Diferenças entre edições de "Sistema Solar"

1 byte removido ,  00h56min de 19 de abril de 2019
m
== Dinâmica ==
{{Anexo|Lista de planetas e planetas anões do Sistema Solar}}
Todos os planetas e demais corpos do Sistema Solar estão sob o domínio gravitacional do astro central, o Sol, razão pela qual descrevem uma [[órbita]] ao seu redor cujo formato é praticamente [[elipse|elíptico]], conforme enunciado pelas [[Leis de Kepler|três leis do movimento planetário]] de [[Johannes Kepler|Kepler]].<ref>{{Harvnb|Serway|2008|p=372-374}}</ref> Uma grandeza denominada [[excentricidade orbital|excentricidade]] define a configuração dessa elipse, que se apresenta mais achatada quando seu valor se aproxima de um (como acontece na órbita da maior parte dos cometas), ou praticamente circular quando tal número tende a zero (como é o caso da maior parte das órbitas dos planetas). Uma vez que o Sol se localiza em um dos focos dessa elipse, existe um ponto onde ocorre a máxima aproximação do corpo à estrela, o [[periélio]], e outro oposto, em que atinge a máxima distância ao Sol, o [[afélio]]. Boa parte dos corpos do Sistema Solar, especialmente os planetas, orbita próximo a um mesmo plano denominado [[eclíptica]], definido pelo [[Plano orbital|plano de órbita]] da Terra, o qual se utiliza a princípio como referência para a [[inclinação|inclinação orbital]] dos demais corpos. É importante notar ainda que, de acordo com a terceira lei de Kepler, o [[período (física)|período]] de translação de um objeto é inversamente proporcional à distância deste objeto ao Sol, ou seja, quanto mais afastada é sua órbita, mais tempo leva para completar sua trajetória.<ref group="nota">Em termos matemáticos, a terceira lei de Kepler é descrita da seguinte forma: <math>\frac{P_{1}^2}{P_{2}^2}= \frac{a_{1}^3} {a_{2}^3} </math>, onde <math>{P}</math> é o período orbital e <math>{a}</math> é o semieixo maior da órbita .</ref> Tal fato é uma consequência direta da [[lei da gravitação universal]] de [[Isaac Newton|Newton]], que afirma que a força de atração do Sol é inversamente proporcional ao quadrado da distância, o que implica também na maior [[Velocidade orbital|velocidade]] do corpo durante o periélio e o contrário no afélio.<ref group="nota" name="gravitação">A lei da gravitação universal, em termos matemáticos, pode ser descrita da seguinte forma:<math>F = G \frac{m_1 m_2}{d^2}\ </math>,em que <math>m_1</math> e <math>m_2</math> são as massas dos dois corpos, <math>d</math> é a distância entre seus centros e <math>G</math> é a [[constante gravitacional]].</ref><ref>{{Harvnb|Nicolson|1999|p=51}}</ref> A unidade mais conveniente utilizada para medir as distâncias entre os corpos do Sistema Solar é a [[unidade astronômica]], correspondente à medida do [[semieixo maior]] da órbita terrestre (equivalente à distância média do planeta ao Sol), cujo valor é de aproximadamente 150 milhões de quilômetros.<ref group="nota">Uma unidade astronômica equivale a exatamente 149 587 870,7 quilômetros.</ref><ref>{{citar web|url=http://global.britannica.com/EBchecked/topic/40036/astronomical-unit-AU-or-au|arquivourl=http://www.webcitation.org/6IqSoPilC|arquivodata=13 de agosto de 2013|título=Astronomical Unit|autor=''[[Encyclopædia Britannica]]''|língua=Inglês|acessodata=13 de agosto de 2013}}</ref>
 
{{Distância dos corpos do Sistema Solar}}