Glossario

A

Apoapside

Il punto di un’orbita più lontano dal corpo centrale, alla distanza a(1 + e). Intorno al Sole si chiama afelio, intorno alla Terra apogeo.

Formula r_a = a (1 + e)

Vedi anche: Periapsis

Argomento di periapsis (ω)

L’angolo, misurato nel piano orbitale dal nodo ascendente, al periapice.

Formula ϖ = Ω + ω

Dove: ϖ Longitudine del periapsis; Ω Longitudine del nodo ascendente

Vedi anche: Longitudine del nodo ascendente (Ω), Periapsis

U

Unità astronomica (au)

Unità di lunghezza definita esattamente come 149.597.870.700 metri, approssimativamente la distanza media tra la Terra e il Sole. Definito dalla Risoluzione IAU 2012 B2.

Vedi anche: Tempo-luce, Anno luce

I

Inclinazione assiale (obliquità)

Angolo tra l’asse di rotazione di un corpo e la perpendicolare al suo piano orbitale. La Terra è di circa 23,44 °, che causa le stagioni. L’angolo di Urano è di circa 98°.

Vedi anche: Declinazione, Solstizio d'inverno, Equinozio

S

Scala di Bortle

Una scala di nove classi di oscurità del cielo notturno introdotta da John E. Bortle in Sky & Telescope (2001), dalla classe 1 (eccellente sito buio, stelle di magnitudine compresa tra 7,6 e 8,0) alla classe 9 (centro città, magnitudine al massimo 4,0).

Vedi anche: Magnitudine, Inquinamento luminoso

V

Velocità orbitale circolare

La velocità necessaria per un’orbita circolare alla distanza r. Appena sopra la superficie terrestre è di circa 7,9 km/s.

Formula v_c = √(μ / r)

Dove: μ Parametro di gravità; r Distanza dal centro

Vedi anche: Velocità di fuga, Equazione di Vis-Viva

C

Costellazione

Una delle 88 regioni del cielo ufficialmente definite (IAU, dal 1922 al 1930), che prende il nome da un modello stellare tradizionale come Orione. Le stelle in una costellazione sono di solito a distanze molto diverse.

Vedi anche: Magnitudine

D

Declinazione

L’angolo di un punto del cielo a nord (+) o a sud (−) dell’equatore celeste, l’equivalente della latitudine nel cielo. La declinazione del Sole oscilla tra +23,44° e −23,44° durante l’anno.

Formula sin δ = sin ε · sin λ

Dove: δ La declinazione del sole; ε Obliquità dell'eclittica; λ Longitudine eclittica del Sole

Vedi anche: Inclinazione assiale (obliquità), Solstizio d'inverno

Delta-v

Variazione di velocità, in km/s. È la valuta dei voli spaziali: ogni manovra costa delta-v, e il propellente di un razzo ne determina la quantità.

Formula Δv = v_e ln(m₀ / m_f)

Dove: v_e Velocità di scarico effettiva; m₀, m_f Massa iniziale e finale

Vedi anche: Trasferimento di Hohmann, Effetto di Oberth

I

Il pianeta nano

Un corpo che orbita intorno al Sole ed è quasi rotondo, ma non ha ancora liberato il suo vicinato orbitale e non è una luna (IAU 2006). Esempi: Cerere, Plutone, Eris, Haumea, Makemake.

Vedi anche: Pianeta, Fascia di Kuiper

E

Eccentricità (e)

Quanto è allungata un’orbita: 0 per un cerchio, tra 0 e 1 per un’ellisse, 1 per una parabola e sopra 1 per un’iperbola.

Vedi anche: Ellisse, Periapsis

Eclissi

Quando un corpo passa nell’ombra di un altro. Eclissi solare: l’ombra della Luna cade sulla Terra (a luna nuova). Eclissi lunare: la Luna passa attraverso l’ombra della Terra (a luna piena).

Vedi anche: Nodo, Umbra e penombra

Eclittica

Il piano dell’orbita della Terra attorno al Sole, e il percorso annuale apparente del Sole attraverso il cielo. È il solito piano di riferimento per le orbite dei corpi del sistema solare. È inclinato di circa 23,44° rispetto all’equatore terrestre.

Vedi anche: Inclinazione assiale (obliquità), Inclinazione (i), Nodo

Ellisse

Una curva chiusa, l’insieme di punti le cui distanze da due punti fissi (foci) sommano una costante. Le orbite legate sono ellissi con il corpo centrale in un fuoco (prima legge di Keplero).

Formula r = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)

Dove: a Semiasse maggiore; e eccentricità; ν Una vera anomalia

Vedi anche: Eccentricità (e), Semiasse maggiore (a)

Equinozio

Il momento in cui il Sole attraversa l’equatore celeste (declinazione 0°), intorno al 20 marzo e al 22 settembre. Giorno e notte sono più o meno uguali ovunque.

Vedi anche: Solstizio d'inverno, Declinazione

V

Velocità di fuga

La velocità minima alla quale un corpo non alimentato lascia per sempre un corpo gravitante. È √2 volte la velocità circolare alla stessa distanza. Superficie terrestre: 11,2 km/s.

Formula v_esc = √(2μ / r)

Vedi anche: Velocità orbitale circolare, Energia orbitale specifica

L

La caduta libera

Movimento sotto la sola gravità. Gli astronauti in orbita si sentono senza peso perché loro e la loro navicella spaziale sono in caduta libera insieme, non perché la gravità è assente.

Vedi anche: Orbita, Gravità

P

Parametro gravitazionale (μ)

Il prodotto della costante gravitazionale e la massa di un corpo, μ = GM. Viene misurato con molta più precisione rispetto a G o M da soli. Terra: 398.600,4 km³/s²; Sole: 1,32712 × 10¹¹ km³/s².

Formula μ = G M

Vedi anche: Gravità, Equazione di Vis-Viva

G

Gravità

L’attrazione tra le masse. Nella descrizione di Newton la forza è proporzionale a entrambe le masse e inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza.

Formula F = G M m / r²

Dove: G 6.67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² (CODATA 2018); M, m Le due masse; r Distanza tra i centri

Vedi anche: Parametro gravitazionale (μ), La caduta libera

T

Trasferimento di Hohmann

Il trasferimento a due fuochi di energia minima tra due orbite circolari e coplanari, lungo metà di un’ellisse che tocca entrambe.

Formula a_t = (r₁ + r₂) / 2

Vedi anche: Delta-v, Equazione di Vis-Viva

I

Inclinazione (i)

L’inclinazione di un piano orbitale rispetto a un piano di riferimento (l’eclittica per i pianeti, l’equatore per i satelliti). Sopra i 90° l’orbita è retrograda.

Vedi anche: Longitudine del nodo ascendente (Ω), Retrogrado

T

Terza legge di Keplero

Il quadrato del periodo orbitale è proporzionale al cubo del semiasse maggiore. Intorno al Sole, con T in anni e a in au, T² = a³.

Formula T² / a³ = 4π² / μ

Dove: T Periodo orbitale; a Semiasse maggiore; μ G(M + m)

Vedi anche: Periodo orbitale, Semiasse maggiore (a)

F

Fascia di Kuiper

Una regione di corpi ghiacciati oltre Nettuno, da circa 30 a 50 UA dal Sole. Plutone, Haumea e Makemake orbitano lì.

Vedi anche: Fascia principale degli asteroidi, Il pianeta nano

I

Inquinamento luminoso

Luce artificiale eccessiva o mal orientata, in particolare il bagliore del cielo che nasconde le stelle. Colpisce anche la fauna selvatica e spreca energia.

Vedi anche: Scala di Bortle

T

Tempo-luce

La luce del tempo deve percorrere una determinata distanza. La luce solare impiega circa 8 minuti e 19 secondi per raggiungere la Terra. I comandi alle astronavi sono ritardati dal tempo-luce.

Formula t = d / c

Dove: d Distanza; c Velocità della luce, 299.792,458 km/s

Vedi anche: Unità astronomica (au)

A

Anno luce

La distanza percorsa dalla luce nel vuoto in un anno giuliano (365.25 giorni): circa 9.46 trilioni di km, o 63,241 au. È una distanza, non un tempo.

Formula 1 ly = c × 365.25 × 86,400 s

Dove: c Velocità della luce, 299.792,458 km/s

Vedi anche: Unità astronomica (au), Tempo-luce

L

Longitudine del nodo ascendente (Ω)

L’angolo, misurato nel piano di riferimento dalla direzione di riferimento, al punto in cui l’orbita interseca il piano andando verso nord.

Vedi anche: Nodo, Inclinazione (i), Argomento di periapsis (ω)

M

Magnitudine

Una scala logaritmica di luminosità, in cui i numeri più piccoli sono più luminosi. Cinque magnitudini sono esattamente un fattore di 100 in luminosità.

Formula m₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)

Dove: m magnitude; F Il flusso osservato

Vedi anche: Scala di Bortle

F

Fascia principale degli asteroidi

La regione tra le orbite di Marte e Giove, a circa 2,2-3,3 UA dal Sole, dove orbita la maggior parte degli asteroidi conosciuti. Nonostante la sua reputazione è per lo più spazio vuoto; il suo corpo più grande è il pianeta nano Cerere.

Vedi anche: Fascia di Kuiper, Il pianeta nano

A

Anomalie medie (M)

Un angolo che aumenta uniformemente con il tempo, 360° per orbita. La posizione effettiva segue dall’equazione di Keplero.

Formula M = E − e sin E

Dove: E anomalia eccentrica; e eccentricità

Vedi anche: Eccentricità (e)

N

Nodo

Uno dei due punti in cui un’orbita interseca un piano di riferimento. I nodi della Luna si trovano sull’eclittica; le eclissi avvengono solo quando una luna nuova o piena si verifica vicino a un nodo.

Vedi anche: Longitudine del nodo ascendente (Ω), Eclissi

E

Effetto di Oberth

Una bruciatura fatta dove una navicella spaziale si muove più velocemente (in profondità in un pozzo di gravità) cambia la sua energia orbitale di più. La partenza dall’orbita bassa costa quindi meno della velocità residua che si desidera lontano.

Formula Δv = √(v∞² + v_esc²) − v_c

Dove: v∞ Velocità in eccesso iperbolica; v_esc Velocità di fuga alla bruciatura; v_c Velocità circolare alla bruciatura

Vedi anche: Delta-v, Velocità di fuga

O

Orbita

Il percorso di un corpo che si muove sotto la gravità di un altro. Nel caso di due corpi è una sezione conica: un’ellisse (chiusa), una parabola o un’iperbola (aperta).

Vedi anche: Ellisse, Terza legge di Keplero, La caduta libera

P

Periodo orbitale

Il tempo impiegato per completare un’orbita. Il periodo siderale è misurato rispetto alle stelle; il periodo sinodico è misurato in relazione ad un altro corpo in movimento, come il Sole visto dalla Terra.

Formula T = 2π √(a³/μ)

Dove: a Semiasse maggiore; μ Parametro gravitazionale del corpo centrale

Vedi anche: Terza legge di Keplero, Mese sinodico

Periapsis

Il punto di un’orbita più vicino al corpo centrale, alla distanza a(1 − e). Intorno al Sole si chiama perielio, intorno alla Terra perigeo.

Formula r_p = a (1 − e)

Vedi anche: Apoapside, Perielio

Perielio

Il punto di un’orbita attorno al Sole più vicino al Sole. La Terra lo passa all’inizio di gennaio a circa 147,1 milioni di km. Il punto più lontano è l’afelio.

Vedi anche: Periapsis, Apoapside

Pianeta

Secondo la definizione dell’Unione Astronomica Internazionale del 2006, un corpo che orbita attorno al Sole è abbastanza massiccio da essere quasi rotondo sotto la propria gravità e ha liberato il vicinato intorno alla sua orbita. Il sistema solare ne ha otto.

Vedi anche: Il pianeta nano, Orbita

R

Retrogrado

Muoversi o ruotare nella direzione opposta alla maggior parte dei corpi del sistema. Venere ruota in senso retrogrado; Tritone e la Cometa di Halley orbitano in senso retrogrado (inclinazione superiore a 90°).

Vedi anche: Inclinazione (i), Giorno solare

S

Semiasse maggiore (a)

Metà del diametro più lungo di un’ellisse. Imposta le dimensioni dell’orbita, la sua energia e il suo periodo.

Formula a = (r_p + r_a) / 2

Dove: r_p Distanza di periapsis; r_a Distanza di apoapsis

Vedi anche: Terza legge di Keplero, Ellisse

G

Giorno siderale

Il tempo che un corpo impiega per ruotare una volta rispetto alle stelle distanti. Per la Terra: 23 h 56 min 4,09 s.

Vedi anche: Giorno solare

M

Mese siderale

Il tempo che la Luna impiega per orbitare intorno alla Terra una volta rispetto alle stelle: 27,322 giorni.

Vedi anche: Mese sinodico

G

Giorno solare

Il tempo da un mezzogiorno all’altro, cioè una rotazione rispetto al Sole. Differisce dal giorno siderale perché anche il corpo si muove lungo la sua orbita.

Formula 1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orb

Dove: P_rot Periodo di rotazione siderale (negativo se retrogrado); P_orb Periodo orbitale

Vedi anche: Giorno siderale, Retrogrado

S

Solstizio d'inverno

Il momento in cui il Sole raggiunge la sua declinazione più a nord (intorno al 21 giugno) o a sud (intorno al 21 dicembre). Dà i giorni più lunghi e più corti.

Vedi anche: Equinozio, Declinazione

E

Energia orbitale specifica

Energia orbitale per unità di massa. Negativo per orbite legate (ellittiche), zero per fuga parabolica, positivo per iperbolica.

Formula ε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)

Vedi anche: Equazione di Vis-Viva, Velocità di fuga

M

Mese sinodico

Il tempo che intercorre tra due fasi lunari identiche, ad esempio da luna nuova a luna nuova: 29.531 giorni in media.

Formula 1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_year

Dove: P_sid Mese siderale, 27.322 giorni; P_year Anno siderale, 365.256 giorni

Vedi anche: Mese siderale

U

Umbra e penombra

L’umbra è la parte centrale scura di un’ombra dove la sorgente luminosa è completamente nascosta; la penombra è la parte esterna dove è solo parzialmente nascosta.

Vedi anche: Eclissi

E

Equazione di Vis-Viva

Fornisce la velocità orbitale a qualsiasi distanza dalla dimensione dell’orbita da solo. Esso esprime la conservazione dell’energia.

Formula v = √(μ (2/r − 1/a))

Dove: μ Parametro di gravità; r La distanza corrente; a Semiasse maggiore

Vedi anche: Energia orbitale specifica, Velocità orbitale circolare

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