Características de los planetas

Para el Sol se habla de un Afelio (del griego "apo" lejos de y "helios" sol), el punto más lejano entre el objeto y el Sol y de un perihelio ("peri" alrededor y "helios" Sol), el punto más cercano. Pero más en general se habla de ápsides que designan los dos puntos extremos de la órbita de un cuerpo celeste.
El punto en la distancia mínima desde el centro de la órbita se llama periapsis. El punto en la distancia máxima desde el centro de la órbita se llama Apoapsis.
El eje principal de la elipse que enlace el perigeo y apoapside de una órbita se llama línea de ápsides.
Los nombres de estos puntos, el más cercano y más lejano desde el objeto central son específicos del nombre del objeto central (raíz griega del nombre del objeto celeste).

N.B.: un año luz es exactamente 9 460 730 472 580 800 m.

Las planetas se deslizan majestuosamente en una orbita alrededor del Sol, sin dejar rastro de las constrangimentos gravitacionales que los impulsan. Sin embargo, una órbita es la trayectoria seguida por un planeta para satisfacer las constrangimentos de los efectos gravitacionales de los múltiples cuerpos celestes y en particular del sol.
En el sistema solar, todos los objetos, los planetas, los asteroides y los cometas se mueven en la misma dirección alrededor del sol.
Pero nadie órbita es perfectamente circular o perfectamente coplanaria en el mismo plano alrededor del ecuador del objeto central.
Si las órbitas de los planetas tienen inclinaciones muy bajos con respecto al plano de la eclíptica, los cuerpos mucho menos masivos como Plutón, Eris, asteroides o cometas tienen órbitas muy inclinadas con respecto al plano.
Las órbitas tienen un perihelioAncient Greek peri (alrededor, cierre) y Helios (sol). Este es el punto más cercano al Sol en la órbita de un planeta o cuerpo celeste. y afelioapo griego antiguo (distancia) y Helios (sol). Este es el punto más alejado del Sol a la órbita de un planeta o cuerpo celeste., por lo tanto una excentricidad La excentricidad (e) es la diferencia entre las dos distancias que son el afelio y perihelio. La excentricidad de la Tierra es de 0,01671022. y una inclinación En mecánica celeste, la inclinación (i) de un planeta es el ángulo descrito por el plano de su órbita y el plano de la eclíptica, es decir, el plano de la órbita de la Tierra., un nodo ascendente nodo orbital es la intersección de la órbita y un plan referencia. El nodo ascendente es el punto de la órbita en que el objeto cruza el plano de abajo hacia arriba (sur a norte)., un punto vernalEn la esfera celeste, el ecuador y la eclíptica se cruzan. El movimiento aparente del Sol cruza estos dos puntos llamados nodo descendente y ascendente nodo. Cuando el Sol pasa sobre el ecuador, cruza el punto vernal o punto del equinoccio de primavera. El nodo ascendente es cruzado entre el 20 y el 22 de marzo, mientras que el punto se transmite entre el 20 y el 22 de septiembre. y un argumento del perihelio En mecánica celeste, el argumento del perihelio es una propiedad de la órbita. El argumento del perihelio (ω) describe el ángulo entre la dirección del nodo ascendente y el perihelio. Se mide en el plano orbital y en la dirección de movimiento del cuerpo.. Las órbitas de los planetas son todos más o menos en el mismo plano.
Este plano orbital se llama la eclíptica Llamado el gran círculo de la eclíptica de la esfera celeste atravesado por el Sol en su movimiento aparente alrededor de la tierra. Describe la Tierra alrededor del Sol en una órbita cuyo plano forma un ángulo de 23 ° 27 'con el ecuador celeste (la proyección del ecuador). El Sol parece moverse y navegar en los doce signos : Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpio, Sagitario, Capricornio, Acuario, Piscis..

Entre las unidades de medida de distancias astronómicas, la unidad astronómica (AU o símbolo UA) es la unidad más pequeña, que corresponde aproximadamente a la longitud del semieje mayor de la órbita de la Tierra (la distancia media de la Tierra sol).
 
N.B.: Las tres unidades de medida útiles en astronomía para expresar las distancias:
- una años luz (a.l.) Un año luz es una unidad de longitud utilizada en astronomía. Un año luz es igual a la distancia que recorre la luz en el vacío en un año (31.557.600 segundos), aproximadamente 10 mil millones de kilómetros. es 63 242,17881 au, es exactamente igual a 9 460 528 405 106 km.
- un parsec (pc El pársec o parsec (símbolo pc) es una unidad de longitud utilizada en astronomía. Su nombre se deriva del inglés parallax of one arc second (paralaje de un) es igual a 206 270,6904 UA o 3,2616 años luz o 30 857 656 073 828 900 m.
- una unidad astronómica (au (symbol : ua ou au) Fundada en 1958, es la unidad de distancia utilizada para medir las distancias de los objetos en el sistema solar, esta distancia es la distancia de la Tierra al Sol. El valor de la unidad astronómica es exactamente 149597 870.700 m, en su Asamblea General, celebrada en Beijing del 20 al 31 de agosto 2012, la Unión Astronómica Internacional (IAU) adoptó una nueva definición de la unidad astronómica, unidad de longitud utilizada por los astrónomos de todo el mundo para expresar el tamaño del Sistema Solar y del Universo. Nos reservamos unos 150 millones de kilómetros. A años luz es de aproximadamente 63.242 UA. Mercurio : 0.38 AU, Venus : 0.72 AU, la Tierra : 1.00 AU, Mars : 1.52 AU, Cinturón de Asteroides : 2 a 3,5 UA, Júpiter 5,21 UA, Saturno : 9.54 AU, Urano : 19.18 AU, Neptuno : 30,11 ua, Cinturón de Kuiper : 30 a 55 ua, Nube de Oort : 50.000 UA.) es desde 30 de agosto 2012, exactamente 149 597 870 700 metros.

Tabla de equivalencias de unidades de distancia.

La velocidad orbital de un planeta es la velocidad a la que gira alrededor del Sol, el objeto más masivo.
La velocidad orbital instantánea puede ser determinada por la segunda ley de Kepler, la ley de áreas (1609).
Un planeta pone al mismo tiempo para cubrir la misma superficie, a lo largo de su órbita elíptica.
La velocidad de un planeta se hace mayor cuando el planeta se acerca del Sol.
Es máxima en la vecindad del radio lo más corto (perihelio), y mínima  en la vecindad del radio lo más grande (afelio).
La velocidad orbital media se determina conociendo el período orbital y semieje mayor de su órbita, o sea de las masas de los dos cuerpos y el eje semieje mayor.

En el sistema solar, el Sol ha captado el 99,86% de la masa total de gas y polvo de la nebulosa original.
Júpiter, el planeta más grande del sistema, ha captado el 71% de la masa restante.
Los otros planetas son compartidos residuo gravitacional este desarrollo, es decir, 0,038% de la masa total.

La densidad es una magnitud física que caracteriza la masa de un objeto por unidad de volumen.
Se denota por la letra griega ρ (rho).
La densidad se determina por la relación :
ρ = m / V
m = masa de la sustancia homogénea que ocupa un volumen,
V = volumen.
La unidad de medición de la densidad en el sistema internacional es el kilogramo por metro cúbico (kg/m3). Densidad en el centro del Sol es enorme, es más de 150000 kg/m3, 150 veces más que el agua.
El centro del Sol la temperatura llega a unos 15 millones de grados y la presión es de unos 22000 millones de pascales (Pa) o 217 millones de veces la presión atmosférica de la Tierra.
La presión de la atmósfera varía alrededor de 101 325 Pa o 1013,25 hPa.

N.B.: en la tabla contras se puede observar que la densidad de Saturno es menor que la del agua (1000 kg/m3).

El período orbital es el tiempo que tarda un planeta en completar su trayectoria, o la revolución en torno a otra estrella.
Los planetas y los objetos del sistema solar es el Sol.
El tiempo necesario para lograr este cambio puede ser estimado por un retorno a la misma posición relativa a una estrella fija, o en la misma posición con respecto al punto equinoccial.
En este caso, este período se denomina período sideral de revolución.

N.B.: La Tierra gira alrededor del Sol en 365.2564 días solares o un año sideral a una velocidad promedio de 29.783 kilómetros/s.

La velocidad de liberación de un planeta o velocidad de escape llamada segunda velocidad cósmica es la velocidad que permite a un proyectil de escapar definitivamente de la fuerza de gravedad del planeta.
No debe confundirse con la primera velocidad cósmica que es la velocidad de la órbita.
La segunda velocidad cósmica es la velocidad mínima que teóricamente debería alcanzar un cuerpo para alejarse indefinidamente de una estrella a pesar de la atracción gravitatoria de esta última. LA velocidad de liberación se calcula a partir de la siguiente fórmula:
v = √2GM/R
v = velocidad de liberación
G (constante gravitacional universal)
G = 6,6742×10^-11 m³·kg^-1·s^-2
M es la masa del planeta
R el radio del planeta.

N.B.: La velocidad de liberación aumenta con el aumento de la masa del planeta o cuando se reduce su radio.

La magnitud aparente es una medida de la radiación de un objeto celeste observado desde la Tierra.
Esto mide la potencia del flujo de luz por unidad de área entregado al objeto.
La magnitud es un registro de la inversa, se aumenta en uno cuando la irradiación se reduce por ≈ 2,51.
La estrella Vega (α Lyr) es una referencia, con una magnitud aparente de cero es la estrella más brillante en la constelación de Lyra y la quinta estrella más brillante en el cielo, el segundo en el hemisferio norte después de Arcturus.

N.B.: albedo (blancura en latino) es la relación de la energía solar reflejada por una superficie.

La Inclinación de la Tierra es el ángulo entre el eje de rotación de la Tierra y su plano orbital, queda confinada entre 21,8 ° y 24,4 °. En la actualidad, es de 23 ° 26,5 ' pero el axis se recupera alrededor del 50 " por año o 1 grado cada 71,6 años. Además el eje oscila alrededor de un cono cuyo ciclo completo (360 °) dura 25.765 años. Este ángulo (23 ° 27 ') es la sucesión de las estaciones. De hecho, en el verano el Sol está más alto en el hemisferio norte que en el hemisferio sur. El Sol está alto en el cielo del norte del globo terrestre, que en la parte sur. La luz del Sol llega a la Tierra con más intensidad. El Sol se levanta temprano, se establece más adelante, y los días son más largos. En la parte sur es invierno. El Sol también parece ser menor en el horizonte y los días son más cortos, el Sol sale más tarde y se establece anteriormente. En el ecuador, la longitud del día y la noche no cambia (aunque la posición del Sol en el cielo varía). A los polos, día y noche tienen una duración de seis meses cada una. La oblicuidad caracteriza así la inclinación del eje de la Tierra con respecto a la eclíptica y varía entre 21,8 ° y 24,4 °. Pero la Tierra está ligeramente achatada en los polos, las fuerzas gravitacionales ejercidas por el Sol y la Luna giran sobre sí mismo, no como una bola perfectamente esférica, sino como un trompo. Esta pequeña variación de 21,8 ° a 24,4 ° es debido a la presencia de la luna actúa como un estabilizador en la protuberancia ecuatorial de la Tierra. Sin embargo, pequeñas variaciones en la oblicuidad tienen amplias implicaciones para la insolación en la latitud de 65 °, que se considera el criterio más fiable de las capas de deshielo. La combinación de estos dos efectos produce una oscilación de la oblicuidad de la Tierra, muy limitada, sobre 1,3 ° alrededor de un valor medio cercano a 23,5 °.

El período combinado de estas oscilaciones es de aproximadamente 41.000 años. oblicuidad de gran importancia en las latitudes altas, ya que es el origen de las estaciones, si la oblicuidad fuera cero, no habría estaciones y por lo tanto, poca variación de temperatura. Este es uno de los parámetros o ciclos Milanković que corresponden a tres fenómenos astronómicos afectando la excentricidad de la Tierra, la oblicuidad y la precesión. Estos parámetros se utilizan dentro de la teoría astronómica de paleoclima y son en parte responsables del cambio climático natural que tiene como principal resultado, los períodos glaciales e interglaciares.

Imagen: La inclinación del eje de la Tierra es de 23 ° 26 ' pero el eje se recupera alrededor del 50" por año o 1 grado cada 71,6 años.

El período de rotación se refiere al tiempo empleado por una estrella (estrella, planeta, asteroide) para hacer un giro sobre sí mismo. La rotación de la Tierra es de 86400 segundos. La Tierra gira sobre sí misma alrededor de un eje, la velocidad en el ecuador es de 1674.364 km/h, este eje se orienta hacia el polo norte celeste. Durante mucho tiempo, la rotación de la Tierra se considera la medición más precisa de la que pasa el tiempo, pero su velocidad varía con el tiempo. La velocidad de rotación de la Tierra no es regular, pequeñas crisis o tiempo de tartamudez se producen con bastante frecuencia. Segundos desaparecen o en lugar minutos de 61 segundos aparecen. Desde la década de 1960 y 34 segundos que faltan debido a la rotación imperceptible lento pero constante de nuestro planeta alrededor de su eje. Todos los movimientos de la Tierra son irregulares y varían continuamente en el tiempo, muchos eventos locales y cósmicos cambian la velocidad de rotación de la Tierra. La velocidad de rotación en el ecuador es 1 674,364 km/h. El número de revoluciones de la Tierra por sí misma es de aproximadamente 365.2425 por un año o 365.2425 días siderales (rotación en relación con el sistema de referencia celeste).

La atmósfera protege la vida en la Tierra mediante la absorción de la radiación solar ultravioleta, el calentamiento de la superficie, atrapando el calor de los gases de efecto invernadero y la reducción de la diferencia de temperatura entre el día y la noche. La atmósfera se divide en varias capas de diferente importancia. Sus límites se establecen de acuerdo a las discontinuidades en las variaciones de temperatura, dependiendo de la altitud medida que la temperatura disminuye con la altitud. Urano y Neptuno están envueltas en nubes de gas gélidos, Marte y Mercurio tiene una atmósfera muy tenue, Júpiter y Saturno no son que atmósferas sin superficie sólida, son gigantes de gas. Un único planeta tiene una atmósfera similar a la Tierra en su fundación, es nuestro más cercano vecino Venus. Pero la presión atmosférica de Venus es enorme, 90 veces mayor que en la Tierra. Esta presión se acompaña de temperaturas muy altas, 480 ° C en promedio. Esta temperatura es suficiente para fundir el plomo en la Tierra.