Glossari

A

Apoapsis

El punt d’ una òrbita més allunyat del cos central, a la distància a( 1 + e). Al voltant del Sol s’anomena afeli, al voltant de la Terra apogeu.

Fórmula r_a = a (1 + e)

Vegeu també: Periapsis

Argument de periapsis (ω)

L’ angle, mesurat en el pla orbital des del node ascendent, fins al periàpside.

Fórmula ϖ = Ω + ω

On: ϖ longitud del periapsis; Ω longitud del node ascendent

Vegeu també: Longitud del node ascendent (Ω), Periapsis

U

Unitat astronòmica (au)

Una unitat de longitud definida com exactament 149.597.870.700 metres, aproximadament la distància mitjana entre la Terra i el Sol. Definit per la resolució B2 de la UAI 2012.

Vegeu també: Temps- llum, Any llum

I

Inclinació axial (obliqüitat)

L’ angle entre l’ eix d’ espín d’ un cos i la perpendicular al seu pla orbital. La de la Terra és d’uns 23,44°, que causa les estacions. L’angle d’Urà és de 98°.

Vegeu també: Declinació, Solstici, Equinocci

E

Escala de Bortle

Una escala de nou classes de foscor del cel nocturn introduïda per John E. Bortle a Sky & Telescope (2001), des de classe 1 (excel·lent lloc fosc, estrelles de magnitud 7.6 a 8.0) fins a classe 9 (centre de la ciutat, magnitud 4.0 com a molt).

Vegeu també: Magnitud, Contaminació lumínica

V

Velocitat orbital circular

La velocitat necessària per a una òrbita circular a la distància r. Just per sobre de la superfície terrestre és d’uns 7,9 km/s.

Fórmula v_c = √(μ / r)

On: μ paràmetre gravitacional; r distance from the centre

Vegeu també: Velocitat d' escape, Equació vis- à- vis

C

Constel· lació

Una de les 88 regions del cel definides oficialment (IAU, 1922 a 1930), anomenada així per un patró estel· lar tradicional com Orió. Les estrelles d’una constel·lació normalment estan a distàncies molt diferents.

Vegeu també: Magnitud

D

Declinació

L’ angle d’ un punt del cel al nord (+) o sud (-) de l’ equador celeste, l’ equivalent del cel de la latitud. La declinació del Sol oscil·la entre +23,44° i −23,44° durant l’any.

Fórmula sin δ = sin ε · sin λ

On: δ Declinació del Sol; ε obliqüitat de l' eclíptica; λ Longitud eclíptica del Sol

Vegeu també: Inclinació axial (obliqüitat), Solstici

Delta- v

Canvi de velocitat, en km/ s. És la moneda del vol espacial: cada maniobra costa delta-v, i el combustible d’un coet determina quant en té.

Fórmula Δv = v_e ln(m₀ / m_f)

On: v_e velocitat d' escape efectiva; m₀, m_f massa inicial i final

Vegeu també: Transferència de Hohmann, Efecte de sobrecàrrega

P

Planeta nan

Un cos que orbita el Sol i és gairebé rodona, però no ha aclarit el seu veïnat orbital i no és una lluna (IAU 2006). Exemples: Ceres, Plutó, Eris, Haumea, Makemake.

Vegeu també: Planeta, Cinturó de Kuiper

E

Excentricitat (e)

Quant s’ estira una òrbita: 0 per a un cercle, entre 0 i 1 per a una el· lipse, 1 per a una paràbola i més d’ 1 per a una hipèrbole.

Vegeu també: El· lipse, Periapsis

Eclipsi

Quan un cos passa a l’ombra d’un altre. Eclipsi solar: l’ombra de la Lluna cau sobre la Terra (a la lluna nova). Eclipsi lunar: la Lluna passa a través de l’ombra de la Terra (a la lluna plena).

Vegeu també: Node, Ombra i penombra

Eclíptica

El pla de l’ òrbita de la Terra al voltant del Sol, i el camí aparent anual del Sol a través del cel. És el pla de referència habitual per a les òrbites dels cossos del sistema solar. Està inclinat aproximadament 23,44° a l’equador de la Terra.

Vegeu també: Inclinació axial (obliqüitat), Inclinació (i), Node

El· lipse

Una corba tancada, el conjunt de punts les distàncies dels quals a dos punts fixos (focus) sumen una constant. Les òrbites lligades són el·lipses amb el cos central en un focus (primera llei de Kepler).

Fórmula r = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)

On: a semi- major axis; e excentricitat; ν anomalia veritable

Vegeu també: Excentricitat (e), Semieix major (a)

Equinocci

El moment en què el Sol creua l’ equador celeste (declinació 0°), al voltant del 20 de març i 22 de setembre. El dia i la nit són aproximadament iguals a tot arreu.

Vegeu també: Solstici, Declinació

V

Velocitat d' escape

La velocitat mínima a la qual un cos sense energia deixa per sempre un cos gravitatori. És √2 vegades la velocitat circular a la mateixa distància. Superfície de la Terra: 11,2 km/s.

Fórmula v_esc = √(2μ / r)

Vegeu també: Velocitat orbital circular, Energia orbital específica

C

Caiguda lliure

Moviment sota la gravetat sol. Els astronautes en òrbita se senten ingràvids perquè ells i les seves naus espacials estan en caiguda lliure junts, no perquè la gravetat estigui absent.

Vegeu també: Òrbita, Gravitat

P

Paràmetre gravitatori (μ)

El producte de la constant gravitatòria i la massa d’un cos, μ = GM. Es mesura molt més precisament que G o M sols. Terra: 398.600,4 km³/s²; Sol: 1,32712 × 10¹¹ km³/s².

Fórmula μ = G M

Vegeu també: Gravitat, Equació vis- à- vis

G

Gravitat

L’atracció entre masses. En la descripció de Newton, la força és proporcional a les dues masses i inversament proporcional al quadrat de la seva distància.

Fórmula F = G M m / r²

On: G 6.67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² (CODATA 2018); M, m les dues masses; r distance between centres

Vegeu també: Paràmetre gravitatori (μ), Caiguda lliure

T

Transferència de Hohmann

La transferència de dues cremades d’energia mínima entre dues òrbites circulars i coplanars, al llarg de la meitat d’una el·lipse que toca ambdues.

Fórmula a_t = (r₁ + r₂) / 2

Vegeu també: Delta- v, Equació vis- à- vis

I

Inclinació (i)

La inclinació d’ un pla orbital respecte a un pla de referència (l’ eclíptica per als planetes, l’ equador pels satèl· lits). Per sobre de 90° l’òrbita és retrògrada.

Vegeu també: Longitud del node ascendent (Ω), Retrógrad

T

Tercera llei de Kepler

El quadrat del període orbital és proporcional al cub del semieix major. Al voltant del Sol, amb T en anys i a en au, T² = a³.

Fórmula T² / a³ = 4π² / μ

On: T període orbital; a semi- major axis; μ G( M + m)

Vegeu també: Període orbital, Semieix major (a)

C

Cinturó de Kuiper

Una regió de cossos gelats més enllà de Neptú, des d’ unes 30 a 50 UA del Sol. Plutó, Haumea i Makemake orbiten allà.

Vegeu també: Cinturó d' asteroides principal, Planeta nan

Contaminació lumínica

Llum artificial excessiva o mal dirigida, especialment la llum del cel que amaga les estrelles. També afecta la fauna i malbarata energia.

Vegeu també: Escala de Bortle

T

Temps- llum

El temps que la llum necessita per viatjar una distància determinada. La llum solar triga uns 8 minuts i 19 segons a arribar a la Terra. Les ordres a les naus espacials es retarden per l’hora llum.

Fórmula t = d / c

On: d distància; c speed of light, 299,792.458 km/s

Vegeu també: Unitat astronòmica (au)

A

Any llum

La distància que la llum viatja en el buit en un any julià (365,25 dies): uns 9,46 bilions de km, o 63.241 UA. És una distància, no un temps.

Fórmula 1 ly = c × 365.25 × 86,400 s

On: c speed of light, 299,792.458 km/s

Vegeu també: Unitat astronòmica (au), Temps- llum

L

Longitud del node ascendent (Ω)

L’ angle, mesurat en el pla de referència des de la direcció de referència, fins al punt on l’ òrbita creua el pla cap al nord.

Vegeu també: Node, Inclinació (i), Argument de periapsis (ω)

M

Magnitud

Una escala logarítmica de brillantor, on els números més petits són més brillants. Cinc magnituds són exactament un factor de 100 en brillantor.

Fórmula m₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)

On: m magnitud; F flux observat

Vegeu també: Escala de Bortle

C

Cinturó d' asteroides principal

The region between the orbits of Mars and Jupiter, roughly 2.2 to 3.3 au from the Sun, where most known asteroids orbit. Malgrat la seva reputació és principalment espai buit; el seu cos més gran és el planeta nan Ceres.

Vegeu també: Cinturó de Kuiper, Planeta nan

A

Anomalia mitjana (M)

Un angle que augmenta uniformement amb el temps, 360° per òrbita. La posició real segueix de l’equació de Kepler.

Fórmula M = E − e sin E

On: E anomalia excèntrica; e excentricitat

Vegeu també: Excentricitat (e)

N

Node

Un dels dos punts on una òrbita creua un pla de referència. Els nodes de la Lluna es troben a l’eclíptica; els eclipsis només succeeixen quan una lluna nova o plena ocorre prop d’un node.

Vegeu també: Longitud del node ascendent (Ω), Eclipsi

E

Efecte de sobrecàrrega

Una crema feta on una nau espacial es mou més ràpid (profundament en un pou de gravetat) canvia la seva energia orbital més. Per tant, sortir d’òrbita baixa costa menys que la velocitat residual que voleu lluny.

Fórmula Δv = √(v∞² + v_esc²) − v_c

On: v∞ velocitat excessiva hiperbòlica; v_esc velocitat d' escape a la gravació; v_c velocitat circular a la crema

Vegeu també: Delta- v, Velocitat d' escape

Ò

Òrbita

El camí d’ un cos que es mou sota la gravetat d’ un altre. En el cas de dos cossos és una secció cònica: una el·lipse (tancada), una paràbola o una hipèrbola (oberta).

Vegeu també: El· lipse, Tercera llei de Kepler, Caiguda lliure

P

Període orbital

El temps necessari per completar una òrbita. El període sideri es mesura en relació amb les estrelles; el període sinòdic es mesura en relació a un altre cos en moviment, com ara el Sol vist des de la Terra.

Fórmula T = 2π √(a³/μ)

On: a semi- major axis; μ paràmetre gravitatori del cos central

Vegeu també: Tercera llei de Kepler, Mes sinòdic

Periapsis

El punt d’ una òrbita més proper al cos central, a la distància a( 1 − e). Al voltant del Sol s’anomena periheli, al voltant de la Terra perigeu.

Fórmula r_p = a (1 − e)

Vegeu també: Apoapsis, Periheli

Periheli

El punt d’ una òrbita al voltant del Sol més proper al Sol. La Terra el passa a principis de gener a uns 147,1 milions de km. El punt més llunyà és l’afeli.

Vegeu també: Periapsis, Apoapsis

Planeta

Segons la definició de la UAI del 2006, un cos que orbita el Sol és prou massiu com per ser gairebé esfèric sota la seva pròpia gravetat i ha aclarit el veïnat al voltant de la seva òrbita. El sistema solar en té vuit.

Vegeu també: Planeta nan, Òrbita

R

Retrógrad

Es mouen o giren en la direcció oposada a la majoria dels cossos del sistema. Venus gira retrògrad; Tritó i el cometa de Halley orbiten retrògrad (inclinació per sobre dels 90°).

Vegeu també: Inclinació (i), Dia solar

S

Semieix major (a)

Meitat del diàmetre més llarg d’ una el· lipse. Estableix la mida de l’òrbita, la seva energia i el seu període.

Fórmula a = (r_p + r_a) / 2

On: r_p distància del periapsis; r_a distància de l' apoapsis

Vegeu també: Tercera llei de Kepler, El· lipse

D

Dia sideri

El temps que triga un cos a girar una vegada respecte a les estrelles distants. Per a la Terra: 23 h 56 min 4.09 s.

Vegeu també: Dia solar

M

mes sideral

The time the Moon takes to orbit Earth once relative to the stars: 27.322 days.

Vegeu també: Mes sinòdic

D

Dia solar

El temps des d’ un migdia fins al següent, és a dir, una rotació relativa al Sol. Difereix del dia sideri perquè el cos també es mou al llarg de la seva òrbita.

Fórmula 1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orb

On: P_rot període de rotació sideral (negatiu si és retrògrad); P_orb període orbital

Vegeu també: Dia sideri, Retrógrad

S

Solstici

El moment en què el Sol arriba a la seva declinació més al nord (al voltant del 21 de juny) o sud (al voltant del 21 de desembre). Dóna els dies més llargs i més curts.

Vegeu també: Equinocci, Declinació

E

Energia orbital específica

Energia orbital per unitat de massa. Negatiu per a òrbites lligades (el· líptiques), zero per a escapament parabòlic, positiu per a hiperbòlic.

Fórmula ε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)

Vegeu també: Equació vis- à- vis, Velocitat d' escape

M

Mes sinòdic

The time between two identical Moon phases, e.g. new Moon to new Moon: 29.531 days on average.

Fórmula 1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_year

On: P_sid sidereal month, 27.322 days; P_year sidereal year, 365.256 days

Vegeu també: mes sideral

O

Ombra i penombra

L’ umbra és la part central fosca d’ una ombra on la font de llum està completament amagada; la penombra és la part exterior on només està parcialment amagada.

Vegeu també: Eclipsi

E

Equació vis- à- vis

Dóna la velocitat orbital a qualsevol distància de la mida de l’ òrbita. Exprimeix la conservació de l’energia.

Fórmula v = √(μ (2/r − 1/a))

On: μ paràmetre gravitacional; r current distance; a semi- major axis

Vegeu també: Energia orbital específica, Velocitat orbital circular

Les eines i lliçons usen models simplificats només per a l' aprenentatge. No s' han d' usar per a la navegació, planificació de missions o qualsevol decisió operativa. Els certificats són lliures i no acreditats. Llegiu la desresponsabilització del contingut educatiu