Glossar

A

Apoapsis

Der Punkt einer Umlaufbahn, der am weitesten vom Zentralkörper entfernt ist, in der Entfernung a(1 + e). Um die Sonne herum nennt man es Aphelium, um die Erde herum Apogee.

Formel r_a = a (1 + e)

Siehe auch: Periapsis

Argument der Periapsis (ω)

Der Winkel, gemessen in der Bahnebene vom aufsteigenden Knoten zum Periapsis.

Formel ϖ = Ω + ω

Where: ϖ Längengrad der Periapsis; Ω Längengrad des aufsteigenden Knotens

Siehe auch: Länge des aufsteigenden Knotens (Ω), Periapsis

Astronomische Einheit (au)

Eine Längeneinheit, die als genau 149.597.870.700 Meter definiert ist, ungefähr der durchschnittliche Abstand zwischen Erde und Sonne. Definiert durch IAU 2012 Resolution B2.

Siehe auch: Lichtzeit, Lichtjahr

Axiale Neigung (Schräglage)

Der Winkel zwischen der Drehachse eines Körpers und dem senkrechten Winkel zur Umlaufbahn. Der der Erde beträgt etwa 23,44°, was die Jahreszeiten verursacht. Der Uranus hat einen Winkel von etwa 98°.

Siehe auch: Deklination, Sonnenwende, Equinox

B

Bortle-Skala

Eine neun-Klassen-Skala der Nachthimmel Dunkelheit eingeführt von John E. Bortle in Sky & Telescope (2001), von Klasse 1 (ausgezeichneter dunkler Standort, Sterne bis Größe 7,6 bis 8,0) bis Klasse 9 (Innenstadt, Größe bestenfalls 4,0).

Siehe auch: Magnitude, Lichtverschmutzung

K

Kreisbahngeschwindigkeit

Die Geschwindigkeit, die für eine Kreisbahn bei Abstand r benötigt wird. Kurz über der Erdoberfläche beträgt sie etwa 7,9 km/s.

Formel v_c = √(μ / r)

Where: μ Gravitationsparameter; r Entfernung vom Zentrum

Siehe auch: Fluchtgeschwindigkeit, Vis-viva-Gleichung

C

Constellation

Eine von 88 offiziell definierten Himmelsregionen (IAU, 1922 bis 1930), benannt nach einem traditionellen Sternbild wie Orion. Die Sterne in einer Konstellation sind meist sehr unterschiedlich weit voneinander entfernt.

Siehe auch: Magnitude

D

Deklination

Der Winkel eines Punktes am Himmel nördlich (+) oder südlich (−) des Himmelsäquators, dem himmlischen Äquivalent der Breite. Die Deklination der Sonne schwankt im Laufe des Jahres zwischen +23,44° und −23,44°.

Formel sin δ = sin ε · sin λ

Where: δ Deklination der Sonne; ε Neigung der Ekliptik; λ Ekliptische Länge der Sonne

Siehe auch: Axiale Neigung (Schräglage), Sonnenwende

Delta-v

Geschwindigkeitsänderung in km/s. Es ist die Währung der Raumfahrt: Jedes Manöver kostet Delta-V, und das Treibstoff einer Rakete bestimmt, wie viel sie hat.

Formel Δv = v_e ln(m₀ / m_f)

Where: v_e Effektive Abgasgeschwindigkeit; m₀, m_f Anfangs- und Endmasse

Siehe auch: Hohmann-Transfer, Oberth-Effekt

Z

Zwergplanet

Ein Körper, der die Sonne umkreist und fast rund ist, aber seine Umlaufbahn nicht geräumt hat und kein Mond ist (IAU 2006). Beispiele: Ceres, Pluto, Eris, Haumea, Makemake.

Siehe auch: Planet, Kuipergürtel

E

Exzentrizität (e)

Wie gestreckt eine Umlaufbahn ist: 0 für einen Kreis, zwischen 0 und 1 für eine Ellipse, 1 für eine Parabel und über 1 für eine Hyperbel.

Siehe auch: Ellipse, Periapsis

Eclipse

Wenn ein Körper in den Schatten eines anderen übergeht. Sonnenfinsternis: Der Schatten des Mondes fällt auf die Erde (bei Neumond). Mondfinsternis: Der Mond durchquert den Erdschatten (bei Vollmond).

Siehe auch: Knoten, Umbra und Penumbra

Ekliptik

Die Ebene der Erdumlaufbahn um die Sonne und die scheinbare Jahresbahn der Sonne über den Himmel. Es ist die übliche Bezugsebene für Umlaufbahnen von Körpern des Sonnensystems. Er ist etwa 23,44° zum Äquator der Erde geneigt.

Siehe auch: Axiale Neigung (Schräglage), Neigung (i), Knoten

Ellipse

Eine geschlossene Kurve, die Menge der Punkte, deren Entfernungen zu zwei festen Punkten (Brennpunkten) sich auf eine Konstante summieren. Gebundene Bahnen sind Ellipsen mit dem Zentralkörper in einem Brennpunkt (Keplers erstes Gesetz).

Formel r = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)

Where: a Große Halbachse; e Exzentrizität; ν Wahre Anomalie

Siehe auch: Exzentrizität (e), Halb-Große Achse (a)

Equinox

Der Moment, in dem die Sonne den Himmelsäquator überquert (Deklination 0°), etwa am 20. März und am 22. September. Tag und Nacht sind überall ungefähr gleich.

Siehe auch: Sonnenwende, Deklination

F

Fluchtgeschwindigkeit

Die minimale Geschwindigkeit, mit der ein unbewegter Körper einen schwebenden Körper für immer verlässt. Es ist √2 mal die Kreisgeschwindigkeit bei der gleichen Entfernung. Erdoberfläche: 11,2 km/s.

Formel v_esc = √(2μ / r)

Siehe auch: Kreisbahngeschwindigkeit, Spezifische Orbitalenergie

Freier Fall

Bewegung unter Schwerkraft allein. Astronauten in der Umlaufbahn fühlen sich schwerelos, weil sie und ihr Raumschiff zusammen im freien Fall sind, nicht weil die Schwerkraft fehlt.

Siehe auch: Orbit, Gravity

G

Gravitationsparameter (μ)

Das Produkt der Gravitationskonstante und der Masse eines Körpers, μ = GM. Sie wird viel genauer gemessen als G oder M allein. Erde: 398.600,4 km³/s²; Sonne: 1,32712 × 10¹¹ km³/s².

Formel μ = G M

Siehe auch: Gravity, Vis-viva-Gleichung

Gravity

Die Anziehung zwischen Massen. In Newtons Beschreibung ist die Kraft proportional zu beiden Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat ihres Abstands.

Formel F = G M m / r²

Where: G 6,67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² (CODATA 2018); M, m Die zwei Massen; r Abstand zwischen den Zentren

Siehe auch: Gravitationsparameter (μ), Freier Fall

H

Hohmann-Transfer

Der Zwei-Brenn-Transfer mit minimaler Energie zwischen zwei kreisförmigen, koplanaren Bahnen entlang der Hälfte einer Ellipse, die beide berührt.

Formel a_t = (r₁ + r₂) / 2

Siehe auch: Delta-v, Vis-viva-Gleichung

N

Neigung (i)

Die Neigung einer Bahnebene relativ zu einer Bezugsebene (die Ekliptik für Planeten, der Äquator für Satelliten). Oberhalb von 90° ist die Umlaufbahn retrograd.

Siehe auch: Länge des aufsteigenden Knotens (Ω), Retrograd

K

Keplers drittes Gesetz

Das Quadrat der Umlaufzeit ist proportional zum Würfel der Großhalbachse. Um die Sonne, wobei T in Jahren und a in au steht, ist T² = a³.

Formel T² / a³ = 4π² / μ

Where: T Umlaufzeit; a Große Halbachse; μ G(M + m)

Siehe auch: Umlaufzeit, Halb-Große Achse (a)

Kuipergürtel

Eine Region von Eiskörpern jenseits des Neptun, etwa 30 bis 50 AE von der Sonne entfernt. Pluto, Haumea und Makemake umkreisen ihn.

Siehe auch: Asteroidengürtel, Zwergplanet

L

Lichtverschmutzung

Übermäßiges oder falsches künstliches Licht, insbesondere Himmelsschein, der die Sterne verdeckt. Es wirkt sich auch auf die Tierwelt aus und verschwendet Energie.

Siehe auch: Bortle-Skala

Lichtzeit

Das Zeitlicht muss eine bestimmte Entfernung zurücklegen. Sonnenlicht braucht etwa 8 Minuten und 19 Sekunden, um die Erde zu erreichen. Befehle an Raumfahrzeuge werden um die Lichtzeit verzögert.

Formel t = d / c

Where: d Distanz; c Lichtgeschwindigkeit, 299.792,458 km/s

Siehe auch: Astronomische Einheit (au)

Lichtjahr

Die Entfernung, die das Licht im Vakuum in einem julianischen Jahr (365,25 Tage) zurücklegt, beträgt etwa 9,46 Billionen km oder 63.241 AU. Es ist eine Entfernung, keine Zeit.

Formel 1 ly = c × 365.25 × 86,400 s

Where: c Lichtgeschwindigkeit, 299.792,458 km/s

Siehe auch: Astronomische Einheit (au), Lichtzeit

Länge des aufsteigenden Knotens (Ω)

Der Winkel, gemessen in der Bezugsebene von der Bezugsrichtung bis zum Punkt, an dem die Umlaufbahn die Ebene nach Norden kreuzt.

Siehe auch: Knoten, Neigung (i), Argument der Periapsis (ω)

M

Magnitude

Eine logarithmische Helligkeitsskala, wobei kleinere Zahlen heller sind. Fünf Magnituden sind genau ein Faktor von 100 in der Helligkeit.

Formel m₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)

Where: m Magnitude; F Beobachteter Fluss

Siehe auch: Bortle-Skala

A

Asteroidengürtel

Die Region zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter, etwa 2,2 bis 3,3 AE von der Sonne entfernt, wo die meisten bekannten Asteroiden umlaufen. Trotz seines Rufs ist er größtenteils leerer Raum; sein größter Körper ist der Zwergplanet Ceres.

Siehe auch: Kuipergürtel, Zwergplanet

D

Durchschnittliche Anomalie (M)

Ein Winkel, der mit der Zeit gleichmäßig zunimmt, 360° pro Umlauf. Die tatsächliche Position ergibt sich aus Keplers Gleichung.

Formel M = E − e sin E

Where: E Exzentrische Anomalie; e Exzentrizität

Siehe auch: Exzentrizität (e)

K

Knoten

Einer der beiden Punkte, an denen eine Umlaufbahn eine Bezugsebene kreuzt. Die Mondknoten liegen auf der Ekliptik; Finsternisse treten nur auf, wenn ein Neumond oder Vollmond in der Nähe eines Knotens auftritt.

Siehe auch: Länge des aufsteigenden Knotens (Ω), Eclipse

O

Oberth-Effekt

Eine Verbrennung, die dort erfolgt, wo sich ein Raumschiff am schnellsten bewegt (tief in einem Schwerkraftbrunnen), verändert seine Umlaufbahn-Energie am meisten. Der Start aus der niedrigen Umlaufbahn kostet daher weniger als die Restgeschwindigkeit, die Sie weit weg wollen.

Formel Δv = √(v∞² + v_esc²) − v_c

Where: v∞ Hyperbolische Übergeschwindigkeit; v_esc Fluchtgeschwindigkeit bei der Verbrennung; v_c Kreisgeschwindigkeit am Brennpunkt

Siehe auch: Delta-v, Fluchtgeschwindigkeit

Orbit

Der Weg eines Körpers, der sich unter der Schwerkraft eines anderen bewegt. Im Zweikörperfall ist es ein Kegelschnitt: eine Ellipse (geschlossen), eine Parabel oder eine Hyperbel (offen).

Siehe auch: Ellipse, Keplers drittes Gesetz, Freier Fall

U

Umlaufzeit

Die benötigte Zeit, um eine Umlaufbahn zu absolvieren. Die siderische Periode wird gegenüber den Sternen gemessen; die synodische Periode wird relativ zu einem anderen sich bewegenden Körper, wie der Sonne von der Erde aus gesehen, gemessen.

Formel T = 2π √(a³/μ)

Where: a Große Halbachse; μ Gravitationsparameter des Zentralkörpers

Siehe auch: Keplers drittes Gesetz, Synodischer Monat

P

Periapsis

Der Punkt einer Umlaufbahn, der dem Zentralkörper am nächsten liegt, in der Entfernung a(1 − e). Um die Sonne herum nennt man es Perihelium, um die Erde herum Perigee.

Formel r_p = a (1 − e)

Siehe auch: Apoapsis, Perihel

Perihel

Der Punkt einer Umlaufbahn um die Sonne, der der Sonne am nächsten ist. Die Erde passiert ihn Anfang Januar in etwa 147,1 Millionen km Entfernung. Der entfernteste Punkt ist das Aphelium.

Siehe auch: Periapsis, Apoapsis

Planet

Nach der IAU-Definition von 2006 ist ein Körper, der die Sonne umkreist, massiv genug, um unter seiner eigenen Schwerkraft nahezu rund zu sein, und hat die Umgebung um seine Bahn geräumt. Das Sonnensystem hat acht.

Siehe auch: Zwergplanet, Orbit

R

Retrograd

Bewegung oder Drehung in die entgegengesetzte Richtung zu den meisten Körpern im System. Die Venus dreht sich rückläufig; Triton und der Halleysche Komet umkreisen die Sonne rückläufig (Neigung über 90°).

Siehe auch: Neigung (i), Sonnentag

H

Halb-Große Achse (a)

Die Hälfte des längsten Durchmessers einer Ellipse. Sie legt die Größe der Umlaufbahn, ihre Energie und ihre Periode fest.

Formel a = (r_p + r_a) / 2

Where: r_p Periapsis; r_a Apoapsisdistanz

Siehe auch: Keplers drittes Gesetz, Ellipse

S

Siderischer Tag

Die Zeit, die ein Körper braucht, um sich einmal relativ zu den entfernten Sternen zu drehen. Für die Erde: 23 h 56 min 4,09 s.

Siehe auch: Sonnentag

Siderischer Monat

Die Zeit, die der Mond braucht, um die Erde einmal relativ zu den Sternen zu umkreisen: 27.322 Tage.

Siehe auch: Synodischer Monat

Sonnentag

Die Zeit von einem Mittag zum nächsten, d.h. eine Rotation relativ zur Sonne. Er unterscheidet sich vom siderischen Tag dadurch, dass sich der Körper auch entlang seiner Umlaufbahn bewegt.

Formel 1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orb

Where: P_rot Siderische Rotationsperiode (negativ bei rückläufiger Bewegung); P_orb Umlaufzeit

Siehe auch: Siderischer Tag, Retrograd

Sonnenwende

Der Moment, in dem die Sonne ihre nördlichste (um den 21. Juni) oder südlichste (um den 21. Dezember) Deklination erreicht. Es gibt die längsten und kürzesten Tage.

Siehe auch: Equinox, Deklination

Spezifische Orbitalenergie

Orbitalenergie pro Masseneinheit. Negativ für gebundene (elliptische) Umlaufbahnen, Null für parabolische Flucht, positiv für hyperbolische.

Formel ε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)

Siehe auch: Vis-viva-Gleichung, Fluchtgeschwindigkeit

Synodischer Monat

Die Zeit zwischen zwei identischen Mondphasen, z.B. Neumond zu Neumond: im Durchschnitt 29,531 Tage.

Formel 1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_year

Where: P_sid Siderischer Monat, 27.322 Tage; P_year Siderisches Jahr, 365.256 Tage

Siehe auch: Siderischer Monat

U

Umbra und Penumbra

Die Umbra ist der dunkle zentrale Teil eines Schattens, in dem die Lichtquelle vollständig verborgen ist; die Halbschatten ist der äußere Teil, in dem sie nur teilweise verborgen ist.

Siehe auch: Eclipse

V

Vis-viva-Gleichung

Gibt die Umlaufgeschwindigkeit bei beliebiger Entfernung allein von der Größe der Umlaufbahn an. Es drückt die Erhaltung der Energie aus.

Formel v = √(μ (2/r − 1/a))

Where: μ Gravitationsparameter; r Aktuelle Entfernung; a Große Halbachse

Siehe auch: Spezifische Orbitalenergie, Kreisbahngeschwindigkeit

Die Tools und Lektionen verwenden vereinfachte Modelle nur zum Lernen, sie dürfen nicht für die Navigation, Missionsplanung oder andere operative Entscheidungen verwendet werden. Zertifikate sind kostenlos und nicht akkreditiert. Lesen Sie den Haftungsausschluss für Bildungsinhalte