NASA, ESA, M. Robberto ( Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team (CC BY 4.0)
- Apoapsis
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El punto de una órbita más alejado del cuerpo central, a la distancia a(1 + e). Alrededor del Sol se llama afelio, alrededor de la Tierra apogeo.
Fórmular_a = a (1 + e)Véase también: Periapsis
- Argumento de periapsis (ω)
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El ángulo, medido en el plano orbital desde el nodo ascendente hasta el periapsis.
Fórmulaϖ = Ω + ωDónde:
ϖLongitud de la periapsis;ΩLongitud del nodo ascendenteVéase también: Longitud del nodo ascendente (Ω), Periapsis
- Unidad astronómica (au)
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Una unidad de longitud definida como exactamente 149.597.870.700 metros, aproximadamente la distancia promedio entre la Tierra y el Sol. Definido por la Resolución B2 de la UAI 2012.
Véase también: Tiempo de luz, Año luz
- Inclinación axial (oblicidad)
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El ángulo entre el eje de rotación de un cuerpo y la perpendicular a su plano orbital. La de la Tierra es de aproximadamente 23.44°, lo que causa las estaciones. El de Urano es de aproximadamente 98°.
Véase también: Declinación, Solsticio, Equinoccio
- Escala de Bortle
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Una escala de nueve clases de oscuridad del cielo nocturno introducida por John E. Bortle en Sky & Telescope (2001), desde la clase 1 (excelente sitio oscuro, estrellas de magnitud 7.6 a 8.0) hasta la clase 9 (centro de la ciudad, magnitud 4.0 como mucho).
Véase también: Magnitud, Contaminación lumínica
- Velocidad orbital circular
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La velocidad necesaria para una órbita circular a la distancia r. Justo por encima de la superficie terrestre es de unos 7,9 km/s.
Fórmulav_c = √(μ / r)Dónde:
μParámetro gravitacional;rDistancia desde el centroVéase también: Velocidad de escape, Ecuación de vis-à-vis
- Constelación
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Una de las 88 regiones oficialmente definidas del cielo (UAI, 1922 a 1930), llamada así por un patrón estelar tradicional como Orión. Las estrellas de una constelación suelen estar a distancias muy diferentes.
Véase también: Magnitud
- Declinación
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El ángulo de un punto en el cielo al norte (+) o al sur (−) del ecuador celeste, el equivalente celeste de la latitud. La declinación del Sol oscila entre +23,44° y −23,44° durante el año.
Fórmulasin δ = sin ε · sin λDónde:
δDeclinación del Sol;εLa inclinación de la eclíptica;λLongitud eclíptica del SolVéase también: Inclinación axial (oblicidad), Solsticio
- Delta-v
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Cambio de velocidad, en km/s. Es la moneda de los vuelos espaciales: cada maniobra cuesta delta-v, y el propulsor de un cohete determina cuánto tiene.
FórmulaΔv = v_e ln(m₀ / m_f)Dónde:
v_eVelocidad de escape efectiva;m₀, m_fMasa inicial y finalVéase también: Transferencia de Hohmann, Efecto de Oberth
- Planeta enano
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Un cuerpo que orbita el Sol y es casi redondo, pero no ha despejado su vecindad orbital y no es una luna (IAU 2006). Ejemplos: Ceres, Plutón, Eris, Haumea, Makemake.
Véase también: Planeta, Cinturón de Kuiper
- La excentricidad (e)
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Cómo está estirada una órbita: 0 para un círculo, entre 0 y 1 para una elipse, 1 para una parábola y por encima de 1 para una hipérbole.
- Eclipse
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Cuando un cuerpo pasa a la sombra de otro. Eclipse solar: la sombra de la Luna cae sobre la Tierra (en luna nueva). Eclipse lunar: la Luna pasa a través de la sombra de la Tierra (en luna llena).
Véase también: Node, Umbra y penumbra
- Eclíptica
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El plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, y el camino anual aparente del Sol a través del cielo. Es el plano de referencia habitual para las órbitas de los cuerpos del sistema solar. Está inclinado unos 23,44° respecto al ecuador de la Tierra.
Véase también: Inclinación axial (oblicidad), Inclinación (i), Node
- Elipse
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Una curva cerrada, el conjunto de puntos cuyas distancias a dos puntos fijos (focos) suman una constante. Las órbitas enlazadas son elipses con el cuerpo central en un foco (primera ley de Kepler).
Fórmular = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)Dónde:
asemieje mayor;eexcentricidad;νLa verdadera anomalíaVéase también: La excentricidad (e), Semieje mayor (a)
- Equinoccio
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El momento en que el Sol cruza el ecuador celeste (declinación 0°), alrededor del 20 de marzo y el 22 de septiembre. El día y la noche son casi iguales en todas partes.
Véase también: Solsticio, Declinación
- Velocidad de escape
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Velocidad mínima a la que un cuerpo sin potencia abandona para siempre un cuerpo gravitatorio. Es √2 veces la velocidad circular a la misma distancia. Superficie terrestre: 11,2 km/s.
Fórmulav_esc = √(2μ / r)Véase también: Velocidad orbital circular, Energía orbital específica
- La caída libre
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Movimiento bajo gravedad únicamente. Los astronautas en órbita se sienten ingravidos porque ellos y su nave espacial están en caída libre juntos, no porque la gravedad esté ausente.
- Parámetro gravitacional (μ)
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El producto de la constante gravitacional y la masa de un cuerpo, μ = GM. Se mide con mucha más precisión que G o M solos. Tierra: 398.600,4 km³/s²; Sol: 1,32712 × 10¹¹ km³/s².
Fórmulaμ = G MVéase también: Gravedad, Ecuación de vis-à-vis
- Gravedad
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La atracción entre masas. En la descripción de Newton, la fuerza es proporcional a ambas masas e inversamente proporcional al cuadrado de su distancia.
FórmulaF = G M m / r²Dónde:
G6,67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² (CODATA 2018);M, mLas dos masas;rDistancia entre centrosVéase también: Parámetro gravitacional (μ), La caída libre
- Transferencia de Hohmann
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La transferencia de dos quemaduras de energía mínima entre dos órbitas circulares y coplanares, a lo largo de la mitad de una elipse que toca ambas.
Fórmulaa_t = (r₁ + r₂) / 2Véase también: Delta-v, Ecuación de vis-à-vis
- Inclinación (i)
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La inclinación de un plano orbital en relación a un plano de referencia (la eclíptica para los planetas, el ecuador para los satélites). Por encima de 90° la órbita es retrógrada.
Véase también: Longitud del nodo ascendente (Ω), Retrógrado
- Tercera ley de Kepler
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El cuadrado del período orbital es proporcional al cubo del semieje mayor. Alrededor del Sol, con T en años y a en au, T² = a³.
FórmulaT² / a³ = 4π² / μDónde:
TPeríodo orbital;asemieje mayor;μG(M + m)Véase también: Período orbital, Semieje mayor (a)
- Cinturón de Kuiper
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Una región de cuerpos helados más allá de Neptuno, desde unas 30 a 50 UA del Sol. Plutón, Haumea y Makemake orbitan allí.
Véase también: Cinturón de asteroides, Planeta enano
- Contaminación lumínica
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Luz artificial excesiva o mal dirigida, especialmente el resplandor del cielo que oculta las estrellas. También afecta a la vida silvestre y desperdicia energía.
Véase también: Escala de Bortle
- Tiempo de luz
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La luz del tiempo necesita viajar una distancia dada. La luz solar tarda unos 8 minutos y 19 segundos en llegar a la Tierra. Las órdenes a las naves espaciales se retrasan por el tiempo-luz.
Fórmulat = d / cDónde:
dDistancia;cVelocidad de la luz, 299.792,458 km/sVéase también: Unidad astronómica (au)
- Año luz
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La distancia que recorre la luz en el vacío en un año juliano (365,25 días): alrededor de 9,46 billones de kilómetros, o 63.241 au. Es una distancia, no un tiempo.
Fórmula1 ly = c × 365.25 × 86,400 sDónde:
cVelocidad de la luz, 299.792,458 km/sVéase también: Unidad astronómica (au), Tiempo de luz
- Longitud del nodo ascendente (Ω)
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El ángulo, medido en el plano de referencia desde la dirección de referencia, hasta el punto donde la órbita cruza el plano hacia el norte.
Véase también: Node, Inclinación (i), Argumento de periapsis (ω)
- Magnitud
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Una escala logarítmica de brillo, donde los números más pequeños son más brillantes. Cinco magnitudes son exactamente un factor de 100 en brillo.
Fórmulam₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)Dónde:
mmagnitud;FFlujo observadoVéase también: Escala de Bortle
- Cinturón de asteroides
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La región entre las órbitas de Marte y Júpiter, aproximadamente a 2.2 a 3.3 UA del Sol, donde orbitan la mayoría de los asteroides conocidos. A pesar de su reputación, es en su mayoría espacio vacío; su cuerpo más grande es el planeta enano Ceres.
Véase también: Cinturón de Kuiper, Planeta enano
- Anomalía media (M)
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Un ángulo que aumenta uniformemente con el tiempo, 360° por órbita. La posición real se deriva de la ecuación de Kepler.
FórmulaM = E − e sin EDónde:
Eanomalía excéntrica;eexcentricidadVéase también: La excentricidad (e)
- Node
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Uno de los dos puntos donde una órbita cruza un plano de referencia. Los nodos de la Luna se encuentran en la eclíptica; los eclipses ocurren solo cuando una luna nueva o llena ocurre cerca de un nodo.
Véase también: Longitud del nodo ascendente (Ω), Eclipse
- Efecto de Oberth
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Una quemadura hecha donde una nave espacial se mueve más rápido (profundamente en un pozo de gravedad) cambia su energía orbital más. Por lo tanto, salir de la órbita baja cuesta menos que la velocidad residual que deseas lejos.
FórmulaΔv = √(v∞² + v_esc²) − v_cDónde:
v∞Velocidad excesiva hiperbólica;v_escVelocidad de escape en la quemadura;v_cVelocidad circular en la quemaduraVéase también: Delta-v, Velocidad de escape
- Órbita
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La trayectoria de un cuerpo que se mueve bajo la gravedad de otro. En el caso de dos cuerpos es una sección cónica: una elipse (cerrada), una parábola o una hipérbola (abierta).
Véase también: Elipse, Tercera ley de Kepler, La caída libre
- Período orbital
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El tiempo necesario para completar una órbita. El período sideral se mide en relación con las estrellas; el período sinódico se mide en relación a otro cuerpo en movimiento, como el Sol visto desde la Tierra.
FórmulaT = 2π √(a³/μ)Dónde:
asemieje mayor;μParámetro gravitatorio del cuerpo centralVéase también: Tercera ley de Kepler, Mes sinódico
- Periapsis
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El punto de una órbita más cercano al cuerpo central, a la distancia a(1 − e). Alrededor del Sol se llama perihelio, alrededor de la Tierra perigeo.
Fórmular_p = a (1 − e) - Perihelio
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El punto de una órbita alrededor del Sol más cercano al Sol. La Tierra lo pasa a principios de enero a unos 147,1 millones de km. El punto más lejano es el afelio.
- Planeta
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Según la definición de 2006 de la UAI, un cuerpo que orbita el Sol es lo suficientemente masivo como para ser casi redondo bajo su propia gravedad y ha despejado el vecindario alrededor de su órbita. El sistema solar tiene ocho.
Véase también: Planeta enano, Órbita
- Retrógrado
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Se mueve o gira en la dirección opuesta a la mayoría de los cuerpos del sistema. Venus gira retrógrado; Tritón y el Cometa de Halley orbitan retrógrado (inclinación por encima de 90°).
Véase también: Inclinación (i), El día solar
- Semieje mayor (a)
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La mitad del diámetro más largo de una elipse. Establece el tamaño de la órbita, su energía y su período.
Fórmulaa = (r_p + r_a) / 2Dónde:
r_pDistancia de periapsis;r_aDistancia de apoapsisVéase también: Tercera ley de Kepler, Elipse
- Día sideral
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El tiempo que tarda un cuerpo en rotar una vez con respecto a las estrellas distantes. Para la Tierra: 23 h 56 min 4,09 s.
Véase también: El día solar
- Mes sideral
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El tiempo que la Luna tarda en orbitar la Tierra una vez respecto a las estrellas: 27,322 días.
Véase también: Mes sinódico
- El día solar
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El tiempo de un mediodía al siguiente, es decir, una rotación en relación con el Sol. Difiere del día sideral porque el cuerpo también se mueve a lo largo de su órbita.
Fórmula1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orbDónde:
P_rotPeríodo de rotación sideral (negativo si es retrógrado);P_orbPeríodo orbitalVéase también: Día sideral, Retrógrado
- Solsticio
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El momento en que el Sol alcanza su declinación más al norte (alrededor del 21 de junio) o al sur (alrededor del 21 de diciembre). Da los días más largos y más cortos.
Véase también: Equinoccio, Declinación
- Energía orbital específica
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Energía orbital por unidad de masa. Negativo para las órbitas enlazadas (elípticas), cero para el escape parabólico, positivo para la hiperbólica.
Fórmulaε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)Véase también: Ecuación de vis-à-vis, Velocidad de escape
- Mes sinódico
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El tiempo entre dos fases lunares idénticas, por ejemplo de Luna nueva a Luna nueva: 29.531 días en promedio.
Fórmula1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_yearDónde:
P_sidMes sideral, 27.322 días;P_yearAño sideral, 365.256 díasVéase también: Mes sideral
- Umbra y penumbra
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La umbra es la parte central oscura de una sombra donde la fuente de luz está completamente oculta; la penumbra es la parte exterior donde solo está parcialmente oculta.
Véase también: Eclipse
- Ecuación de vis-à-vis
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Da la velocidad orbital a cualquier distancia del tamaño de la órbita solo. Expresa la conservación de energía.
Fórmulav = √(μ (2/r − 1/a))Dónde:
μParámetro gravitacional;rDistancia actual;asemieje mayorVéase también: Energía orbital específica, Velocidad orbital circular
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