Woordenlijst

A

Apoapsis

Het punt van een baan het verst van het centrale lichaam, op afstand a(1 + e). Rond de Zon heet het aphelium, rond de Aarde apogee.

Formule r_a = a (1 + e)

Zie ook: Perihelium

Argument van periapsis (ω)

De hoek, gemeten in het baanvlak van de opgaande knoop, naar de periapsis.

Formule ϖ = Ω + ω

Waar: ϖ Lengtegraad van periapsis; Ω Lengtegraad van de oplopende knoop

Zie ook: Lengte van het oplopende knooppunt (Ω), Perihelium

Astronomische eenheid (au)

Een lengte-eenheid gedefinieerd als exact 149.597.870.700 meter, ongeveer de gemiddelde afstand tussen de aarde en de zon. Gedefinieerd door IAU 2012 Resolutie B2.

Zie ook: Lichttijd, Lichtjaar

Axiale helling (schuinheid)

De hoek tussen de rotatieas van een lichaam en de loodlijn op het baanvlak. De aardse is ongeveer 23,44°, wat de seizoenen veroorzaakt. De hoek van Uranus is ongeveer 98°.

Zie ook: Declinatie, Zonnewende, Equinox

B

Bortle schaal

Een schaal van negen klassen voor de duisternis aan de nachtelijke hemel, geïntroduceerd door John E. Bortle in Sky & Telescope (2001), van klasse 1 (uitstekende donkere locatie, sterren tot magnitude 7.6 tot 8.0) tot klasse 9 (binnenstad, magnitude 4.0 op zijn best).

Zie ook: Grootte, Lichtvervuiling

C

Circulaire baansnelheid

De snelheid die nodig is voor een cirkelvormige baan op afstand r. Net boven het aardoppervlak is dit ongeveer 7,9 km/s.

Formule v_c = √(μ / r)

Waar: μ Gravitatieparameter; r Afstand tot het centrum

Zie ook: Vluchtsnelheid, Vis-viva vergelijking

Constellatie

Een van de 88 officieel gedefinieerde hemelgebieden (IAU, 1922 tot 1930), genoemd naar een traditioneel sterrenpatroon zoals Orion. Sterren in een sterrenbeeld staan meestal op heel verschillende afstanden.

Zie ook: Grootte

D

Declinatie

De hoek van een punt aan de hemel ten noorden (+) of ten zuiden (−) van de hemelevenaar, het equivalent van breedtegraad in de lucht. De declinatie van de zon schommelt tussen +23,44° en −23,44° gedurende het jaar.

Formule sin δ = sin ε · sin λ

Waar: δ De declinatie van de zon; ε De ecliptica is een cirkel.; λ Zon's ecliptische lengtegraad

Zie ook: Axiale helling (schuinheid), Zonnewende

Delta-v

Verandering in snelheid, in km/s. Het is de valuta van ruimtevaart: elke manoeuvre kost delta-v, en het stuwmiddel van een raket bepaalt hoeveel het heeft.

Formule Δv = v_e ln(m₀ / m_f)

Waar: v_e Effectieve uitlaatsnelheid; m₀, m_f Initiële en uiteindelijke massa

Zie ook: Hohmann transfer, Het Oberth-effect

Dwergplaneet

Een object dat om de Zon draait en bijna rond is, maar zijn baan niet heeft verlaten en geen maan is (IAU 2006). Voorbeelden: Ceres, Pluto, Eris, Haumea, Makemake.

Zie ook: Planeet, Kuipergordel (astronomie)

E

Excentriciteit (e)

Hoe uitgerekt een baan is: 0 voor een cirkel, tussen 0 en 1 voor een ellips, 1 voor een parabool en boven 1 voor een hyperbool.

Zie ook: Ellips, Perihelium

Eclips

Wanneer het ene lichaam in de schaduw van een ander gaat. Zonsverduistering: de schaduw van de maan valt op de aarde (bij nieuwe maan). Maansverduistering: de maan gaat door de schaduw van de aarde (bij volle maan).

Zie ook: Knooppunt, Umbra en penumbra

Ecliptica

Het vlak van de baan van de aarde rond de zon, en de schijnbare jaarlijkse weg van de zon over de hemel. Het is het gebruikelijke referentievlak voor de banen van hemellichamen in het zonnestelsel. De maan is ongeveer 23,44° gekanteld ten opzichte van de evenaar.

Zie ook: Axiale helling (schuinheid), Helling van de baan (i), Knooppunt

Ellips

Een gesloten kromme, de verzameling punten waarvan de afstanden tot twee vaste punten (foci) samen een constante vormen. Bound-banen zijn ellipsen met het centrale lichaam in één brandpunt (eerste wet van Kepler).

Formule r = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)

Waar: a De grote halve as; e excentriciteit; ν Waarachtige anomalie

Zie ook: Excentriciteit (e), Semi-grote as (a)

Equinox

Het moment waarop de Zon de hemelevenaar (declinatie 0°) kruist, rond 20 maart en 22 september. Dag en nacht zijn overal ongeveer gelijk.

Zie ook: Zonnewende, Declinatie

V

Vluchtsnelheid

De minimale snelheid waarmee een onbeweeglijk lichaam voorgoed een zwaartekrachtslichaam verlaat. Het is √2 keer de cirkelsnelheid op dezelfde afstand. Aardeoppervlak: 11,2 km/s.

Formule v_esc = √(2μ / r)

Zie ook: Circulaire baansnelheid, Specifieke orbitale energie

Vrije val

Beweging onder zwaartekracht alleen. Astronauten in een baan om de aarde voelen zich gewichtloos omdat zij en hun ruimtevaartuig samen in vrije val zijn, niet omdat er geen zwaartekracht is.

Zie ook: Baan, Zwaartekracht

Z

Zwaartekrachtparameter (μ)

Het product van de zwaartekrachtconstante en de massa van een lichaam, μ = GM. Het wordt veel nauwkeuriger gemeten dan G of M alleen. Aarde: 398.600,4 km³/s²; Zon: 1,32712 × 10¹¹ km³/s².

Formule μ = G M

Zie ook: Zwaartekracht, Vis-viva vergelijking

Zwaartekracht

De aantrekkingskracht tussen massa’s. In Newtons beschrijving is de kracht evenredig aan beide massa’s en omgekeerd evenredig met het kwadraat van hun afstand.

Formule F = G M m / r²

Waar: G 6,67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² (CODATA 2018); M, m De twee massa's; r Afstand tussen centra

Zie ook: Zwaartekrachtparameter (μ), Vrije val

H

Hohmann transfer

De minimale energie twee-brand overdracht tussen twee cirkelvormige, coplanaire banen, langs de helft van een ellips die beide raakt.

Formule a_t = (r₁ + r₂) / 2

Zie ook: Delta-v, Vis-viva vergelijking

Helling van de baan (i)

De helling van een baanvlak ten opzichte van een referentievlak (de ecliptica voor planeten, de evenaar voor satellieten). Boven 90° is de baan retrograde.

Zie ook: Lengte van het oplopende knooppunt (Ω), Retrograde

D

Derde wet van Kepler

Het kwadraat van de baanperiode is evenredig met de kubus van de halve grote as. Rond de Zon, met T in jaren en a in au, T² = a³.

Formule T² / a³ = 4π² / μ

Waar: T Omlooptijd; a De grote halve as; μ G(M + m)

Zie ook: Omlooptijd van de planeet, Semi-grote as (a)

K

Kuipergordel (astronomie)

Een gebied van ijzige lichamen voorbij Neptunus, op ongeveer 30 tot 50 AE van de Zon. Pluto, Haumea en Makemake draaien daar omheen.

Zie ook: Planetoïdengordel, Dwergplaneet

L

Lichtvervuiling

Overmatig of verkeerd gericht kunstlicht, vooral luchtgloed die sterren verbergt. Het heeft ook gevolgen voor het wild en verspilt energie.

Zie ook: Bortle schaal

Lichttijd

Het tijdlicht moet een bepaalde afstand afleggen. Het duurt ongeveer 8 minuten en 19 seconden voordat zonlicht de aarde bereikt. Commando’s aan ruimtevaartuigen worden vertraagd door de lichttijd.

Formule t = d / c

Waar: d afstand; c De snelheid van het licht, 299.792,458 km/s

Zie ook: Astronomische eenheid (au)

Lichtjaar

De afstand die het licht in vacuüm aflegt in één juliaans jaar (365,25 dagen): ongeveer 9,46 biljoen km of 63.241 au. Het is een afstand, geen tijd.

Formule 1 ly = c × 365.25 × 86,400 s

Waar: c De snelheid van het licht, 299.792,458 km/s

Zie ook: Astronomische eenheid (au), Lichttijd

Lengte van het oplopende knooppunt (Ω)

De hoek, gemeten in het referentievlak van de referentierichting, tot het punt waar de baan het vlak kruist naar het noorden.

Zie ook: Knooppunt, Helling van de baan (i), Argument van periapsis (ω)

G

Grootte

Een logaritmische schaal van helderheid, waarbij kleinere getallen helderder zijn. Vijf magnitudes zijn precies een factor 100 in helderheid.

Formule m₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)

Waar: m magnitude; F Waargenomen flux

Zie ook: Bortle schaal

P

Planetoïdengordel

De regio tussen de banen van Mars en Jupiter, ongeveer 2,2 tot 3,3 AE van de Zon, waar de meeste bekende planetoïden omheen draaien. Ondanks zijn reputatie is het voornamelijk lege ruimte; het grootste lichaam is de dwergplaneet Ceres.

Zie ook: Kuipergordel (astronomie), Dwergplaneet

G

Gemiddelde anomalie (M)

Een hoek die gelijkmatig toeneemt met de tijd, 360° per baan. De werkelijke positie volgt uit de vergelijking van Kepler.

Formule M = E − e sin E

Waar: E Excentrische anomalie; e excentriciteit

Zie ook: Excentriciteit (e)

K

Knooppunt

Een van de twee punten waar een baan een referentievlak snijdt. De knopen van de maan liggen op de ecliptica; verduisteringen gebeuren alleen wanneer een nieuwe of volle maan zich in de buurt van een knoop bevindt.

Zie ook: Lengte van het oplopende knooppunt (Ω), Eclips

H

Het Oberth-effect

Een branding die wordt gemaakt waar een ruimtevaartuig het snelst beweegt (diep in een zwaartekrachtput) verandert zijn baanenergie het meest. Vertrekken vanuit een lage baan kost dus minder dan de restsnelheid die je ver weg wilt.

Formule Δv = √(v∞² + v_esc²) − v_c

Waar: v∞ Hyperbolische oversnelheid; v_esc Ontsnappingssnelheid bij de brand; v_c Cirkelsnelheid bij de brand

Zie ook: Delta-v, Vluchtsnelheid

B

Baan

Het pad van een lichaam dat onder de zwaartekracht van een ander beweegt. In het geval van twee lichamen is het een kegelvormige doorsnede: een ellips (gesloten), een parabool of een hyperbool (open).

Zie ook: Ellips, Derde wet van Kepler, Vrije val

O

Omlooptijd van de planeet

De tijd die nodig is om één baan te voltooien. De siderische periode wordt gemeten ten opzichte van de sterren; de synodische periode wordt gemeten ten opzichte van een ander bewegend lichaam, zoals de Zon gezien vanaf de Aarde.

Formule T = 2π √(a³/μ)

Waar: a De grote halve as; μ De zwaartekrachtparameter van het centrale lichaam

Zie ook: Derde wet van Kepler, Synodische maand

P

Perihelium

Het punt van een baan dat het dichtst bij het centrale lichaam ligt, op afstand a(1 − e). Rond de Zon heet het perihelium, rond de Aarde perigeum.

Formule r_p = a (1 − e)

Zie ook: Apoapsis, Perihelium

Perihelium

Het punt van een baan rond de Zon dat het dichtst bij de Zon staat. De Aarde passeert hem begin januari op ongeveer 147,1 miljoen km. Het verste punt is het aphelium.

Zie ook: Perihelium, Apoapsis

Planeet

Volgens de definitie van 2006 is een hemellichaam dat om de Zon draait, zwaar genoeg om bijna rond te zijn onder zijn eigen zwaartekracht en het heeft de omgeving rond zijn baan vrijgemaakt. Het zonnestelsel heeft er acht.

Zie ook: Dwergplaneet, Baan

R

Retrograde

Bewegen of draaien in de tegenovergestelde richting van de meeste lichamen in het systeem. Venus draait retrograde; Triton en de komeet van Halley draaien retrograde (hoek groter dan 90°).

Zie ook: Helling van de baan (i), Zonnedag

S

Semi-grote as (a)

De helft van de langste diameter van een ellips. Het bepaalt de grootte van de baan, zijn energie en zijn periode.

Formule a = (r_p + r_a) / 2

Waar: r_p periapsis afstand; r_a Apoapsis afstand

Zie ook: Derde wet van Kepler, Ellips

Sterrendag

De tijd die een hemellichaam nodig heeft om één keer te draaien ten opzichte van de verre sterren. Voor de Aarde: 23 uur 56 minuten 4,09 seconden.

Zie ook: Zonnedag

Siderale maand

De tijd die de Maan nodig heeft om eenmaal rond de aarde te draaien ten opzichte van de sterren: 27,322 dagen.

Zie ook: Synodische maand

Z

Zonnedag

De tijd van de ene middag tot de volgende, dus één omwenteling ten opzichte van de Zon. Het verschilt van de siderische dag omdat het lichaam ook langs zijn baan beweegt.

Formule 1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orb

Waar: P_rot Siderale rotatieperiode (negatief als retrograde); P_orb Omlooptijd

Zie ook: Sterrendag, Retrograde

Zonnewende

Het moment waarop de Zon zijn meest noordelijke (rond 21 juni) of zuidelijke (rond 21 december) declinatie bereikt. Het geeft de langste en kortste dagen.

Zie ook: Equinox, Declinatie

S

Specifieke orbitale energie

Orbitale energie per massa-eenheid. Negatief voor gebonden (ellipse) banen, nul voor parabolische ontsnapping, positief voor hyperbolische.

Formule ε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)

Zie ook: Vis-viva vergelijking, Vluchtsnelheid

Synodische maand

De tijd tussen twee identieke maanfasen, bijvoorbeeld nieuwe maan tot nieuwe maan: gemiddeld 29.531 dagen.

Formule 1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_year

Waar: P_sid Een siderische maand, 27.322 dagen; P_year Een siderisch jaar, 365.256 dagen

Zie ook: Siderale maand

U

Umbra en penumbra

De umbra is het donkere centrale deel van een schaduw waar de lichtbron volledig verborgen is; de penumbra is het buitenste deel waar deze slechts gedeeltelijk verborgen is.

Zie ook: Eclips

V

Vis-viva vergelijking

Geeft de baansnelheid op elke afstand van alleen de grootte van de baan. Het drukt behoud van energie uit.

Formule v = √(μ (2/r − 1/a))

Waar: μ Gravitatieparameter; r De huidige afstand; a De grote halve as

Zie ook: Specifieke orbitale energie, Circulaire baansnelheid

De tools en lessen gebruiken vereenvoudigde modellen voor het leren, maar mogen niet worden gebruikt voor navigatie, missieplanning of operationele beslissingen. Certificaten zijn gratis en niet geaccrediteerd. Lees de disclaimer voor educatieve inhoud