est dit vivant lorsqu'il échange de la matière et de l'énergie avec son environnement en conservant son autonomie, lorsqu'il se reproduit et évolue par sélection naturelle. » sur Terre en absorbant le rayonnement solaire ultraviolet, en réchauffant la surface, en retenant la chaleur par effet de serre et en réduisant les écarts de température entre le jour et la nuit. L'atmosphère est divisée en plusieurs couches d'importance variable. Leurs limites ont été fixées selon les discontinuités dans les variations de la température, en fonction de l'altitude car la température décroit avec l'altitude. Uranus et Neptune sont enveloppées de nuages de gaz glaciaux, Mars et Mercure ont une atmosphère extrêmement ténue, Jupiter et Saturne ne sont quasiment que de l'atmosphère sans surface solide, ce sont des géantes gazeuses avec un tout petit noyau solide au centre. Une seule planète possède une atmosphère comme celle de la Terre à l'origine de sa formation, Vénus notre plus proche voisine. Mais la pression atmosphérique de Vénus est énorme, 90 fois plus élevée que sur la Terre. Cette pression s'accompagne de températures très élevées, 480 °C en moyenne. Cette température suffirait à faire fondre le plomb sur Terre.