Glosariusz

A

Apoapsis

Punkt orbity najdalej oddalony od ciała centralnego, w odległości a(1 + e). Wokół Słońca nazywa się to aphelium, wokół Ziemi apogeum.

Formuła r_a = a (1 + e)

Zobacz też: Peryhelium

Argument peryhelium (ω)

Kąt, mierzony w płaszczyźnie orbity od węzła wznoszącego się do perycentrum.

Formuła ϖ = Ω + ω

Gdzie: ϖ Długość geograficzna; Ω Długość geograficzna węzła wznoszącego się

Zobacz też: Długość węzła wznoszącego (Ω), Peryhelium

J

Jednostka astronomiczna (au)

Jednostka długości zdefiniowana jako dokładnie 149,597,870,700 metrów, w przybliżeniu średnia odległość między Ziemią a Słońcem. Zdefiniowane przez IAU 2012 Resolution B2.

Zobacz też: Czas świetlny, Rok świetlny

N

Nachylenie osiowe (kośliwość)

Kąt pomiędzy osią obrotu ciała a prostopadłą do jego płaszczyzny orbity. Na Ziemi wynosi około 23,44°, co powoduje pory roku. Uran ma około 98°.

Zobacz też: Deklinacja, Przesilenie, Równodzień

S

Skala Bortle’a

Dziewięciostopniowa skala ciemności nocnego nieba wprowadzona przez Johna E. Bortle w Sky & Telescope (2001), od klasy 1 (doskonałe ciemne miejsce, gwiazdy do wielkości 7,6 do 8,0) do klasy 9 (śródmieście, wielkość co najwyżej 4,0).

Zobacz też: Magnituda, Zanieczyszczenie świetlne

P

Prędkość orbitalna

Prędkość potrzebna do okrążenia orbity w odległości r. Tuż nad powierzchnią Ziemi wynosi ona około 7,9 km/s.

Formuła v_c = √(μ / r)

Gdzie: μ Parametr grawitacyjny; r Odległość od centrum

Zobacz też: Prędkość ucieczki, Równanie vis-viva

K

Konstelacja

Jeden z 88 oficjalnie określonych regionów nieba (IAU, 1922-1930), nazwany od tradycyjnego wzoru gwiazdowego, takiego jak Orion. Gwiazdy w konstelacji są zwykle w bardzo różnych odległościach.

Zobacz też: Magnituda

D

Deklinacja

Kąt punktu na niebie na północ (+) lub południe (−) od równika niebieskiego, który jest odpowiednikiem szerokości geograficznej nieba. Deklinacja Słońca waha się w ciągu roku między +23,44° a −23,44°.

Formuła sin δ = sin ε · sin λ

Gdzie: δ Deklinacja Słońca; ε Pochylenie ekliptyki; λ Długość ekliptyczna Słońca

Zobacz też: Nachylenie osiowe (kośliwość), Przesilenie

Delta-v

Zmiana prędkości, w km/s. Jest to waluta lotów kosmicznych: każdy manewr kosztuje delta-v, a paliwo rakiety określa ile ma.

Formuła Δv = v_e ln(m₀ / m_f)

Gdzie: v_e Efektywna prędkość wydechu; m₀, m_f Masa początkowa i końcowa

Zobacz też: Przesunięcie Hohmanna, Efekt Obertha

P

Planeta karłowata

Ciało, które krąży wokół Słońca i jest prawie okrągłe, ale nie oczyściło swojego sąsiedztwa orbitalnego i nie jest księżycem (IAU 2006). Przykłady: Ceres, Pluton, Eris, Haumea, Makemake.

Zobacz też: Planeta, Pas Kuipera

E

Ekscentryczność (e)

Jak rozciągnięta jest orbita: 0 dla koła, między 0 a 1 dla elipsy, 1 dla paraboli i powyżej 1 dla hiperboli.

Zobacz też: Elipsa, Peryhelium

Eclipse

Kiedy jedno ciało przechodzi w cień innego. Zaćmienie Słońca: cień Księżyca pada na Ziemię (przy nowiu). Zaćmienie Księżyca: Księżyc przechodzi przez cień Ziemi (w pełni).

Zobacz też: Node, Umbra i półcień

Ekliptyka

Płaszczyzna orbity Ziemi wokół Słońca i pozorna roczna ścieżka Słońca po niebie. Jest to zwykła płaszczyzna odniesienia dla orbit ciał Układu Słonecznego. Jest nachylona o około 23,44° do równika Ziemi.

Zobacz też: Nachylenie osiowe (kośliwość), Nachylenie (i), Node

Elipsa

Krzywa zamknięta, zbiór punktów, których odległości do dwóch stałych punktów (ognisk) sumują się do stałej. Orbity związane to elipsy z ciałem centralnym w jednym ognisku (pierwsze prawo Keplera).

Formuła r = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)

Gdzie: a Półosie większe; e Ekscentryczność; ν Prawdziwa anomalia

Zobacz też: Ekscentryczność (e), Półosiowa oś większa (a)

R

Równodzień

Moment, w którym Słońce przekracza równik niebieski (deklinacja 0°), około 20 marca i 22 września. Dzień i noc są wszędzie mniej więcej równe.

Zobacz też: Przesilenie, Deklinacja

P

Prędkość ucieczki

Minimalna prędkość, z jaką ciało bez napędu opuszcza na dobre ciało grawitacyjne. Jest to √2 razy prędkość kołowa na tej samej odległości. Na powierzchni Ziemi: 11,2 km/s.

Formuła v_esc = √(2μ / r)

Zobacz też: Prędkość orbitalna, Energia orbitalna

S

Swobodny spadek

Ruch pod wpływem grawitacji. Astronauci na orbicie czują się nieważki, ponieważ oni i ich statek kosmiczny są w swobodnym spadku razem, a nie dlatego, że grawitacja jest nieobecna.

Zobacz też: Orbita, Grawitacja

P

Parametr grawitacyjny (μ)

iloczyn stałej grawitacyjnej i masy ciała, μ = GM. Jest mierzona znacznie dokładniej niż sama G lub M. Ziemia: 398,600.4 km³/s²; Sun: 1.32712 × 10¹¹ km³/s².

Formuła μ = G M

Zobacz też: Grawitacja, Równanie vis-viva

G

Grawitacja

Przyciąganie między masami. W opisie Newtona siła jest proporcjonalna do obu mas i odwrotnie proporcjonalna do kwadratu ich odległości.

Formuła F = G M m / r²

Gdzie: G 6,67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² (CODATA 2018); M, m Dwie masy; r Odległość między centrami

Zobacz też: Parametr grawitacyjny (μ), Swobodny spadek

P

Przesunięcie Hohmanna

Przeniesienie minimalnej energii pomiędzy dwoma kołowymi, współpłaszczyznowymi orbitami, wzdłuż połowy elipsy stykającej się z obiema.

Formuła a_t = (r₁ + r₂) / 2

Zobacz też: Delta-v, Równanie vis-viva

N

Nachylenie (i)

Nachylenie płaszczyzny orbity w stosunku do płaszczyzny odniesienia (ekliptyki dla planet, równika dla satelitów). Powyżej 90° orbita jest wsteczna.

Zobacz też: Długość węzła wznoszącego (Ω), Retrograd

T

Trzecie prawo Keplera

Kwadrat okresu orbitalnego jest proporcjonalny do sześcianu półosi wielkiej. Wokół Słońca, gdzie T w latach i a w au, T² = a³.

Formuła T² / a³ = 4π² / μ

Gdzie: T Okres orbitalny; a Półosie większe; μ G(M + m)

Zobacz też: Okres orbitalny, Półosiowa oś większa (a)

P

Pas Kuipera

Obszar lodowych ciał poza Neptunem, od około 30 do 50 au od Słońca. Pluton, Haumea i Makemake krążą wokół niej.

Zobacz też: Główny pas planetoid, Planeta karłowata

Z

Zanieczyszczenie świetlne

Nadmierne lub źle ukierunkowane sztuczne światło, zwłaszcza poświata nieba, która ukrywa gwiazdy. Ma to również wpływ na przyrodę i marnuje energię.

Zobacz też: Skala Bortle’a

C

Czas świetlny

Czas światło musi przejść określoną odległość. Światło słoneczne potrzebuje około 8 minut i 19 sekund, aby dotrzeć do Ziemi. Polecenia do statków kosmicznych są opóźnione o czas świetlny.

Formuła t = d / c

Gdzie: d Odległość; c Prędkość światła, 299.792,458 km/s

Zobacz też: Jednostka astronomiczna (au)

R

Rok świetlny

Odległość, jaką światło przemierza w próżni w ciągu jednego roku juliańskiego (365.25 dni): około 9.46 bilionów km lub 63,241 au. To jest odległość, a nie czas.

Formuła 1 ly = c × 365.25 × 86,400 s

Gdzie: c Prędkość światła, 299.792,458 km/s

Zobacz też: Jednostka astronomiczna (au), Czas świetlny

D

Długość węzła wznoszącego (Ω)

Kąt, mierzony w płaszczyźnie odniesienia od kierunku odniesienia do punktu, w którym orbita przecina płaszczyznę i zmierza na północ.

Zobacz też: Node, Nachylenie (i), Argument peryhelium (ω)

M

Magnituda

Logarytmiczna skala jasności, gdzie mniejsze liczby są jaśniejsze. Pięć wielkości jest dokładnie 100-krotnością jasności.

Formuła m₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)

Gdzie: m Magnitude; F Obserwowany strumień

Zobacz też: Skala Bortle’a

G

Główny pas planetoid

Obszar pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza, w przybliżeniu 2,2 do 3,3 au od Słońca, gdzie krąży większość znanych planetoid. Pomimo swojej reputacji jest to w większości pusta przestrzeń; jej największym ciałem jest planeta karłowata Ceres.

Zobacz też: Pas Kuipera, Planeta karłowata

Ś

Średnia anomalia (M)

Kąt, który zwiększa się równomiernie w czasie, o 360° na orbitę. Rzeczywista pozycja wynika z równania Keplera.

Formuła M = E − e sin E

Gdzie: E anomalia mimośrodowa; e Ekscentryczność

Zobacz też: Ekscentryczność (e)

N

Node

Jeden z dwóch punktów, w których orbita przecina płaszczyznę odniesienia. Węzły Księżyca leżą na ekliptyce; zaćmienia zdarzają się tylko wtedy, gdy nowy lub pełny Księżyc pojawia się w pobliżu węzła.

Zobacz też: Długość węzła wznoszącego (Ω), Eclipse

E

Efekt Obertha

Wypalenie w miejscu, gdzie statek porusza się najszybciej (głęboko w studni grawitacyjnej) zmienia jego energię orbitalną najbardziej. Wyjście z niskiej orbity kosztuje zatem mniej niż pozostała prędkość, którą chcesz daleko.

Formuła Δv = √(v∞² + v_esc²) − v_c

Gdzie: v∞ Hyperbolic excess speed; v_esc Prędkość ucieczki przy spalaniu; v_c Prędkość kołowa przy spalaniu

Zobacz też: Delta-v, Prędkość ucieczki

O

Orbita

Ścieżka ciała poruszającego się pod wpływem grawitacji innego ciała. W przypadku dwóch ciał jest to przekrój stożkowy: elipsa (zamknięta), parabola lub hiperbola (otwarta).

Zobacz też: Elipsa, Trzecie prawo Keplera, Swobodny spadek

Okres orbitalny

Czas potrzebny na ukończenie jednej orbity. Okres gwiazdowy jest mierzony w stosunku do gwiazd; okres synodyczny jest mierzony w stosunku do innego ruchomego ciała, takiego jak Słońce widziane z Ziemi.

Formuła T = 2π √(a³/μ)

Gdzie: a Półosie większe; μ Parametr grawitacyjny ciała centralnego

Zobacz też: Trzecie prawo Keplera, Miesiąc synodyczny

P

Peryhelium

Punkt orbity najbliżej ciała centralnego, w odległości a(1 − e). Wokół Słońca nazywa się to peryhelium, wokół Ziemi perygeum.

Formuła r_p = a (1 − e)

Zobacz też: Apoapsis, Peryhelium

Peryhelium

Punkt orbity wokół Słońca, który znajduje się najbliżej Słońca. Ziemia przechodzi przez nią na początku stycznia w odległości około 147,1 mln km. Najdalszy punkt to aphelium.

Zobacz też: Peryhelium, Apoapsis

Planeta

Według definicji Międzynarodowej Unii Astronomicznej z 2006 roku, obiekt orbitujący Słońce jest na tyle masywny, że pod wpływem własnej grawitacji ma prawie okrągły kształt i oczyścił obszar wokół swojej orbity. Układ słoneczny ma ich osiem.

Zobacz też: Planeta karłowata, Orbita

R

Retrograd

Przemieszczanie się lub obracanie w kierunku przeciwnym do większości ciał w układzie. Wenus obraca się wstecz; Tryton i Kometa Halleya poruszają się wstecz (nachylenie powyżej 90°).

Zobacz też: Nachylenie (i), Dzień słoneczny

P

Półosiowa oś większa (a)

Połowa najdłuższej średnicy elipsy. Ustala ona wielkość orbity, jej energię i okres.

Formuła a = (r_p + r_a) / 2

Gdzie: r_p Odległość peryhelium; r_a Odległość apoapsis

Zobacz też: Trzecie prawo Keplera, Elipsa

D

Dzień gwiazdowy

Czas, jaki zajmuje ciału obrot raz w stosunku do odległych gwiazd. Dla Ziemi: 23 h 56 min 4,09 s.

Zobacz też: Dzień słoneczny

M

Miesiąc gwiazdowy

Czas, jaki Księżyc potrzebuje na okrążenie Ziemi raz w stosunku do gwiazd: 27.322 dni.

Zobacz też: Miesiąc synodyczny

D

Dzień słoneczny

Czas od jednego południa do następnego, czyli jeden obrót w stosunku do Słońca. Różni się on od dnia gwiezdnego tym, że ciało porusza się również wzdłuż swojej orbity.

Formuła 1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orb

Gdzie: P_rot Okres rotacji gwiezdnej (ujemny, jeśli jest wsteczny); P_orb Okres orbitalny

Zobacz też: Dzień gwiazdowy, Retrograd

P

Przesilenie

Moment, w którym Słońce osiąga najdalej na północ (około 21 czerwca) lub południe (około 21 grudnia) deklinację. Daje najdłuższe i najkrótsze dni.

Zobacz też: Równodzień, Deklinacja

E

Energia orbitalna

Energia orbitalna na jednostkę masy. Ujemny dla orbit związanych (eliptycznych), zero dla ucieczki parabolicznej, dodatni dla hiperbolicznej.

Formuła ε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)

Zobacz też: Równanie vis-viva, Prędkość ucieczki

M

Miesiąc synodyczny

Czas między dwoma identycznymi fazami Księżyca, np. od nowiu do nowiu: średnio 29,531 dni.

Formuła 1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_year

Gdzie: P_sid miesiąc gwiezdny, 27.322 dni; P_year Rok gwiazdowy, 365.256 dni

Zobacz też: Miesiąc gwiazdowy

U

Umbra i półcień

Umbra to ciemna centralna część cienia, w której źródło światła jest całkowicie ukryte; półcień to zewnętrzna część, w której jest tylko częściowo ukryty.

Zobacz też: Eclipse

R

Równanie vis-viva

Daje prędkość orbitalną w dowolnej odległości od samego rozmiaru orbity. Wyraża zachowanie energii.

Formuła v = √(μ (2/r − 1/a))

Gdzie: μ Parametr grawitacyjny; r Odległość bieżąca; a Półosie większe

Zobacz też: Energia orbitalna, Prędkość orbitalna

Narzędzia i lekcje wykorzystują uproszczone modele wyłącznie do celów edukacyjnych, nie mogą być używane do nawigacji, planowania misji ani podejmowania jakichkolwiek decyzji operacyjnych. Certyfikaty są bezpłatne i nieakredytowane. Przeczytaj zastrzeżenie dotyczące treści edukacyjnych