Glosář

A

Apoapse

Bod oběžné dráhy nejvzdálenější od centrálního tělesa, ve vzdálenosti a(1 + e). Kolem Slunce se nazývá aphelion, kolem Země apogeum.

Vzorec r_a = a (1 + e)

Viz také: Periapsis

Argument periapse (ω)

Úhel, měřený v rovině oběžné dráhy od vzestupného uzlu k periapsis.

Vzorec ϖ = Ω + ω

Kde: ϖ Zeměpisná délka periapsisu; Ω zeměpisná délka vzestupného uzlu

Viz také: Délka vzestupného uzlu (Ω), Periapsis

Astronomická jednotka (au)

Jednotka délky definovaná přesně jako 149,597,870,700 metrů, zhruba průměrná vzdálenost mezi Zemí a Sluncem. Definováno rezolucí IAU 2012 B2.

Viz také: Světelný čas, Světelný rok

Axiální sklon (šikmost)

Úhel mezi osou rotace tělesa a kolmo k jeho orbitální rovině. Země má asi 23,44°, což způsobuje roční období. Uran má úhel asi 98°.

Viz také: Deklinace, Slunovrat, Rovnodennost

B

Bortleova stupnice

Devítistupňová stupnice tmavosti noční oblohy zavedená Johnem E. Bortle v Sky & Telescope (2001), od třídy 1 (výborné tmavé místo, hvězdy do magnitudy 7,6 až 8,0) po třídu 9 (vnitřní město, magnituda nejlépe 4,0).

Viz také: Magnituda, Světelné znečištění

K

Kruhová oběžná rychlost

Rychlost potřebná pro kruhovou oběžnou dráhu ve vzdálenosti r. Těsně nad zemským povrchem je to asi 7,9 km/s.

Vzorec v_c = √(μ / r)

Kde: μ Gravitační parametr; r vzdálenost od centra

Viz také: Úniková rychlost, Vis-viva rovnice

S

Souhvězdí

Jedna z 88 oficiálně definovaných oblastí oblohy (IAU, 1922 až 1930), pojmenovaná podle tradičního hvězdného vzoru jako je Orion. Hvězdy v souhvězdí jsou obvykle ve velmi odlišných vzdálenostech.

Viz také: Magnituda

D

Deklinace

Úhel bodu na obloze severně (+) nebo jižně (−) od nebeského rovníku, který je ekvivalentem zeměpisné šířky. Deklinace Slunce se během roku pohybuje mezi +23,44° a −23,44°.

Vzorec sin δ = sin ε · sin λ

Kde: δ Deklinace Slunce; ε Sklon ekliptiky; λ Sluneční ekliptická délka

Viz také: Axiální sklon (šikmost), Slunovrat

Delta-v

Změna rychlosti, v km/s. Je to měna vesmírných letů: každý manévr stojí delta-v a raketový pohonný materiál určuje, kolik má.

Vzorec Δv = v_e ln(m₀ / m_f)

Kde: v_e efektivní rychlost výfuku; m₀, m_f počáteční a konečná hmotnost

Viz také: Hohmannův převod, Oberthův jev

T

Trpasličí planeta

Tělo, které obíhá kolem Slunce a je téměř kulaté, ale nevyčistilo své orbitální okolí a není měsícem (IAU 2006). Příklady: Ceres, Pluto, Eris, Haumea, Makemake.

Viz také: Planeta, Kuiperův pás

E

Excentricita (e)

Jak je dráha natažená: 0 pro kruh, mezi 0 a 1 pro elipsy, 1 pro paraboly a nad 1 pro hyperboly.

Viz také: Elipsa, Periapsis

Z

Zatmění

Když jedno tělo přechází do stínu jiného. Zatmění Slunce: Měsíční stín dopadá na Zemi (při novém Měsíci). Zatmění Měsíce: Měsíc prochází zemským stínem (při úplňku).

Viz také: Node, Umbra a penumbra

E

Ekliptika

Rovina oběžné dráhy Země kolem Slunce a zdánlivá roční dráha Slunce po obloze. Je to obvyklá referenční rovina pro oběžné dráhy těles sluneční soustavy. Je nakloněn k zemskému rovníku o 23,44°.

Viz také: Axiální sklon (šikmost), Sklon (i), Node

Elipsa

Uzavřená křivka je množina bodů, jejichž vzdálenosti od dvou pevně daných bodů (ohnisek) se sčítají do konstanty. Vazebné dráhy jsou elipsy s centrálním tělesem v jednom ohnisku (první Keplerův zákon).

Vzorec r = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)

Kde: a Velká poloosa; e Excentricita; ν Pravá anomálie

Viz také: Excentricita (e), Velká poloosa (a)

R

Rovnodennost

Okamžik, kdy Slunce překročí nebeský rovník (deklinace 0°), kolem 20. března a 22. září. Den a noc jsou všude zhruba stejné.

Viz také: Slunovrat, Deklinace

Ú

Úniková rychlost

Minimální rychlost, při které těleso bez pohonu opustí gravitační těleso nadobro. Je to √2 krát kruhová rychlost na stejné vzdálenosti. Povrch Země: 11,2 km/s.

Vzorec v_esc = √(2μ / r)

Viz také: Kruhová oběžná rychlost, Specifická orbitální energie

V

Volný pád

Pohyb pod samotnou gravitací. Astronauti na oběžné dráze se cítí beztížně, protože oni a jejich kosmická loď jsou ve volném pádu společně, ne proto, že gravitace chybí.

Viz také: Orbit, Gravitace

G

Gravitační parametr (μ)

Součin gravitační konstanty a hmotnosti tělesa, μ = GM. Je měřena mnohem přesněji než samotná G nebo M. Země: 398,600.4 km³/s²; Sun: 1.32712 × 10¹¹ km³/s².

Vzorec μ = G M

Viz také: Gravitace, Vis-viva rovnice

Gravitace

Přitažlivost mezi masami. Podle Newtonova popisu je síla úměrná oběma hmotám a nepřímo úměrná druhé mocnině jejich vzdálenosti.

Vzorec F = G M m / r²

Kde: G 6,67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² (CODATA 2018); M, m Dvě hmoty; r vzdálenost mezi středy

Viz také: Gravitační parametr (μ), Volný pád

H

Hohmannův převod

Přenos minimální energie mezi dvěma kruhovými, koplanárními dráhami podél poloviny elipsy dotýkající se obou.

Vzorec a_t = (r₁ + r₂) / 2

Viz také: Delta-v, Vis-viva rovnice

S

Sklon (i)

Sklon orbitální roviny vzhledem k referenční rovině (ekliptice pro planety, rovník pro satelity). Nad 90° je oběžná dráha retrográdní.

Viz také: Délka vzestupného uzlu (Ω), Retrográdní dráha

T

Třetí Keplerův zákon

Kvadrát oběžné doby je úměrný krychli velké poloosy, která je rovnoběžná s hlavní osou. Kolem Slunce, kde T je v letech a a v au, T² = a³.

Vzorec T² / a³ = 4π² / μ

Kde: T Oběhová doba; a Velká poloosa; μ G(M + m)

Viz také: Oběhová doba, Velká poloosa (a)

K

Kuiperův pás

Oblast ledových těles za Neptunem, asi 30 až 50 AU od Slunce. Pluto, Haumea a Makemake zde obíhají.

Viz také: Hlavní pás planetek, Trpasličí planeta

S

Světelné znečištění

Nadměrné nebo špatně nasměrované umělé světlo, zejména záře oblohy, která skrývá hvězdy. Má také vliv na volně žijící zvířata a plýtvá energií.

Viz také: Bortleova stupnice

Světelný čas

Čas, který světlo potřebuje na cestu na danou vzdálenost. Slunečnímu světlu trvá asi 8 minut a 19 sekund, než dosáhne Země. Příkazy pro kosmické lodě jsou zpožděny o světelný čas.

Vzorec t = d / c

Kde: d vzdálenost; c Rychlost světla, 299.792,458 km/s

Viz také: Astronomická jednotka (au)

Světelný rok

Vzdálenost, kterou světlo urazí ve vakuu za jeden juliánský rok (365.25 dní): asi 9.46 bilion km nebo 63,241 au. Je to vzdálenost, ne čas.

Vzorec 1 ly = c × 365.25 × 86,400 s

Kde: c Rychlost světla, 299.792,458 km/s

Viz také: Astronomická jednotka (au), Světelný čas

D

Délka vzestupného uzlu (Ω)

Úhel, měřený ve vztažné rovině od referenčního směru k bodu, kde oběžná dráha protíná rovinu směřující na sever.

Viz také: Node, Sklon (i), Argument periapse (ω)

M

Magnituda

Logaritmická stupnice jasu, kde menší čísla jsou jasnější. Pět magnitud je přesně faktorem 100 v jasnosti.

Vzorec m₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)

Kde: m magnituda; F pozorovaný tok

Viz také: Bortleova stupnice

H

Hlavní pás planetek

Oblast mezi oběžnou dráhou Marsu a Jupiteru, zhruba 2,2 až 3,3 AU od Slunce, kde se nachází většina známých planetek. Přes svou pověst je většinou prázdný prostor; jeho největší těleso je trpasličí planeta Ceres.

Viz také: Kuiperův pás, Trpasličí planeta

S

Střední anomálie (M)

Úhel, který se časem rovnoměrně zvyšuje, 360° na oběžné dráze. Skutečná poloha vyplývá z Keplerovy rovnice.

Vzorec M = E − e sin E

Kde: E Excentrická anomálie; e Excentricita

Viz také: Excentricita (e)

N

Node

Jeden ze dvou bodů, kde dráha protíná vztažnou rovinu. Měsíční uzly leží na ekliptice; zatmění se děje pouze tehdy, když se v blízkosti uzlu objeví nový nebo úplněk.

Viz také: Délka vzestupného uzlu (Ω), Zatmění

O

Oberthův jev

Spálení v místě, kde se kosmická loď pohybuje nejrychleji (hloubě v gravitační studni), mění její orbitální energii nejvíce. Odlet z nízké oběžné dráhy tedy stojí méně než zbytková rychlost, kterou chcete daleko.

Vzorec Δv = √(v∞² + v_esc²) − v_c

Kde: v∞ hyperbolická nadměrná rychlost; v_esc Úniková rychlost při spálení; v_c kruhová rychlost při spálení

Viz také: Delta-v, Úniková rychlost

Orbit

Dráha tělesa pohybujícího se pod vlivem gravitace jiného tělesa. V případě dvou těles je to kuželový řez: elipsa (uzavřená), parabola nebo hyperbola (otevřená).

Viz také: Elipsa, Třetí Keplerův zákon, Volný pád

Oběhová doba

Doba potřebná k dokončení jedné oběžné dráhy. Siderická doba se měří vůči hvězdám, synodická doba se měří relativně k jinému pohybujícímu se tělesu, jako je Slunce při pohledu ze Země.

Vzorec T = 2π √(a³/μ)

Kde: a Velká poloosa; μ gravitační parametr centrálního tělesa

Viz také: Třetí Keplerův zákon, Synodický měsíc

P

Periapsis

Bod oběžné dráhy nejblíže centrálnímu tělesu, ve vzdálenosti a(1 − e). Kolem Slunce se nazývá perihélium, kolem Země perigeum.

Vzorec r_p = a (1 − e)

Viz také: Apoapse, Perihélium

Perihélium

Bod oběžné dráhy kolem Slunce, který je nejblíže ke Slunci. Země ji prochází začátkem ledna ve vzdálenosti asi 147,1 milionu km. Nejvzdálenější bod je aphelion.

Viz také: Periapsis, Apoapse

Planeta

Podle definice IAU z roku 2006 je těleso, které obíhá kolem Slunce, dostatečně hmotné na to, aby bylo pod svou vlastní gravitací téměř kulaté a vyčistilo okolí své oběžné dráhy. Sluneční soustava jich má osm.

Viz také: Trpasličí planeta, Orbit

R

Retrográdní dráha

Pohybující se nebo rotující v opačném směru než většina těles v systému. Venuše rotuje retrográdně; Triton a Halleyova kometa obíhají retrográdně (sklon větší než 90°).

Viz také: Sklon (i), Sluneční den

V

Velká poloosa (a)

Polovina nejdelšího průměru elipsy. Nastavuje velikost oběžné dráhy, její energii a dobu.

Vzorec a = (r_p + r_a) / 2

Kde: r_p vzdálenost periapse; r_a vzdálenost apoapsis

Viz také: Třetí Keplerův zákon, Elipsa

H

Hvězdný den

Doba, kterou těleso potřebuje k rotaci jednou vzhledem ke vzdáleným hvězdám. Pro Zemi: 23 h 56 min 4,09 s.

Viz také: Sluneční den

S

Siderický měsíc

Doba, kterou Měsíc potřebuje k oběhu Země jednou vzhledem ke hvězdám: 27.322 dnů.

Viz také: Synodický měsíc

Sluneční den

Čas od jednoho poledne do druhého, tj. jedna rotace vzhledem ke Slunci. Od hvězdného dne se liší tím, že těleso se také pohybuje po své dráze.

Vzorec 1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orb

Kde: P_rot siderická rotační doba (záporná, pokud je retrográdní); P_orb Oběhová doba

Viz také: Hvězdný den, Retrográdní dráha

Slunovrat

Okamžik, kdy Slunce dosáhne své nejsevernější (kolem 21. června) nebo nejjižnější (kolem 21. prosince) deklinace. Dává nejdelší a nejkratší dny.

Viz také: Rovnodennost, Deklinace

Specifická orbitální energie

Orbitální energie na jednotku hmotnosti. Záporný pro vázané (eliptické) dráhy, nula pro parabolické úniky, kladný pro hyperbolické.

Vzorec ε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)

Viz také: Vis-viva rovnice, Úniková rychlost

Synodický měsíc

Doba mezi dvěma stejnými fázemi Měsíce, např. nový Měsíc k novému Měsíci: v průměru 29,531 dnů.

Vzorec 1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_year

Kde: P_sid siderický měsíc, 27.322 dnů; P_year siderický rok, 365.256 dnů

Viz také: Siderický měsíc

U

Umbra a penumbra

Umbra je tmavá centrální část stínu, kde je světelný zdroj zcela skrytý; penumbra je vnější část, kde je pouze částečně skrytý.

Viz také: Zatmění

V

Vis-viva rovnice

Dává orbitální rychlost v libovolné vzdálenosti od velikosti oběžné dráhy. Vyjadřuje zachování energie.

Vzorec v = √(μ (2/r − 1/a))

Kde: μ Gravitační parametr; r aktuální vzdálenost; a Velká poloosa

Viz také: Specifická orbitální energie, Kruhová oběžná rychlost

Nástroje a lekce používají zjednodušené modely pouze pro výuku, nesmí být použity pro navigaci, plánování misí nebo jakékoli operační rozhodnutí. Certifikáty jsou zdarma a neakreditované. Přečtěte si prohlášení o vzdělávacím obsahu