Excentricité orbitale

ou encore 1,92×1014 km) de la Terre, dans la constellation de la Balance. À la date de sa découverte, il s'agit de la moins massive des planètes détectées autour d'étoiles « normales », c'est-à-dire abstraction faite des pulsars. À une distance orbitale de seulement 0,03 UA de son étoile (ce qui est hors de la zone habitable), il est peu probable qu'elle dispose d'une atmosphère en raison de sa température de surface élevée et du fort rayonnement de l'étoile à proximité1,2,3,4. Sommaire

.........................................................................5 1.2. Les aides aux périodes de glaciations.......................................................................8 1.3. Les causes des glaciations liées aux variations orbitales de la Terre........................9 1.4. Conclusion..............................................................................................................12 2. Le réchauffement climatique................................................

La distance de Vénus au Soleil est comprise entre 0,718 et 0,728 UA, avec une période orbitale de 224,7 jours. Vénus est une planète tellurique, comme le sont également Mercure, la Terre et Mars. Elle possède un champ magnétique très faible et n'a aucun satellite naturel. Elle est, avec Uranus, l'une des deux seules planètes du Système solaire dont la rotation est rétrograde, et la seule ayant une période de rotation (243 jours) supérieure à sa période de révolution. Vénus présente en outre la particularité

montrent aussi que la période glaciaire n’est pas homogène : il y a des périodes à l’intérieures phases de réchauffement climatique. II. Les mécanismes à l’origine de la cyclicité climatique. A. Les variations des paramètres orbitaux de la planète. Excentricité : Paramètre exprimé en % qui mesure l'aplatissement de la forme de l'orbite. Il varie de 0 % quand l'orbite est circulaire à 6 % quand l'orbite est la plus elliptique. Obliquité : Angle entre l'axe de rotation de la Terre et la perpendiculaire

déposés sur la surface lunaire par les équipes Apollo Son orbite est elliptique comme celle de la quasi totalité des corps en orbite autour d'un astre et présente une excentricité moyenne de 0.0549, inclinée de 5°9' sur l'écliptique. La Lune s’éloigne de la Terre à raison d’un mètre par siècle, provoquant un ralentissement de la période orbitale de la Terre.Le volume de la Lune est à peu près le cinquantième du volume de la Terre. La masse lunaire est 81 fois moins importante que la masse terrestre soit

Mars est une planète tellurique, comme le sont Mercure, Vénus et la Terre, environ dix fois moins massive que la Terre, c'est la quatrième planète du Système solaire. Son éloignement au Soleil est compris entre 1,381 et 1,666 UA, avec une période orbitale de 686,71 jours. La topographie de Mars présente des analogies aussi bien avec la Lune, à travers ses cratères et ses bassins d'impact, qu'avec la Terre, avec des formations d'origine tectonique et climatique telles que des volcans, des rifts, des

de distance croissante au Soleil et la deuxième par masse et par taille croissantes sur les huit planètes que compte le Système solaire. Son éloignement au Soleil est compris entre 1,381 et 1,666 UA (206,6 à 249,2 millions de km), avec une période orbitale de 686,71 jours terrestres. C’est une planète tellurique, comme le sont Mercure, Vénus et la Terre, environ dix fois moins massive que la Terre mais dix fois plus massive que la Lune. Sa topographie présente des analogies aussi bien avec la Lune

question précédente sachant qu’une solution de cette équation est donnée par .EXERCICE 3Un électron de masse m décrit une orbite elliptique dont l’équation, rapportée à son foyer, F, et à son grand axe, est :; est le paramètre de l’ellipse, son excentricité, le rayon vecteur et l’on a ; a est le demi-grand axe de l’ellipse. Cet ellipse est décrite suivant la loi des aires de Kepler, et l’on a , est la constante des aires ; on pose .Le choix des orbites est déterminé d’après une règle de sélection

ne faut pas la confondre avec la période sidérale de la Lune qui est égale à 27,32 j. La période synodique est effectivement plus grande que le temps qu’il faut à la Lune pour faire un tour autour de la Terre (sa période « sidérale », ou encore « orbitale ») car durant ce laps de temps la Terre s’est aussi déplacée autour du Soleil (voir schéma 2 ci-dessus). La relation entre ces deux périodes a été trouvée par Copernic : On pose E la période sidérale de la Terre (365,25696 j), P la période sidérale

de distance croissante au Soleil et la deuxième par masse et par taille croissantes sur les huit planètes que compte le Système solaire. Son éloignement au Soleil est compris entre 1,381 et 1,666 UA (206,6 à 249,2 millions de km), avec une période orbitale de 686,71 jours terrestres. C’est une planète tellurique, comme le sont Mercure, Vénus et la Terre, environ dix fois moins massive que la Terre mais dix fois plus massive que la Lune. Sa topographie présente des analogies aussi bien avec la Lune