Características dos planetas

Apsides das órbitas dos planetas

Para o Sol, falamos de uma Afélio (do "apo" grego distância e "helios" Sol), o ponto mais distante entre o objeto eo Sol e um Periélio ("peri" ao redor e "helios" Sol) , o ponto mais próximo.
Mas em geral falamos de apsides que designam os dois pontos extremos da órbita de um corpo celeste.
O ponto localizado a uma distância mínima entre o centro da órbita é chamado periapsis.
O ponto localizado a uma distância máxima a partir do centro da órbita é chamado Apoapside.
O eixo principal da elipse que liga o periapsis e apoapside de uma órbita é chamado linha de apsides.
Os nomes destes pontos, o mais próximo e mais distante do objeto central, são específicos do objeto central (raiz grega do nome do objeto celeste).

N.B.: Um ano-luz é exatamente 9 460 730 472 580 800 m.

Inclinação e excentricidade do plano da órbita

Los planetas deslizan majestosamente em uma orbita torno do Sol, não deixando ver nenhum vestígio de estresse gravitacionais que dirigem-los.
No entanto, uma órbita é o caminho seguido por um planeta para satisfazer os constrangimentos de efeitos gravitacionais de vários corpos celestes e do Sol em particular.
No sistema solar, todos os objetos, planetas, asteroides e cometas se movem na mesma direção em torno do Sol. Mas não órbita é perfeitamente circular ou perfeitamente coplanar, isto é no mesmo plano em torno do equador do objeto central.
Se as órbitas dos planetas têm inclinações muito baixos para o plano da eclíptica, os corpos muito menos massivos como Plutão, Eris, asteroides ou cometas têm órbitas altamente inclinadas em relação ao plano.
As Órbitas têm um periélio do grego antigo peri (ao redor, fechar) e Helios (Sol). Este é o ponto mais próximo do Sol na órbita de um planeta ou objeto celeste. e um afélio do grego antigo apo (distância) e Helios (Sol). Este é o ponto mais distante do Sol na órbita de um planeta ou objeto celeste., portanto, uma excentricidade A excentricidade (e) é a diferença entre as duas distâncias que são o afélio e periélio. excentricidade para a Terra é 0,01671022. e uma inclinação Na mecânica celeste, a inclinação (i) de um planeta é o ângulo de rotação do plano da sua órbita e o plano da elíptica, isto é ao plano da órbita da Terra., um nó ascendente nó orbital é a interseção de uma órbita e um plano de referência. nó ascendente é o ponto da órbita onde o objeto cruza o plano de baixo para cima (sul para norte)., um ponto vernalNa esfera celeste, o equador e da eclíptica cruzam-se. O movimento aparente do Sol atravessa estes dois pontos chamados nó descendente e nó ascendente. Quando o Sol passa sobre o equador, atravessa o ponto vernal ou ponto equinócio da primavera. O nó ascendente é atravessado entre 20 e 22 de Março, enquanto o ponto descendente é atravessado entre 20 e 22 de Setembro. e um argumento do periélio Na mecânica celeste, o argumento do periélio é uma propriedade da órbita. O argumento de periélio (ω) descreve o ângulo entre a direção do nodo ascendente eo periélio. É medido no plano orbital e na direção do movimento do corpo.. As órbitas dos planetas são todos mais ou menos no mesmo plano.
O plano orbital é chamado a eclíptica Chamada eclíptica o grande círculo da esfera celeste atravessada pelo Sol, no seu movimento aparente ao redor da Terra. A Terra descreve em torno do Sol, uma órbita cujo o plano faz um ângulo de 23° 27' com o equador celeste (projeção do equador terrestre). O Sol parece assim mover-se em visitando os doze signos: Áries, Touro, Gêmeos, Câncer, Leão, Virgem, Libra, Escorpião, Sagitário, Capricórnio, Aquário e Peixes..

N.B.: "Um planeta é um corpo celeste que está em órbita ao redor do Sol, que tem massa suficiente para sua gravidade supere as forças de coesão do corpo sólido e mante em equilíbrio hidrostático (esférico), que eliminou qualquer corpo que se move em uma órbita estreita." Esta definição foi aprovada em agosto 24, 2006, durante a Assembleia Geral 26 da IAU (União Astronômica Internacional) por um show de mãos cerca de 400 cientistas e astrônomos, após dez dias de discussões.

Semi-eixo maior medio das órbitas

Entre as unidades de medida de distâncias astronômicas, a unidade astronômica (símbolo AU ou UA) é a menor unidade, que corresponde aproximadamente ao comprimento do semi-eixo maior da órbita da Terra (a distância média da Terra ao Sol).

N.B.: As três unidades de medida em astronomia úteis para expressar as distâncias:
- um ano-luz (a.l.) Um ano-luz é uma unidade de distância usada na astronomia. Conforme a definição da União Astronômica Internacional (UAI), um ano-luz é a distância que a luz atravessa no vácuo em um Ano Juliano (31557600 segundo), cerca de 10 000 mil milhões de quilómetros. é uma unidade de distância usada na astronomia é 63 242,17881 UA, é exatamente igual a 9 460 730 472 580 800 m.
- um parsec (pc O parsec é a distância em que uma unidade astronômica subtende um ângulo de um segundo de arco.) é igual a 206 270,6904 UA ou 3,2616 anos-luz ou 30 857 656 073 828 900 metros.
- Uma unidade astronômica (au (símbolo: u ou) Fundada em 1958, é a unidade de distância usada para medir as distâncias de objetos no sistema solar, esta distância é igual à distância da Terra ao sol. valor da unidade astronômica é exatamente 149 597 870 700 m na sua Assembleia Geral realizada em Pequim, 20-31 agosto de 2012, a União astronômica Internacional (IAU) adotou uma nova definição da unidade astronômica, unidade . comprimento usado por astrônomos de todo o mundo para expressar o tamanho do Sistema Solar e do Universo Ele vai realizar cerca de 150 milhões milhas Um ano-luz é de aproximadamente 63.242 Mercury UA: .. 0,38 ua, Venus: 0 , 72 AU, da Terra: 1,00 UA, Mars: 1,52 UA, Cinturão de Asteroides: 2 a 3,5 UA, 5,21 UA de Júpiter, Saturno: 9,54 UA, Urano: 19,18 ua , Netuno: 30,11 ua, Kuiper Belt: 30 a 55 UA, a Nuvem de Oort:. 50.000 AU)) é desde o 30 de agosto de 2012, exatamente 149 597 870 700 metros.

Tabela de equivalência de unidades de distâncias.

Velocidades orbitais dos planetas e planetas anões

A velocidade orbital de um planeta é a velocidade em que ele gira em torno do Sol, o objeto mais massivo.
A velocidade orbital instantânea pode ser determinada pela segunda lei de Kepler, a lei das áreas (1609).
Um planeta coloca, ao mesmo tempo para cobrir a mesma superfície, ao longo da sua órbita elíptica.
A velocidade de um planeta torna-se maior quando o planeta se aproxima do Sol.
É máximo na vizinhança do raio mais curto (periélio), e mais baixa na proximidade do maior raio (afélio).
A velocidade média orbital é determinada por conhecendo o período orbital e o semi-eixo maior de sua órbita, ou das massas dos dois corpos e semi-eixo maior.

Massas dos planetas

No sistema solar, o Sol conquistou 99,86% do total da massa de gás e poeira da nebulosa original.
Júpiter, o maior planeta do sistema, conquistou 71% da massa restante.
Os outros planetas são compartilhados o resíduo esse desenvolvimento gravitacional, ou seja, 0,038% da massa total.

Densidade e diâmetro

A densidade ou massa volúmica é uma grandeza física que caracteriza a massa de um objecto por unidade de volume. Ele é indicada pela letra grega ρ (rho).
A densidade é determinada pela relação:
ρ = m / V
m = massa da substância homogénea ocupando um volume,
V = volume.
A unidade de medida da densidade no sistema internacional é o quilograma por metro cúbico (kg/m3).
A Densidade no centro do Sol é enorme, é mais do que 150000 kg/m3, 150 vezes mais do que a água.
Ao centro do Sol a temperatura atinge cerca de 15 milhões de graus e a pressão é de cerca de 22 mil milhões de pascal (Pa) ou 217 milhões de vezes a pressão atmosférica na Terra. A pressão da atmosfera varia em torno de 101 325 Pa ou 1013,25 hPa.

N.B.: a tabela acima, vemos que a densidade de Saturn é menor do que a da água (1000 kg/m3).

Período de revolução em torno do Sol

O período orbital é o tempo gasto por um planeta para completar sua trajetória, ou revolução em torno de outra estrela.
Os planetas e os objetos do sistema solar, é o Sol.
O tempo necessário para alcançar este desvio pode ser calculado por o retorno para a mesma posição em relação a uma estrela fixa, ou na mesma posição em relação ao ponto equinocial.
Neste caso, este período é chamado período de revolução sideral.

N.B.: a Terra gira ao redor do Sol em 365.2564 dias solares ou um ano sideral, a uma velocidade média de 29,783 km/s.

Velocidade de libertação

A velocidade de libertação de um planeta ou a velocidade de escape chamada a segunda velocidade cósmica é a velocidade que permite que um projétil escapar finalmente a força gravitacional do planeta.
Não confundir com a primeira velocidade cósmica é a velocidade de satelitização.
A segunda velocidade cósmica é a velocidade mínima que deve, teoricamente, chegar a um corpo mover-se para longe de um astro indefinidamente, apesar da força gravitacional deste último.
A velocidade de libertação é calculada a partir da seguinte fórmula:
v = √2GM/R
v = velocidade de libertação
G (constante gravitacional universal)
G = 6,6742×10^-11 m³·kg^-1·s^-2
M é a massa do planeta
R o raio do planeta.

N.B.: A velocidade de libertação aumenta quando a massa do planeta aumenta ou quando seu raio diminui.

Imagem: Não confunda velocidade de libertação com a velocidade de satelitização. Para a Terra, a velocidade de satelitização ou primeira velocidade cósmica deve ser de aproximadamente 7,9 km/s para satelizar um corpo, aqui um homem, perto de uma órbita circular.

Albedo e magnitude

A magnitude aparente é uma medida da irradiância de um objecto celeste observado da Terra.
Este mede assim a energia do fluxo de luz por unidade de área emitido para o objecto.
A magnitude é um logaritmo inverso, incrementa-se de uma unidade, quando a irradiação é divide por ≈ 2,51.
A estrela Vega (α Lyr) é uma referência, com uma magnitude aparente de zero é a estrela mais brilhante da constelação de Lyra ea quinta estrela mais brilhante no céu, a segunda no hemisfério norte depois de Arcturus.

N.B.: albedo (brancura em latim) é a razão entre a energia solar reflectida por uma superfície.

Inclinação da Terra e dos planetas

A inclinação da Terra é o ângulo entre o eixo de rotação da Terra e seu plano orbital, ele permanece confinado entre 21,8° e 24,4°. Atualmente, ela é de 23° 26,5' eixo mas se recupera cerca de 50" por ano ou 1 grau a cada 71,6 anos. Além disso eixo oscila em torno de um cone cujo ciclo completo (360°) dura 25.765 anos. Este ângulo (23° 27') é a sucessão das estações.
Na verdade, no verão a luz do Sol é maior no hemisfério norte do que no hemisfério sul. O Sol está alto no céu do norte do globo, na parte sul. A luz do Sol chegam à Terra com maior intensidade. O Sol nasce mais cedo encontra-se mais tarde, e os dias são mais longos. Na parte sul é inverno. O Sol também aparece menor no horizonte e os dias são mais curtos, o Sol nasce mais tarde e define mais cedo. No equador a duração do dia e da noite não muda (embora a posição do Sol no céu varia). Nos pólos, dia e noite tem a duração de seis meses cada. A obliquidade caracteriza portanto a inclinação do eixo da Terra em relação ao plano da eclíptica e varia entre 21,8° e 24,4°. Mas a Terra é ligeiramente achatada nos pólos, as forças gravitacionais exercidas pelo Sol e a Lua faze girar sobre si mesmo não como uma bola perfeitamente esférica, mas como um pião. Esta pequena variação de 21,8° a 24,4° é devido à presença da lua que age como um estabilizador sobre a protuberância equatorial da Terra. No entanto, pequenas variações na obliquidade têm amplas implicações para a insolação na latitude de 65°, que é considerado como o critério mais confiável de folhas de gelo de derretimento.
A combinação destes dois efeitos conduz a uma oscilação da obliquidade da Terra, muito limitada, de cerca de 1,3° sobre um valor médio perto de 23,5°.

O período combinado destas oscilações é de cerca de 41 mil anos. A obliquidade tem uma grande importância em altas latitudes, porque é a origem das estações do ano, se a obliquidade foram zero, não haveria estações e, portanto, pouca variação de temperatura.
Este é um dos parâmetros de Milankovic ou ciclos de Milankovic correspondentes a três fenómenos astronómicos afectam a excentricidade da obliquidade da Terra, e precessão.
Esses parâmetros são usados ​​dentro da teoria astronômica de paleoclima e são, em parte, responsáveis ​​pela mudança climática natural, cujo principal resultado, períodos glaciais e interglaciais.

Imagem: A inclinação do eixo da Terra é de 23° 26' mas o eixo, recupera cerca de 50" por ano ou 1 grau a cada 71,6 anos.

Rotation de la Terre et des planètes

O período de rotação refere-se ao tempo gasto por uma estrela (estrela, asteroide planeta), para um passeio em si. A rotação da Terra é de 86.400 segundos.
A Terra gira sobre si mesma em torno de um eixo, a velocidade no equador é de 1674.364 km/h, este eixo é voltado para o pólo norte celeste.
Durante muito tempo, a rotação da Terra foi considerada a medida mais precisa da passagem do tempo, mas sua velocidade varia com o tempo.
A velocidade de rotação da Terra não é regular, pequenas crises ou gagueira do tempo ocorre com bastante frequência.
Segundos desaparecer ou melhor minutos de 61 segundos aparecem. Desde os anos 1960, 34 segundos são faltando por causa da rotação imperceptível lento mas constante do nosso planeta em torno de seu eixo.
Todos os movimentos da terra são irregulares e variam continuamente no tempo, muitos eventos locais e cósmica alteram a velocidade de rotação da Terra.
A velocidade de rotação no equador é de 1 674,364 km/h. O número de revoluções do Terra em si é cerca de 365.2425 por ano ou 365.2425 dias siderais (rotação em relação ao sistema de referência celeste).

Imagem: A Terra se move como um pião em torno de sua órbita. A extremidade do eixo lentamente descreve um círculo num plano horizontal na direção do pólo norte celeste, a precessão. Todos os movimentos da Terra são irregulares e variam ao longo do tempo, micro variações causadas pelas forças gravitacionais de objetos no Sistema Solar ocorrem continuamente, até mesmo eventos locais, tais como terremotos, têm um impacto sobre a sua rotação.

Température de la Terre et des planètes

A atmosfera protege a vida na Terra, absorvendo radiação solar ultravioleta, aquecendo a superfície, prendendo o calor dos gases de efeito estufa e reduz a diferença de temperatura entre o dia ea noite. A atmosfera é dividida em várias camadas de importância variável. Seus limites foram estabelecidos de acordo com as descontinuidades na variação de temperatura, dependendo da altitude medida que a temperatura diminui com a altitude. Urano e Netuno são envoltos em nuvens de gás gelado, Marte e Mercúrio tem uma atmosfera extremamente tênue, Júpiter e Saturno, são apenas a atmosfera sem superfície sólida, são gigantes gasosos. Um único planeta tem uma atmosfera como a Terra, a origem de sua fundação, Vênus nosso vizinho mais próximo. Mas a pressão atmosférica de Vênus é enorme, 90 vezes maior do que na Terra. Esta pressão é acompanhada por temperaturas muito elevadas, 480° C, em média. Esta temperatura é suficiente para derreter chumbo na Terra.

Imagem: Nós vemos a camada fraca difusa da atmosfera que nos protege dos raios cósmicos e nos aquece na retenção de calor por gases de efeito estufa.