Utilisateur:
Mars: un exemple de planète avec peu d'atmosphère
Description 
Dans une première approximation, on peut considérer que Mars n'a pas d'atmosphère, ce qui permet de la modéliser de manière relativement simple:
ID:(3070, 0)
Balanço de radiação no planeta sem atmosfera
Description
Dans le cas d'une planète sans atmosphère, il y a une fraction du rayonnement incident $I_p$ qui est réfléchie comme $a_{
u}I_p$, une autre fraction est absorbée comme $(1-a_{
u})I_p$, et une fraction du rayonnement infrarouge $\sigma\epsilon T_e^4$ est émise:
ID:(3069, 0)
Température d'une planète sans atmosphère (0D)
Équation
La planète est située à une certaine distance du soleil et elle absorbe et réémet le rayonnement reçu de celui-ci. L'énergie absorbée par la planète correspond à celle qui n'est pas irradiée, c'est-à-dire
$(1-a_v)I_s$
Cette énergie réchauffe la planète à une température $T_p$. Ce réchauffement entraîne une émission de rayonnement infrarouge, qui peut être décrit par la loi de Stefan-Boltzmann :
$\sigma\epsilon T_p^4$
où $\sigma$ est la constante de Stefan-Boltzmann et $\epsilon$ est l'émissivité.
À l'équilibre, l'énergie absorbée et l'énergie émise sont égales, ce qui est exprimé par l'équation
$(1-a_v)I_s=\sigma\epsilon T_p^4$
et nous permet de calculer la température $T_p$ de la planète:
 $ T_p =\left(\displaystyle\frac{(1- a_v ) I_s }{ \sigma \epsilon }\right)^{1/4}$ |
En utilisant cette équation pour estimer les températures des différentes planètes, nous obtenons les données suivantes :
Planète | Intensité [W/m^2] | Albédo [-] | Température [C] | Plage [C]
:----------|:---------------------------|:-------------|:----------------------|:--------------:
Mercure | 9126,49 | 0,088 | 345,83 | -180 à 430
Vénus | 2613,78 | 0,76 | 51,17 | 465
Terre | 1367,56 | 0,306 | 86,54 | -89 à 58
Mars | 589,04 | 0,25 | 23,95 | -82 à 0
Jupiter | 50,52 | 0,503 | -128,09 | -150
Saturne | 15,04 | 0,342 | -158,22 | -170
Uranus | 3,71 | 0,3 | -190,86 | -200
Neptune | 1,51 | 0,29 | -207,18 | -210
Il est intéressant de noter les variations, en particulier pour les planètes les plus proches du soleil, ce qui est influencé par leurs atmosphères respectives.
Dans ce modèle, les variations de la surface ou les changements d'altitude de l'atmosphère de la planète ne sont pas pris en compte. Par conséquent, la planète est modélisée comme un point de dimension zéro (0D).
ID:(4669, 0)
Précession de l'axe terrestre
Description
En dehors de la nutation, l'axe de la Terre effectue un mouvement de rotation appelé précession.
La conséquence de la précession est que le moment où nous avons l'été et l'hiver change. Avec une période de précession de 26 000 ans, tous les 13 000 ans les saisons s'inversent dans le temps.
ID:(3087, 0)
Précession d'orbite
Description
L'intensité solaire fluctue en fonction de la précision de l'orbite :
ID:(3089, 0)
Nutation de l'axe de la terre
Description
L'axe de la Terre varie dans son inclinaison entre 22,1 et 24,5 degrés. Ce processus est appelé nutation.
La nutation est due à des facteurs tels que l'influence gravitationnelle de la Lune sur la Terre et la forme non parfaitement sphérique de notre planète. Chaque facteur a sa propre période caractéristique, la plus longue étant d'environ 41 000 ans. On estime que la dernière valeur maximale s'est produite il y a environ 10 700 ans (8 700 av. J.-C.), coïncidant avec la fin de la dernière période glaciaire.
ID:(3086, 0)
Cycles de Milankovitch
Description
Les fluctuations de l'orientation de l'axe et les variations de l'orbite ont entraîné une diminution du rayonnement solaire atteignant la Terre, ce qui a entraîné des périodes de refroidissement et la formation d'ères glaciaires.
La dernière ère glaciaire s'est terminée il y a environ 10 000 ans.
ID:(3090, 0)