Astronomie

L'inclinaison axiale de Mercure et de Vénus varie-t-elle ?

L'inclinaison axiale de Mercure et de Vénus varie-t-elle ?


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L'inclinaison axiale de Mars varie fortement dans le temps, avec une inclinaison variant entre 15 et 25° au cours du dernier million d'années, et variant encore plus au cours des 5 derniers millions d'années. L'inclinaison de la Terre en revanche est stabilisée par la présence d'une grande Lune, donc son inclinaison ne varie pas tellement.

Vénus et Mercure n'ont pas du tout de lunes, donc leur inclinaison axiale varie-t-elle aussi beaucoup au fil du temps ? Si non, pourquoi pas ? Avons-nous suffisamment de données pour savoir dans quelle mesure leur inclinaison axiale a varié au fil du temps ?


Il n'y a presque pas de données disponibles sur Internet en tant que telles.

Cependant, la théorie selon laquelle ils (Mercure et Vénus) sont stabilisés par la force de marée du Soleil semble très probable car ils sont beaucoup plus proches du soleil que toute autre planète. Le Soleil éclipse très facilement ces planètes en taille et en attraction gravitationnelle et marémotrice.

J'ai trouvé cette page Wikipedia qui, je pense, pourrait être utile : https://en.wikipedia.org/wiki/Axial_tilt

Il dit qu'il se peut qu'ils soient stabilisés grâce au Soleil.

Mais cet article que j'ai trouvé m'a fait changer d'avis : http://hosting.astro.cornell.edu/~jlm/publications/2005I09374.pdf

Il dit clairement que l'obliquité de Mercure n'est pas cohérente avec le temps. Il contient également d'autres informations qui le rendent incontournable si vous êtes intéressé par ce sujet.

Et bien que je n'aie rien trouvé de convaincant au sujet de l'obliquité de Vénus, j'ai trouvé ce seul article qui m'a paru assez intéressant :

http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/t2png?bg=%23FFFFFF&/seri/AJ… /0075/600/0000273.000&db_key=AST&bits=4&res=100&filetype=.gif">http://solarviews .com/cap/misc/obliquity.htm

Il affiche également l'obliquité approximative des autres planètes du système solaire.


Quelles planètes n'ont pas de saisons ?

Cet article explique quelles planètes de notre système solaire n'ont pas de saisons et explique en détail pourquoi. Les saisons sont déterminées par l'inclinaison axiale de chaque planète, et si elle est inclinée vers ou loin du soleil. Si une planète est plus inclinée sur son axe et a une distance variable du soleil, cette planète est plus susceptible de connaître des saisons distinctes. Ceci est montré à travers la planète Mercure, qui n'a presque pas d'inclinaison et est dans un état de mouvement extrême. Cela fait que la planète est dans un cycle constant de chaleur et de froid intenses, sans aucun moyen de savoir quand les saisons commencent et se terminent. Une autre planète avec des changements saisonniers similaires est Vénus. La planète n'est que légèrement inclinée à 3 degrés, tandis que la Terre est inclinée à 23,5 degrés. En raison de son manque d'inclinaison et de sa proximité avec le soleil, comme Mercure, Vénus reçoit une grande quantité d'énergie solaire. Et tandis que la planète a des saisons, le changement de saison en saison est à peine perceptible. Vénus a également une orbite très courte par rapport à la Terre, ce qui explique pourquoi la planète a des saisons aussi brèves. Une autre planète est Jupiter , qui est également inclinée à 3 degrés comme Vénus, et également sur une orbite de type circulaire. Cela signifie que la planète ne connaît pas de saisons lointaines. Mais la grande taille de Jupiter mélangée au fait qu'il s'agit de la planète la plus rapide du système solaire signifie qu'elle subit certains changements, tels que la tempête "aux yeux rouges" qui se produit sur la planète depuis plus de 300 années. Neptune est la dernière planète de notre système solaire qui ne connaît pas de changements saisonniers très drastiques. Elle a une inclinaison similaire à celle de la Terre à 28,5 degrés, mais la distance entre la planète et le soleil et sa grande taille affectent la façon dont elle vit les saisons. Entre tout cela et le fait que Neptune a une orbite énorme, chaque saison sur la planète dure environ 41 ans.

Cet article était très intéressant car j'ai appris comment les saisons sur Terre se produisent à travers l'inclinaison de l'axe, et maintenant je peux appliquer une partie de ces connaissances à cet article. Lorsque l'auteur discute de l'inclinaison de l'axe de chaque planète et compare son inclinaison à celle de la Terre, cela me permet de mieux comprendre comment cela affecte les saisons des autres planètes. Alors maintenant que je comprends comment fonctionnent les saisons sur Terre, il était intéressant de voir comment les autres planètes vivent ou ne vivent pas les saisons.


Axe de Vénus

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L'inclinaison axiale de Vénus est de 177,3°. C'est un nombre un peu déroutant, alors essayons de comprendre ce qui se passe ici. Comparez ce nombre à l'inclinaison axiale de la Terre de 23,5°. Notre inclinaison nous donne des saisons si différentes entre l'été et l'hiver, vous vous attendez donc à ce que l'inclinaison beaucoup plus grande de Vénus provoque des saisons plus extrêmes.

Nan. Mais si vous vous souvenez de la géométrie de votre lycée, vous réaliserez ce qui se passe. Un cercle complet correspond à 360°. Un demi-cercle fait 180°. Donc, si vous soustrayez 177,3° à 180°, vous obtenez 2,7°. En d'autres termes, Vénus n'est en fait inclinée que de 2,7° par rapport au plan de l'écliptique. Vénus est en fait complètement à l'envers - presque parfaitement à l'envers.

En fait, Vénus est la seule planète du système solaire qui tourne en arrière par rapport aux autres planètes. Vu d'en haut, toutes les planètes tournent dans le sens inverse des aiguilles d'une montre. C'est pourquoi l'Asie voit d'abord le Soleil, puis l'Europe, puis les Amériques. Mars est le même, tout comme Mercure, mais Vénus tourne dans le sens des aiguilles d'une montre.

Il est possible que Vénus ait été renversée par un impact massif au début de son histoire. il est également possible que Vénus ait simplement ralenti à cause du verrouillage des marées avec le Soleil et ait été en quelque sorte lentement tournée vers l'arrière grâce à ses interactions avec les autres planètes.

Ici sur Terre, l'inclinaison axiale est responsable des saisons. Quand il hiverne dans l'hémisphère nord, le pôle nord est incliné à l'opposé du Soleil, et moins de rayonnement solaire tombe sur chaque mètre carré de sol. L'inverse est vrai en été. Sans une inclinaison axiale significative, Vénus ne connaît pas de saisons comme celle-ci. La température de Vénus avoisine même 462°C partout sur toute la planète.

Nous avons écrit de nombreux articles sur Vénus pour Universe Today. Voici un article sur le passé humide et volcanique de Vénus, et voici un article sur la façon dont Vénus aurait pu avoir des continents et des océans dans un passé ancien.

Nous avons enregistré un épisode entier d'Astronomy Cast qui ne concerne que la planète Vénus. Écoutez-le ici, Épisode 50 : Vénus.


La planétologie comparée couvre les intérieurs, les surfaces et les atmosphères des planètes et des lunes de notre système solaire, en commençant par la Terre et en passant par les planètes terrestres et joviennes jusqu'aux mondes glacés aux confins du système. Les planètes Mars et Vénus ont leurs propres processus géologiques et atmosphériques, similaires à bien des égards à ceux de la Terre, mais aussi très différents à d'autres. Les plus grandes lunes de Jupiter et de Saturne ont également des histoires et des processus complexes qui se produisent dans leurs intérieurs, maintenant ou dans un passé lointain.

Ici, à l'Institut de recherche en astrophysique, nous proposons une sélection de cours d'apprentissage tout au long de la vie qui peuvent être suivis par des étudiants n'ayant aucune formation scientifique ou mathématique spécialisée. Ces cours sont dispensés à l'aide d'une variété de médias tels que des CD-ROM interactifs, des vidéos, des DVD, des sites Web et des groupes de discussion d'astronomie en ligne. Ces cours sont suivis en tant que cours à distance à temps partiel, vous n'avez pas besoin d'assister à des cours sur place.


Le cours est divisé en sections suivantes :

    La formation du système solaire : Quelles sont les théories actuelles concernant la formation du système solaire ? Quels facteurs clés déterminent la composition originale du noyau d'une planète ? Quels processus créent les reliefs que nous voyons sur d'autres mondes ? Comment évolue l'atmosphère d'une planète dans le temps ?

Le cours dure cinq mois. Vous devrez produire deux cours et un test à choix multiples sur Internet tout au long du cours. Dans l'ensemble, nous prévoyons que vous devrez consacrer environ 100 heures au cours.


Planètes extrasolaires

L'obliquité stellaire ψs, c'est-à-dire l'inclinaison axiale d'une étoile par rapport au plan orbital de l'une de ses planètes, n'a été déterminée que pour quelques systèmes. Mais pour 49 étoiles à ce jour, le désalignement spin-orbite projeté dans le ciel λ a été observé, [31] qui sert de limite inférieure à ψs. La plupart de ces mesures reposent sur l'effet Rossiter-McLaughlin. Jusqu'à présent, il n'a pas été possible de contraindre l'obliquité d'une planète extrasolaire. Mais l'aplatissement en rotation de la planète et de l'entourage des lunes et/ou des anneaux, qui sont traçables par photométrie de haute précision, par ex. par le vaisseau spatial Kepler, pourrait donner accès à ψp dans le futur proche.

Les astrophysiciens ont appliqué les théories des marées pour prédire l'obliquité des planètes extrasolaires. Il a été montré que les obliquités des exoplanètes dans la zone habitable autour des étoiles de faible masse ont tendance à être érodées en moins de 1 Gyr, [32] [33] ce qui signifie qu'elles n'auraient pas de saisons comme la Terre.


Rotation des planètes

Les astronomes ont déterminé la période de rotation de Mars avec une grande précision en observant le mouvement des marques de surface permanentes, son jour sidéral est de 24 heures 37 minutes 23 secondes, juste un peu plus longtemps que la période de rotation de la Terre. Cette haute précision ne s'obtient pas en observant Mars pendant une seule rotation, mais en notant le nombre de tours qu'elle effectue sur une longue période de temps. Les bonnes observations de Mars remontent à plus de 200 ans, une période au cours de laquelle des dizaines de milliers de jours martiens se sont écoulés. En conséquence, la période de rotation peut être calculée à quelques centièmes de seconde près.

L'axe de rotation de Mars a une inclinaison d'environ 25°, similaire à l'inclinaison de l'axe de la Terre. Ainsi, Mars connaît des saisons très similaires à celles de la Terre. En raison de l'année martienne plus longue (presque deux années terrestres), cependant, chaque saison y dure environ six de nos mois.

La situation avec Vénus est différent. Comme aucun détail de surface ne peut être vu à travers les nuages ​​de Vénus, sa période de rotation ne peut être trouvée qu'en faisant rebondir les signaux radar sur la planète (comme expliqué pour Mercure dans le chapitre Cratered Worlds). Les premières observations radar de la rotation de Vénus ont été faites au début des années 1960. Plus tard, des caractéristiques topographiques de surface ont été identifiées sur la planète qui sont apparues dans les signaux radar réfléchis. La période de rotation de Vénus, déterminée avec précision à partir du mouvement de telles caractéristiques radar sur son disque, est de 243 jours. Encore plus surprenant que la façon dont longue Vénus prend pour tourner est le fait qu'elle tourne dans une direction arrière ou rétrograde (est-ouest).

Arrêtez-vous un instant et pensez à quel point cette rotation lente rend le calendrier sur Vénus étrange. La planète met 225 jours terrestres pour orbiter autour du Soleil et 243 jours terrestres pour tourner sur son axe. Ainsi, le jour sur Vénus (tel que défini par sa rotation une fois) est plus long que l'année ! En conséquence, le temps que met le Soleil pour revenir au même endroit dans le ciel de Vénus - une autre façon de définir le sens d'un jour - s'avère être de 117 jours terrestres. (Si vous dites “A demain” sur Vénus, vous aurez beaucoup de temps à attendre.) Bien que nous ne connaissions pas la raison de la lente rotation arrière de Vénus, nous pouvons deviner qu'elle a peut-être subi un ou plusieurs collisions extrêmement puissantes au cours du processus de formation du système solaire.


Contenu

La magnitude apparente du Soleil change selon la loi du carré inverse, par conséquent, la différence de magnitude résultant de distances plus ou moins grandes de différents corps célestes peut être prédite par la formule suivante :

Où "distance" peut être en km, au, ou toute autre unité appropriée.

Pour illustrer, puisque Pluton est en moyenne à 40 ua du Soleil, il s'ensuit que l'étoile mère semblerait être 1 1600 <1600>>> fois plus brillante que sur Terre.

Bien qu'un observateur terrestre trouverait une diminution spectaculaire de la lumière solaire disponible dans ces environnements, le Soleil serait toujours assez brillant pour projeter des ombres jusqu'à l'hypothétique planète Neuf, peut-être située à 1 200 UA, et par analogie éclipserait toujours la pleine Lune vu de la Terre.

Le changement de diamètre angulaire du Soleil avec la distance est illustré dans le diagramme ci-dessous :

Le diamètre angulaire d'un cercle dont le plan est perpendiculaire au vecteur déplacement entre le point de vue et le centre dudit cercle peut être calculé à l'aide de la formule [2]

La différence est due au fait que les arêtes apparentes d'une sphère sont ses points tangents, qui sont plus proches de l'observateur que le centre de la sphère. Pour une utilisation pratique, la distinction n'est significative que pour les objets sphériques qui sont relativement proches, puisque l'approximation aux petits angles est valable pour x 1 : [3]

Sur les planètes telluriques et autres corps célestes solides avec des effets atmosphériques négligeables, la distance à l'horizon pour un « observateur standard » varie comme la racine carrée du rayon de la planète. Ainsi, l'horizon sur Mercure est à 62 % aussi éloigné de l'observateur que sur Terre, sur Mars il est de 73 %, sur la Lune il est de 52 %, sur Mimas il est de 18 %, et ainsi de suite. La hauteur de l'observateur doit être prise en compte lors du calcul de la distance à l'horizon.

Parce que Mercure a peu d'atmosphère, une vue du ciel de la planète ne serait pas différente de celle de l'espace depuis l'orbite. Mercure a une étoile polaire sud, Pictoris, une étoile de magnitude 3,2. Il est plus faible que le Polaris de la Terre (α Ursae Minoris). [4] Omicron Draconis est son étoile du nord. [5]

Autres planètes vues de Mercure Modifier

Après le Soleil, le deuxième objet le plus brillant du ciel mercurien est Vénus, qui y est beaucoup plus brillant que pour les observateurs terrestres. La raison en est que lorsque Vénus est la plus proche de la Terre, elle se situe entre la Terre et le Soleil, nous ne voyons donc que son côté nuit. En effet, même lorsque Vénus est la plus brillante dans le ciel de la Terre, nous ne voyons en réalité qu'un croissant étroit. Pour un observateur mercurien, en revanche, Vénus est la plus proche lorsqu'elle est en opposition avec le Soleil et montre son disque plein. La magnitude apparente de Vénus est aussi brillante que -7,7. [6]

La Terre et la Lune sont également très importantes, leurs magnitudes apparentes étant respectivement d'environ -5 [6] et -1,2. La distance apparente maximale entre la Terre et la Lune est d'environ 15′. Toutes les autres planètes sont visibles telles qu'elles sont sur Terre, mais un peu moins brillantes à l'opposition.

La lumière zodiacale est probablement plus importante que celle de la Terre.

L'atmosphère de Vénus est si épaisse que le Soleil ne se distingue pas dans le ciel diurne et que les étoiles ne sont pas visibles la nuit. Étant plus proche du Soleil, Vénus reçoit environ 1,9 fois plus de lumière solaire que la Terre, mais en raison de l'atmosphère épaisse, seulement environ 20 % de la lumière atteint la surface. [7] [8] Les images couleur prises par les sondes soviétiques Venera suggèrent que le ciel sur Vénus est orange. [9] Si le Soleil pouvait être vu depuis la surface de Vénus, le temps d'un lever de soleil au suivant (un jour solaire) serait de 116,75 jours terrestres. En raison de la rotation rétrograde de Vénus, le Soleil semble se lever à l'ouest et se coucher à l'est. [dix]

Un observateur en altitude au sommet des nuages ​​de Vénus, en revanche, ferait le tour de la planète en environ quatre jours terrestres et verrait un ciel dans lequel la Terre et la Lune brilleraient de mille feux (de magnitudes -6,6 [6] et -2,7, respectivement) à l'opposition . Mercure serait également facile à repérer, car il est plus proche et plus brillant, jusqu'à une magnitude de -2,7, [6] et parce que son allongement maximum depuis le Soleil est considérablement plus grand (40,5°) que lorsqu'il est observé depuis la Terre (28,3°).

42 Draconis est l'étoile la plus proche du pôle nord de Vénus. Eta¹ Doradus est le plus proche de son pôle sud. (Remarque : l'AIU utilise la règle de la main droite pour définir un pôle positif dans le but de déterminer l'orientation. En utilisant cette convention, Vénus est inclinée de 177° ("à l'envers").) [11]

L'atmosphère de la Lune est négligeable, essentiellement sous vide, donc son ciel est toujours noir, comme dans le cas de Mercure. Cependant, le Soleil est si brillant qu'il est impossible de voir les étoiles pendant la journée lunaire, à moins que l'observateur ne soit bien protégé de la lumière du soleil (directe ou réfléchie par le sol). La Lune a une étoile polaire australe, Doradus, une étoile de magnitude 4,34. Il est mieux aligné que le Polaris de la Terre (α Ursae Minoris), mais beaucoup plus faible. Son étoile polaire nord est actuellement Omicron Draconis. [12]

Éclipses de la Lune Modifier

La Terre et le Soleil se rencontrent parfois dans le ciel lunaire, provoquant une éclipse. Sur Terre, on verrait une éclipse lunaire, lorsque la Lune passe dans l'ombre de la Terre tandis que sur la Lune, on verrait une éclipse solaire, lorsque le Soleil passe derrière la Terre. Le diamètre apparent de la Terre étant quatre fois plus grand que celui du Soleil, le Soleil serait caché derrière la Terre pendant des heures. L'atmosphère terrestre serait visible sous la forme d'un anneau rougeâtre. Au cours de la mission Apollo 15, une tentative a été faite pour utiliser la caméra de télévision du véhicule mobile lunaire pour voir une telle éclipse, mais la caméra ou sa source d'alimentation a échoué après le départ des astronautes pour la Terre. [13]

Les éclipses solaires terrestres, en revanche, ne seraient pas aussi spectaculaires pour les observateurs lunaires car l'ombre de la Lune se rétrécit presque à la surface de la Terre. Une tache sombre floue serait à peine visible. L'effet serait comparable à l'ombre d'une balle de golf projetée par la lumière du soleil sur un objet distant de 5 m (16 pi). Les observateurs lunaires équipés de télescopes pourraient être en mesure de discerner l'ombre de l'ombre comme une tache noire au centre d'une région moins sombre (pénombre) traversant tout le disque de la Terre. Il ressemblerait essentiellement à celui de l'Observatoire du climat dans l'espace lointain.

En résumé, chaque fois qu'une éclipse d'une sorte se produit sur Terre, une éclipse d'une autre sorte se produit sur la Lune. Les éclipses se produisent pour les observateurs sur Terre et sur la Lune chaque fois que les deux corps et le Soleil s'alignent en ligne droite, ou en syzygie.

Mars n'a qu'une atmosphère mince, cependant, elle est extrêmement poussiéreuse et il y a beaucoup de lumière qui est dispersée. Le ciel est donc plutôt lumineux pendant la journée et les étoiles ne sont pas visibles. L'étoile martienne du pôle nord est Deneb, [14] bien que le pôle réel soit quelque peu décalé dans la direction d'Alpha Cephei, il est plus précis d'affirmer que les deux étoiles supérieures de la Croix du Nord, Sadr et Deneb, pointent vers le pôle nord céleste. de Mars. [15] Kappa Velorum n'est qu'à quelques degrés du pôle sud céleste de Mars. [15]

La couleur du ciel martien Modifier

La génération d'images précises en vraies couleurs à partir de la surface de Mars est étonnamment compliquée. [16] Pour ne donner qu'un aspect à considérer, il y a l'effet Purkinje : la réponse de l'œil humain à la couleur dépend du niveau de lumière ambiante les objets rouges semblent s'assombrir plus rapidement que les objets bleus lorsque le niveau d'éclairage diminue. Il existe de nombreuses variations dans la couleur du ciel telle qu'elle est reproduite dans les images publiées, car bon nombre de ces images ont utilisé des filtres pour maximiser leur valeur scientifique et n'essaient pas de montrer la vraie couleur. Pendant de nombreuses années, on a pensé que le ciel sur Mars était plus rosâtre qu'on ne le pense aujourd'hui.

On sait maintenant que pendant le jour martien, le ciel est de couleur caramel. [17] Autour du coucher et du lever du soleil, le ciel est de couleur rose, mais à proximité du soleil couchant, il est bleu. C'est le contraire de la situation sur Terre. Le crépuscule dure longtemps après le coucher du Soleil et avant qu'il ne se lève à cause de la poussière élevée dans l'atmosphère de Mars.

Sur Mars, la diffusion Rayleigh est généralement un effet très faible. La couleur rouge du ciel est causée par la présence d'oxyde de fer (III) dans les particules de poussière en suspension dans l'air. Ces particules sont plus grosses que les molécules de gaz, de sorte que la majeure partie de la lumière est diffusée par diffusion Mie. La poussière absorbe la lumière bleue et diffuse des longueurs d'onde plus longues (rouge, orange, jaune).

Le Soleil de Mars Modifier

Le Soleil vu de Mars semble avoir un diamètre angulaire de 5 8 vu de la Terre (0,35 °) et envoie 40 % de la lumière, approximativement la luminosité d'un après-midi légèrement nuageux sur Terre.

Le 3 juin 2014, le Curiosité un rover sur Mars a observé la planète Mercure transitant par le Soleil, marquant la première fois qu'un transit planétaire a été observé depuis un corps céleste en dehors de la Terre. [18]

La Terre depuis Mars Modifier

La Terre est visible depuis Mars en tant qu'étoile double, la Lune serait visible à ses côtés en tant que compagnon plus faible. La distance maximale visible entre la Terre et la Lune serait d'environ 25′, à la conjonction inférieure de la Terre et du Soleil (pour l'observateur terrestre, c'est l'opposition de Mars et du Soleil). Près de l'allongement maximum (47,4°), la Terre et la Lune brilleraient à des magnitudes apparentes de -2,5 et +0,9, respectivement. [6] [19]

An Événement Image Réfs
2003 La Terre et la Lune, photographiées par Mars Global Surveyor depuis son orbite autour de Mars le 8 mai 2003, à 13h00 UTC. L'Amérique du Sud est visible. [20] [21]
2014 Curiosité première vue de la Terre et de la Lune depuis la surface de Mars (31 janvier 2014). [22]
2016 La Terre et la Lune vues de l'orbite autour de Mars
(MRO HiRISE 20 novembre 2016)
[23]

Vénus de Mars Modifier

Vénus vue de Mars (quand près de l'allongement maximum du Soleil de 31,7°) aurait une magnitude apparente d'environ -3,2. [6]

Bien qu'aucune image de l'atmosphère de Jupiter n'ait jamais été prise, les représentations artistiques supposent généralement que le ciel de la planète est bleu, bien que plus sombre que celui de la Terre, car la lumière du soleil y est en moyenne 27 fois plus faible, au moins dans les parties supérieures de l'atmosphère. Les anneaux étroits de la planète pourraient être à peine visibles depuis les latitudes au-dessus de l'équateur. [ citation requise ] Plus loin dans l'atmosphère, le Soleil serait obscurci par des nuages ​​et une brume de différentes couleurs, le plus souvent bleu, marron et rouge. Bien que les théories abondent sur la cause des couleurs, il n'y a actuellement aucune réponse univoque. [24]

Depuis Jupiter, le Soleil semble couvrir seulement 5 minutes d'arc, soit moins d'un quart de sa taille vue de la Terre. Le pôle nord de Jupiter est à un peu plus de deux degrés de Zeta Draconis, tandis que son pôle sud est à environ deux degrés au nord de Delta Doradus.

Les lunes de Jupiter vues de Jupiter Modifier

Mis à part le Soleil, les objets les plus importants du ciel de Jupiter sont les quatre lunes galiléennes. Io, la plus proche de la planète, serait légèrement plus grande que la pleine lune dans le ciel de la Terre, bien que moins brillante, et serait la plus grande lune du système solaire vue de sa planète mère. L'albédo plus élevé d'Europe ne surmonterait pas sa plus grande distance de Jupiter, il ne surpasserait donc pas Io. En fait, la faible constante solaire à la distance de Jupiter (3,7% de celle de la Terre) garantit qu'aucun des satellites galiléens ne serait aussi brillant que la pleine lune sur Terre, ni aucune autre lune du système solaire.

Les quatre lunes galiléennes se distinguent par la rapidité de leur mouvement par rapport à la Lune. Ils sont également assez grands pour éclipser complètement le Soleil. [26] Parce que l'inclinaison axiale de Jupiter est minime et que les lunes galiléennes orbitent toutes dans le plan de l'équateur de Jupiter, les éclipses solaires sont assez courantes.

Le ciel des lunes de Jupiter Modifier

Aucune des lunes de Jupiter n'a plus que des traces d'atmosphère, donc leur ciel est presque noir. Pour un observateur sur l'une des lunes, la caractéristique la plus importante du ciel serait de loin Jupiter. Pour un observateur sur Io, la grande lune la plus proche de la planète, le diamètre apparent de Jupiter serait d'environ 20° (38 fois le diamètre visible de la Lune, couvrant 5% du ciel d'Io). Un observateur sur Métis, la lune la plus intérieure, verrait le diamètre apparent de Jupiter augmenter à 68° (130 fois le diamètre visible de la Lune, couvrant 18% du ciel de Métis). Un "Jupiter complet" au-dessus de Métis brille avec environ 4% de la luminosité du Soleil (la lumière sur Terre d'une pleine lune est 400 000 fois plus faible que la lumière du soleil).

Parce que les lunes intérieures de Jupiter sont en rotation synchrone autour de Jupiter, la planète apparaît toujours à peu près au même endroit dans leur ciel (Jupiter se tortillerait un peu à cause des excentricités non nulles). Les observateurs sur les côtés des satellites galiléens opposés à la planète ne verraient jamais Jupiter, par exemple.

Depuis les lunes de Jupiter, les éclipses solaires causées par les satellites galiléens seraient spectaculaires, car un observateur verrait l'ombre circulaire de la lune en éclipse traverser le visage de Jupiter. [27]

Le ciel dans les parties supérieures de l'atmosphère de Saturne est bleu (d'après les images de la mission Cassini au moment de sa disparition en septembre 2017), mais la couleur prédominante de ses nuages ​​​​suggère qu'il peut être jaunâtre plus bas. Les observations des engins spatiaux montrent que le smog saisonnier se développe dans l'hémisphère sud de Saturne à son périhélie en raison de son inclinaison axiale. Cela pourrait parfois faire jaunir le ciel. Comme l'hémisphère nord n'est pointé vers le soleil qu'à l'aphélie, le ciel y resterait probablement bleu. Les anneaux de Saturne sont presque certainement visibles depuis la partie supérieure de son atmosphère. Les anneaux sont si fins que d'une position sur l'équateur de Saturne, ils seraient presque invisibles. Cependant, de n'importe où ailleurs sur la planète, ils pourraient être considérés comme un arc spectaculaire s'étendant sur la moitié de l'hémisphère céleste. [24]

Delta Octantis est l'étoile polaire sud de Saturne. Son pôle nord se trouve dans la région extrême nord de Céphée, à environ six degrés de Polaris.

Le ciel de Titan Modifier

A en juger par la couleur de son atmosphère, le ciel d'Uranus est probablement d'un bleu clair, c'est-à-dire de couleur cyan. [ citation requise ] Il est peu probable que les anneaux de la planète soient visibles depuis sa surface, car ils sont très fins et sombres. Uranus a une étoile polaire nord, Sabik (η Ophiuchi), une étoile de magnitude 2,4. Uranus possède également une étoile polaire australe, 15 Orionis, une étoile de magnitude 4,8 sans particularité. Les deux sont plus faibles que le Polaris de la Terre (α Ursae Minoris), bien que Sabik ne soit que légèrement. [24]

Le pôle nord de Neptune pointe vers un endroit à mi-chemin entre Gamma et Delta Cygni. Son étoile polaire sud est Gamma Velorum.

A en juger par la couleur de son atmosphère, le ciel de Neptune est probablement d'un azur ou d'un bleu ciel, semblable à celui d'Uranus. Comme dans le cas d'Uranus, il est peu probable que les anneaux de la planète soient visibles depuis sa surface, car ils sont très fins et sombres.

Mis à part le Soleil, l'objet le plus remarquable dans le ciel de Neptune est sa grande lune Triton, qui semblerait légèrement plus petite qu'une pleine Lune sur Terre. Elle se déplace plus rapidement que notre Lune, en raison de sa période plus courte (5,8 jours) aggravée par son orbite rétrograde. La plus petite lune Proteus montrerait un disque d'environ la moitié de la taille de la pleine lune. Étonnamment, les petites lunes intérieures de Neptune couvrent toutes, à un moment donné de leurs orbites, plus de 10′ dans le ciel de Neptune. À certains endroits, le diamètre angulaire de Despina rivalise avec celui d'Ariel d'Uranus et de Ganymède de Jupiter. Voici les diamètres angulaires des lunes de Neptune (à titre de comparaison, la lune de la Terre mesure en moyenne 31′ pour les observateurs terrestres) : Naiad, 7–13′ Thalassa, 8–14′ Despina, 14–22′ Galatea, 13–18′ Larissa, 10–14′ Proteus, 12–16, Triton, 26–28. Un alignement des lunes intérieures produirait probablement une vue spectaculaire. Le grand satellite extérieur de Neptune, Nereid, n'est pas assez grand pour apparaître comme un disque de Neptune, et n'est pas perceptible dans le ciel, car sa luminosité à pleine phase varie de la magnitude 2,2 à 6,4, selon le point de son orbite excentrique. être. Les autres lunes extérieures irrégulières ne seraient pas visibles à l'œil nu, bien qu'un observateur télescopique dédié puisse potentiellement en repérer en pleine phase.

Comme avec Uranus, les faibles niveaux de lumière font que les principales lunes semblent très sombres. La luminosité de Triton à pleine phase n'est que de -7,11, malgré le fait que Triton est plus de quatre fois plus brillant intrinsèquement que la lune de la Terre et orbite beaucoup plus près de Neptune.

Le ciel de Triton Modifier

Triton, la plus grande lune de Neptune, a une atmosphère, mais elle est si mince que son ciel est toujours noir, avec peut-être une brume pâle à l'horizon. Parce que Triton orbite avec une rotation synchrone, Neptune apparaît toujours dans la même position dans son ciel. L'axe de rotation de Triton est incliné à 130° par rapport au plan orbital de Neptune et pointe donc à moins de 40° du Soleil deux fois par année neptunienne, un peu comme celui d'Uranus. Alors que Neptune tourne autour du Soleil, les régions polaires de Triton font face au Soleil à tour de rôle pendant 82 ans d'affilée, ce qui entraîne des changements saisonniers radicaux lorsqu'un pôle, puis l'autre, se déplace vers la lumière du soleil.

Un objet transneptunien est une planète mineure du système solaire qui orbite autour du Soleil à une distance moyenne (demi-grand axe) supérieure à Neptune, 30 unités astronomiques (UA).

Pluton et Charon Modifier

Pluton, accompagné de sa plus grande lune Charon, orbite autour du Soleil à une distance généralement en dehors de l'orbite de Neptune, à l'exception d'une période de vingt ans dans chaque orbite.

De Pluton, le Soleil est ponctuel pour les yeux humains, mais toujours très brillant, donnant environ 150 à 450 fois la lumière de la pleine Lune de la Terre (la variabilité étant due au fait que l'orbite de Pluton est hautement elliptique, s'étendant de juste 4,4 milliards de km à plus de 7,3 milliards de km du Soleil). [30] Néanmoins, les observateurs humains constateraient une forte diminution de la lumière disponible : l'éclairement solaire à la distance moyenne de Pluton est d'environ 85 lx, ce qui équivaut à l'éclairement d'un couloir d'immeuble de bureaux ou à l'éclairage d'une toilette.

L'atmosphère de Pluton est constituée d'une fine enveloppe de gaz d'azote, de méthane et de monoxyde de carbone, tous dérivés de la glace de ces substances à sa surface. Lorsque Pluton est proche du Soleil, la température de la surface solide de Pluton augmente, ce qui fait que ces glaces se subliment en gaz. Cette atmosphère produit également une brume bleue perceptible qui est visible au coucher du soleil et peut-être à d'autres moments de la journée plutonienne. [31]

Pluton et Charon sont étroitement liés l'un à l'autre. Cela signifie que Charon présente toujours le même visage à Pluton, et Pluton présente également toujours le même visage à Charon. Les observateurs de l'autre côté de Charon depuis Pluton ne verraient jamais la planète naine Les observateurs de l'autre côté de Pluton depuis Charon ne verraient jamais la lune. Tous les 124 ans, pendant plusieurs années, c'est la saison des éclipses mutuelles, au cours de laquelle Pluton et Charon éclipsent chacun alternativement le Soleil pour l'autre à des intervalles de 3,2 jours. Charon, vu de la surface de Pluton au point sub-Charon, a un diamètre angulaire d'environ 3,8°, près de huit fois le diamètre angulaire de la Lune vu de la Terre et environ 56 fois la surface. Ce serait un très gros objet dans le ciel nocturne, brillant d'environ 8% [32] aussi brillant que la Lune (il semblerait plus sombre que la Lune parce que sa moindre illumination provient d'un disque plus grand). L'éclairement de Charon serait d'environ 14 mlx (à titre de comparaison, un ciel nocturne clair et sans lune est de 2 mlx tandis qu'une pleine Lune se situe entre 300 et 50 mlx).


Structure

Mercure est l'une des quatre planètes telluriques, ce qui signifie que, comme la Terre, c'est un corps rocheux. C'est le plus petit des quatre, avec un diamètre de 4879 km à son équateur. Le mercure se compose d'environ 70 % de matériau métallique et 30 % de silicate. La densité de la planète est la deuxième plus élevée du système solaire à 5,43 g/cm3, à peine moins que la densité de la Terre. When corrected for gravitational compression, Mercury is in fact denser than Earth, with an uncompressed density of 5.3 g/cm³ versus Earth's 4.4 g/cm³.

Internal structure: core, mantle and crust

Mercury's high density can be used to infer details of its inner structure. While the Earth's high density results partly from compression at the core, Mercury is much smaller and its inner regions are not nearly so compressed. Therefore, for it to have such a high density, its core must be large and rich in iron. Geologists estimate that Mercury's core occupies about 42% of its volume. (Earth's core occupies about 17% of its volume.)

Surrounding the core is a 600 km mantle. It is generally thought that early in Mercury's history, a giant impact with a body several hundred kilometers across stripped the planet of much of its original mantle material, resulting in the relatively thin mantle compared to the sizable core (alternative theories are discussed below).

Mercury's crust is thought to be about 100&ndash200 km thick. One very distinctive feature of Mercury's surface is numerous ridges, some extending over several hundred kilometers. It is believed that these were formed as Mercury's core and mantle cooled and contracted after the crust had solidified.

Mercury has a higher iron content than any other major planet in our solar system. Several theories have been proposed to explain Mercury's high metallicity. The most widely accepted theory is that Mercury originally had a metal-silicate ratio similar to common chondrite meteors and a mass approximately 2.25 times its current mass but that early in the solar system's history, Mercury was struck by a planetesimal of approximately 1/6 that mass. The impact would have stripped away much of the original crust and mantle, leaving the core behind. A similar theory has been proposed to explain the formation of Earth's Moon (see giant impact theory).

Alternatively, Mercury may have formed from the solar nebula before the Sun's energy output had stabilized. The planet would initially have had twice its present mass. But as the protosun contracted, temperatures near Mercury could have been between 2500 and 3500 K, and possibly even as high as 10000 K. Much of Mercury's surface rock could have vaporized at such temperatures, forming an atmosphere of "rock vapor" which could have been carried away by the solar wind.

A third theory suggests that the solar nebula caused drag on the particles from which Mercury was accreting, which meant that lighter particles were lost from the accreting material. Each of these theories predicts a different surface composition, and two upcoming space missions, MESSENGER and BepiColombo, both aim to take observations that will allow the theories to be tested.

Surface

  • Albedo features &mdash areas of markedly different reflectivity
  • Dorsa &mdash ridges (see List of ridges on Mercury)
  • Montes &mdash mountains (see List of mountains on Mercury)
  • Planitiae &mdash plains (see List of plains on Mercury)
  • Rupes &mdash scarps (see List of scarps on Mercury)
  • Valles &mdash valleys (see List of valleys on Mercury)

During and shortly following the formation of Mercury, it was heavily bombarded by comets and asteroids for a period that came to an end 3.8 billion years ago. During this period of intense crater formation, the planet received impacts over its entire surface, facilitated by the lack of any atmosphere to slow impactors down. During this time the planet was volcanically active basins such as the Caloris Basin were filled by magma from within the planet, which produced smooth plains similar to the maria found on the Moon.

Craters on Mercury range in diameter from a few meters to hundreds of kilometers across. The largest known crater is the enormous Caloris Basin, with a diameter of 1300 km. The impact which created the Caloris Basin was so powerful that it caused lava eruptions and left a concentric ring over 2 km tall surrounding the impact crater. At the antipode of the Caloris Basin is a large region of unusual, hilly terrain known as the "Weird Terrain". It is believed that shock waves from the impact traveled around the planet, and when they converged on the antipodal point of the impact caused extensive fracturing of the surface there.

The plains of Mercury have two distinct ages: the younger plains are less heavily cratered and probably formed when lava flows buried earlier terrain. One unusual feature of the planet's surface is the numerous compression folds which crisscross the plains. It is thought that as the planet's interior cooled, it contracted and its surface began to deform. The folds can be seen on top of other features, such as craters and smoother plains, indicating that they are more recent. Mercury's surface is also flexed by significant tidal bulges raised by the Sun&mdashthe Sun's tides on Mercury are about 17% stronger than the Moon's on Earth.

Like the Moon, the surface of Mercury has likely incurred the effects of space weathering processes. Solar wind and micrometeorite impacts can darken the albedo and alter the reflectance properties of the surface.

The mean surface temperature of Mercury is 452 K (353.9°F, 178.9°C), but it ranges from 90 K (-297.7°F, -183.2°C) to 700 K (800.3°F, 426.9°C) by comparison, the temperature on Earth varies by only about 150 K. The sunlight on Mercury's surface is 6.5 times as intense as it is on Earth, with a solar constant value of 9.13 kW/m².

Despite the generally extremely high temperature of its surface, observations strongly suggest that ice exists on Mercury. The floors of some deep craters near the poles are never exposed to direct sunlight, and temperatures there remain far lower than the global average. Water ice strongly reflects radar, and observations reveal that there are patches of very high radar reflection near the poles. While ice is not the only possible cause of these reflective regions, astronomers believe it is the most likely.

The icy regions are believed to be covered to a depth of only a few meters, and contain about 10 14 &ndash10 15 kg of ice. By comparison, the Antarctic ice sheet on Earth weighs about 4×10 18 kg, and Mars' south polar cap contains about 10 16 kg of water. The origin of the ice on Mercury is not yet known, but the two most likely sources are from outgassing of water from the planet's interior or deposition by impacts of comets.

Atmosphere

Mercury is too small for its gravity to retain any significant atmosphere over long periods of time it has a tenuous atmosphere containing hydrogen, helium, oxygen, sodium, calcium and potassium. The atmosphere is not stable&mdashatoms are continuously lost and replenished, from a variety of sources. Hydrogen and helium atoms probably come from the solar wind, diffusing into Mercury's magnetosphere before later escaping back into space. Radioactive decay of elements within Mercury's crust is another source of helium, as well as sodium and potassium. Water vapor is probably present, being brought to Mercury by comets impacting on its surface.

Magnetic field

Despite its slow rotation, Mercury has a relatively strong magnetic field, with a magnetic field strength 1% as strong as the Earth's. It is possible that this magnetic field is generated in a manner similar to Earth's, by a dynamo of circulating liquid core material. However, scientists are unsure whether Mercury's core could still be liquid, although it could perhaps be kept liquid by tidal effects during periods of high orbital eccentricity. It is also possible that Mercury's magnetic field is a remnant of an earlier dynamo effect that has now ceased, with the magnetic field becoming "frozen" in solidified magnetic materials.

Mercury's magnetic field is strong enough to deflect the solar wind around the planet, creating a magnetosphere inside which the solar wind does not penetrate. This is in contrast to the situation on the Moon, which has a magnetic field too weak to stop the solar wind impacting on its surface and so lacks a magnetosphere.


A Year On Uranus:

Uranus has some of the strangest annual and seasonal variations of any planet in the Solar System. For one, the gas/ice giant takes about 84 Earth years (or 30,688.5 Earth d ays) to rotate once around the Sun. But since the planet takes 17 hours, 14 minutes and 24 seconds to complete a single rotation on its axis, a year on Uranus lasts 42,718 Uranian days.

However, this is confounded due to Uranus’ axial tilt, which is inclined at 97.77° towards the Sun. This results in seasonal changes that are quite extreme, and unique to Uranus. In short, when one hemisphere is pointed towards the Sun (i.e. in summer), it will experience 42 years of continuous light. In winter, the situation is reversed, with this same hemisphere experiencing 42 years of continuous darkness.


Venus’ greatest evening elongation on March 24

This week, the brightest planet – blazing Venus – reaches the end of its tether with respect to the sun. Its greatest elongation – farthest apparent distance from the sun in our sky – is March 24. This is Venus’ maximum elongation for the year 2020. The planet now resides a whopping 46.1 degrees east of the sun, placing Venus in the western sky after sunset. You can’t miss Venus after the sun goes down. It’s the brightest thing up there, and, later this week, the young moon will join the view. Who could ask for more?

But, wait there est more. At northerly latitudes, Venus – the “evening star” – stays out until late night. How cool is that?

Venus presents two greatest elongations in 2020, one in the evening sky and then one in the morning sky. Because Venus’ orbit is only slightly eccentric (oblong) – that is, it’s close to circular – the angular measure of Venus’ greatest elongations doesn’t vary much. They’re always at or close to 46 degrees.

Venus will reach its greatest elongation in the morning sky on August 13, 2020. Then it will be 45.8 degrees west of the sun, or in the eastern sky before dawn. Notice that, in 2020, the morning is slightly less than this week’s evening elongation:

2020 March 24: 46.1 degrees east of the sun (evening sky)
2020 August 13: 45.8 degrees west of the sun (morning sky)

An inferior planet – a planet that orbits the sun inside of Earth’s orbit – appears in the evening sky at its greatest eastern elongation, and in the morning sky at its greatest western elongation. The two inferior planets are Mercury and Venus, residing at a mean distance of 0.387 and 0.723 astronomical units from the sun, respectively.

Venus ranks as the third-brightest celestial body to light up the heavens, after the sun and moon. Some sharp-eyed people might even see this brilliant world in a daytime sky. However, most of us will have to wait until after the sun goes down to see this blazing beauty of a planet. Venus is the first “star” to pop out in the west after sunset.

Because Venus orbits the sun inside the Earth’s orbit, Venus can never be opposite the sun in our sky. Nor can Venus be as much as 90 degrees away from the sun in our sky (like the moon at its first and last quarter phases). At maximum, this world swings out 47 degrees from the sun on the sky’s dome. So, when Venus is visible, we either see it in the west after sunset or in the east before sunrise.

At sunset on the spring equinox, the ecliptic – pathway of the sun. moon and planets – hits the sunset horizon at its steepest angle of the year. But at sunset on the autumn equinox, the ecliptic hits the sunset horizon at its shallowest angle. Therefore, when Venus at its greatest evening elongation coincides closely with the spring equinox, Venus soars to its highest spot at sunset and stays out for a maximum time after sundown. Image via Dominick Ford.

Venus stays out for a maximum time after sunset when Venus’ greatest evening elongation coincides closely with the spring equinox. On the other hand, when a greatest evening elongation coincides with the autumn equinox, Venus’ presence in the evening sky, though not absent, is most subdued. Because the recent March 20 equinox counts as the Northern Hemisphere’s spring equinox yet the Southern Hemisphere’s autumn equinox, this evening apparition of Venus favors the Northern Hemisphere.

The farther north you live, the longer the time period for Venus staying out after sunset and the farther south you live, the shorter. We give the approximate setting time for Venus at various latitudes:

60 degreees north latitude: Venus sets about 5 1/2 hours after sunset
40 degrees north latitude: Venus sets about 4 hours after sunset
Equator (0 degrees latitude): Venus sets less than 3 hours after sunset
40 degrees south latitude: Venus sets about 1 3/4 hours after sunset

Want more specific information? Click here for a sky almanac.

At sunset on and around the spring equinox, the ecliptic – the roadway of the planets on the sky’s dome – hits the sunset horizon at its steepest angle for the year. Therefore, Venus at its greatest evening elongation shines at its maximum altitude in the evening sky. Contrast the sky chart for about 40 degrees north latitude at top with the sky chart below at 40 degrees south latitude below.

On early autumn evenings, the ecliptic – pathway of planets – hits the horizon at a narrow angle at dusk/nightfall. It is now autumn in the Southern Hemisphere. See the sky chart at the top of this post for the Northern Hemisphere, where it is now early spring, showing the steep tilt of the ecliptic at dusk/nightfall.

At sunset on and around the autumn equinox, the ecliptic – the planetary roadway – hits the sunset horizon at its shallowest angle for the year. Therefore, Venus at its greatest elongation is much more subdued at southerly latitudes, although this brilliant world will nonetheless make a big splash at evening dusk.

From southerly latitudes, you have a much better view of Mercury at its greatest elongation in the morning sky. Far northerly latitudes probably won’t see Mercury at all.

Bottom line: Venus swings out to its greatest elongation from the sun in the evening sky on March 24, 2020. At northerly latitudes, Venus stays out for a maximum time after sunset on these March 2020 evenings. Enjoy!


Voir la vidéo: Planets Song (Février 2023).