A nine-class scale of night-sky darkness introduced by John E. Bortle in Sky & Telescope（2001年）では、クラス1（優れた暗い場所、7.6から8.0等級までの星）からクラス9（市内、最高4.0等級）に分類されている。

参照: 等級, 光汚染

円

円軌道速度

距離ｒで円軌道に必要な速度を求めた。 Just above Earth’s surface it is about 7.9 km/s.

公式 v_c = √(μ / r)

どこ: μ 重力パラメータ; r 中心からの距離

参照: 脱出速度, ビスビバ方程式

星

星座

天空の88の公式に定義された領域（IAU、1922年から1930年）のひとつで、オリオン座のような伝統的な星のパターンにちなんで名付けられた。星座内の恒星は通常非常に異なる距離にある。

参照: 等級

偏

偏角

天球赤道の北（＋）または南（−）にある天空の点の角度。太陽の赤緯は年間を通じて+23.44°と−23.44°の間で変動する。

公式 sin δ = sin ε · sin λ

どこ: δ 太陽の赤緯; ε 黄道の傾きは; λ 黄道経度

参照: 軸傾斜, 太陽暦

デ

デルタv

速度の変化はキロメートル毎秒です。それは宇宙飛行の通貨である：すべての操作にデルタ-vがかかり、ロケットの推進剤はどれだけ持っているかを設定する。

公式 Δv = v_e ln(m₀ / m_f)

どこ: v_e 有効排気速度は; m₀, m_f 最初の質量と最後の質量

参照: ホーマン転移, オバース効果

準

準惑星

太陽の周りを公転し、ほぼ円形であるが、軌道近傍をクリアしていない天体であり、衛星ではない（IAU 2006）。例えば、ケレス、冥王星、エリス、ハウメア、マケマケ。

参照: 惑星, カイパーベルト

離

離心率 (e)

軌道の伸びは円に対して0，楕円に対して0〜1，放物線に対して1，双曲線に対して1以上である。

参照: 楕円, 近日点

日

日食

一体が他者の影に入る時日食：月の影が地球に落ちる（新月）。月食：月が地球の影（満月）を通過する。

参照: ノード, 半影と暗影

黄

黄道

地球が太陽の周りを公転する軌道面と、天空における太陽の年間観測経路。これは太陽系天体の軌道に対する通常の参照平面である。 It is tilted about 23.44° to Earth’s equator.

参照: 軸傾斜, 傾き (i), ノード

楕

楕円

A closed curve, the set of points whose distances to two fixed points (foci) add up to a constant. 束縛軌道は中心天体が一つの焦点にある楕円である（ケプラーの第一法則）。

公式 r = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)

どこ: a 半長軸; e 偏心率; ν 真の異常

参照: 離心率 (e), 半長軸 (a)

分

分点

The moment when the Sun crosses the celestial equator (declination 0°), around 20 March and 22 September. 昼と夜はどこでもほぼ等しい。

参照: 太陽暦, 偏角

脱

脱出速度

非動力物体が重力体を永久に離れる最小速度。同じ距離での円周速度の√2倍である。 Earth’s surface: 11.2 km/s.

公式 v_esc = √(2μ / r)

参照: 円軌道速度, 比軌道エネルギー

自

自由落下

重力のみで動く軌道上の宇宙飛行士は重力が無いからではなく、彼らとその宇宙船が一緒に自由落下しているために無重力を感じる。

参照: 軌道, 重力

重

重力パラメータ

重力定数と物体の質量の積，μ＝ＧＭ。ＧまたはＭ単独よりもずっと正確に測定できる。地球: 398,600.4 km³/s²;Sun: 1.32712 × 10¹¹ km³/s².

公式 μ = G M

参照: 重力, ビスビバ方程式

重力

集団間の引力 In Newton’s description the force is proportional to both masses and inversely proportional to the square of their distance.

公式 F = G M m / r²

どこ: G 6.67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² (CODATA 2018); M, m the two masses; r 中心と中心の間の距離

参照: 重力パラメータ, 自由落下

ホ

ホーマン転移

The minimum-energy two-burn transfer between two circular, coplanar orbits, along half of an ellipse touching both.

公式 a_t = (r₁ + r₂) / 2

参照: デルタv, ビスビバ方程式

傾

傾き (i)

軌道平面の参照平面（惑星は黄道、衛星は赤道）に対する傾き。 90°以上の軌道は逆行である。

参照: 上昇節点の経度 (Ω), 逆行

ケ

ケプラーの第三法則

軌道周期の二乗は半長軸の三角形に比例する。 Around the Sun, with T in years and a in au, T² = a³.

公式 T² / a³ = 4π² / μ

どこ: T 軌道周期; a 半長軸; μ G(M + m) の値

参照: 軌道周期, 半長軸 (a)

カ

カイパーベルト

海王星の外側、太陽から約30〜50auの氷の天体の領域。冥王星、ハウメア、マケマケがそこを公転している。

参照: 小惑星帯, 準惑星

光

光汚染

過剰な人工光，特に星を隠す空の輝き。野生動物にも影響を及ぼし，エネルギーの浪費となる。

参照: ボルトル尺度

光時間

時間光は一定の距離を移動する必要がある。太陽光が地球に到達するのに約8分19秒かかる。宇宙船への命令は光時で遅延する。

公式 t = d / c

どこ: d 距離; c 光の速度で299,792.458km/s

参照: 天文単位

光年

The distance light travels in vacuum in one Julian year (365.25 days): about 9.46 trillion km, or 63,241 au. 時間ではなく距離だ

公式 1 ly = c × 365.25 × 86,400 s

どこ: c 光の速度で299,792.458km/s

参照: 天文単位, 光時間

上

上昇節点の経度 (Ω)

軌道が北に向かって平面を交差する点までの角度は，基準面で測定した。

参照: ノード, 傾き (i), 近日点の論証（ω）

等

等級

明るさの対数スケールで、小さい数字が明るい。 Five magnitudes are exactly a factor of 100 in brightness.

公式 m₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)

どこ: m 大きさ; F 観測された流れは

参照: ボルトル尺度

小

小惑星帯

火星と木星の軌道の間、太陽から約2.2〜3.3auの地域で、ほとんどの小惑星が公転している。その評判にもかかわらず、ほとんどが空の宇宙であり、最大の天体は準惑星ケレスである。

参照: カイパーベルト, 準惑星

平

平均異常 (M)

時間と共に均一に増加する角度、軌道当たり360°。実際の位置はＫｅｐｌｅｒ方程式に従う。

公式 M = E − e sin E

どこ: E 偏心異常; e 偏心率

参照: 離心率 (e)

ノ

ノード

One of the two points where an orbit crosses a reference plane. 月の節点は黄道上にあり、日食は節点近くで新月や満月が起きたときにしか起こらない。

参照: 上昇節点の経度 (Ω), 日食

オ

オバース効果

宇宙船が最も速く移動する場所（重力井戸の深いところ）で行われるバーンは，その軌道エネルギーを最も大きく変化させる。低軌道から離脱するコストは，遠くに行きたい残りの速度よりも少ない。

公式 Δv = √(v∞² + v_esc²) − v_c

どこ: v∞ 双曲線過剰速度; v_esc 燃焼時の脱出速度; v_c 燃焼の円速度

参照: デルタv, 脱出速度

軌

軌道

重力の下で動く物体の経路。二体の場合は楕円（閉），放物線または双曲線（開）である。

参照: 楕円, ケプラーの第三法則, 自由落下

軌道周期

軌道を一周するのに要する時間恒星周期は恒星に対して測定され，回帰周期は地球から見た太陽のような他の動く天体に対して測定される。

公式 T = 2π √(a³/μ)

どこ: a 半長軸; μ 中央天体の重力パラメータは

参照: ケプラーの第三法則, 交点月

近

近日点

中心天体に最も近い軌道点，距離ａ（1−ｅ）太陽の周りは近日点、地球の周りは近地点と呼ばれる。

公式 r_p = a (1 − e)

参照: 遠点, 近日点

近日点

太陽に最も近い軌道の点。 Earth passes it in early January at about 147.1 million km. 最も遠い点は遠日点である。

参照: 近日点, 遠点

惑

惑星

2006年のIAU定義によれば、太陽を公転する天体は、自身の重力下でほぼ円形になるだけの質量があり、その軌道周辺の近傍をクリアしている。 The solar system has eight.

参照: 準惑星, 軌道

逆

逆行

系の大部分の物体と反対方向に移動または回転する。金星は逆行性に自転し，トリトンとハレー彗星の軌道は逆行性（傾斜角が90°以上）である。

参照: 傾き (i), 太陽日

半

半長軸 (a)

楕円の最長直径の半分。軌道の大きさ，エネルギーおよび周期を設定する。

公式 a = (r_p + r_a) / 2

どこ: r_p 近点距離; r_a 遠点距離

参照: ケプラーの第三法則, 楕円

恒

恒星日

物体が遠い恒星に対して一回自転するのに要する時間地球の場合：23時間56分4.09秒

参照: 太陽日

恒星月

月が恒星に対して地球を一周するのに要する時間は27.322日である。

参照: 交点月

太

太陽日

正午から次の正午までの時間、すなわち太陽に対する一回転。恒星日とは天体が軌道に沿って移動するために異なる。

公式 1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orb

どこ: P_rot 恒星の自転周期 (逆行するとマイナス); P_orb 軌道周期

参照: 恒星日, 逆行

太陽暦

The moment when the Sun reaches its farthest north (around 21 June) or south (around 21 December) declination. 最長日と最短日を与える。

参照: 分点, 偏角

比

比軌道エネルギー

単位質量当たりの軌道エネルギー Negative for bound (elliptical) orbits, zero for parabolic escape, positive for hyperbolic.

公式 ε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)

参照: ビスビバ方程式, 脱出速度

交

交点月

同じ月相の間の時間、例えば新月から新月まで：平均29.531日。

公式 1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_year

どこ: P_sid 恒星月は27.322日です; P_year 恒星年は365.256日です

参照: 恒星月

半

半影と暗影

陰影は光源が完全に隠れている暗い中央部であり、半影は光源が部分的にしか隠れていない外側の部分である。

参照: 日食

ビ

ビスビバ方程式

軌道の大きさだけから任意の距離での軌道速度を与える。エネルギーの保存を表す。

公式 v = √(μ (2/r − 1/a))

どこ: μ 重力パラメータ; r 現在の距離; a 半長軸

参照: 比軌道エネルギー, 円軌道速度

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