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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O ponto de uma órbita mais distante do corpo central, à distância a(1 + e). Em torno do Sol é chamado de afelio, em torno da Terra apogeu.
Formular_a = a (1 + e)Veja também: Período
- Argumento de periapsis (ω)
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O ângulo, medido no plano orbital a partir do nó ascendente até o periélio.
Formulaϖ = Ω + ωOnde:
ϖlongitude da periapsis;Ωlongitude do nó ascendenteVeja também: Longitude do nó ascendente (Ω), Período
- Unidade astronômica (au)
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Uma unidade de comprimento definida como exatamente 149.597.870.700 metros, aproximadamente a distância média entre a Terra e o Sol. Definido pela Resolução B2 da UAI de 2012.
- Inclinação axial (obliquidade)
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O ângulo entre o eixo de rotação de um corpo e a perpendicular ao seu plano orbital. A da Terra é de cerca de 23,44°, o que causa as estações. O de Urano é de cerca de 98°.
Veja também: Declinação, Solstício de Verão, Equinócio
- Escala de Bortle
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Uma escala de nove classes de escuridão do céu noturno introduzida por John E. Bortle em Sky & Telescope (2001), da classe 1 (excelente local escuro, estrelas de magnitude 7.6 a 8.0) à classe 9 (centro da cidade, magnitude 4.0 na melhor das hipóteses).
Veja também: Magnitude, Poluição luminosa
- Velocidade orbital circular
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A velocidade necessária para uma órbita circular à distância r. Pouco acima da superfície terrestre é de cerca de 7,9 km/s.
Formulav_c = √(μ / r)Onde:
μparâmetro de gravidade;rdistância do centroVeja também: Velocidade de escape, Equação de vis-à-vis
- Constelação
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Uma das 88 regiões oficialmente definidas do céu (UAI, 1922 a 1930), nomeada após um padrão tradicional de estrelas como Orion. As estrelas de uma constelação estão geralmente a distâncias muito diferentes.
Veja também: Magnitude
- Declinação
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O ângulo de um ponto no céu ao norte (+) ou sul (−) do equador celeste, o equivalente da latitude no céu. A declinação do Sol oscila entre +23,44° e −23,44° ao longo do ano.
Formulasin δ = sin ε · sin λOnde:
δDeclinação do Sol;εinclinação da eclíptica;λLongitude eclíptica do SolVeja também: Inclinação axial (obliquidade), Solstício de Verão
- Delta-v
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Variação de velocidade, em km/s. É a moeda dos voos espaciais: cada manobra custa delta-v, e o propelente de um foguete determina quanto ele tem.
FormulaΔv = v_e ln(m₀ / m_f)Onde:
v_evelocidade de escape efetiva;m₀, m_fmassa inicial e finalVeja também: Transferência de Hohmann, Efeito de Oberth
- Planeta anão
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Um corpo que orbita o Sol e é quase redondo, mas não limpou sua vizinhança orbital e não é uma lua (IAU 2006). Exemplos: Ceres, Plutão, Éris, Haumea, Makemake.
Veja também: Planeta, Cinturão de Kuiper
- Excentricidade (e)
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Quão esticada é uma órbita: 0 para um círculo, entre 0 e 1 para uma elipse, 1 para uma parábola e acima de 1 para uma hipérbole.
- Eclipse
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Quando um corpo passa para a sombra de outro. Eclipse solar: a sombra da Lua cai sobre a Terra (Lua nova). Eclipse lunar: a Lua passa através da sombra da Terra (na lua cheia).
Veja também: Nó, Umbra e penumbra
- Eclíptica
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O plano da órbita da Terra em torno do Sol, e a trajetória anual aparente do Sol no céu. É o plano de referência usual para as órbitas dos corpos do sistema solar. Está inclinado cerca de 23,44° em relação ao equador da Terra.
Veja também: Inclinação axial (obliquidade), Inclinação (i), Nó
- Elipse
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Uma curva fechada, o conjunto de pontos cujas distâncias a dois pontos fixos (focos) somam uma constante. Órbitas ligadas são elipses com o corpo central em um foco (primeira lei de Kepler).
Formular = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)Onde:
asemi-eixo maior;eexcentricidade;νA verdadeira anomaliaVeja também: Excentricidade (e), Semi-eixo maior (a)
- Equinócio
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O momento em que o Sol cruza o equador celeste (declinação 0°), por volta de 20 de março e 22 de setembro. Dia e noite são quase iguais em todos os lugares.
Veja também: Solstício de Verão, Declinação
- Velocidade de escape
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A velocidade mínima à qual um corpo sem energia deixa um corpo gravitacional para sempre. É √2 vezes a velocidade circular à mesma distância. Superfície da Terra: 11,2 km/s.
Formulav_esc = √(2μ / r)Veja também: Velocidade orbital circular, Energia orbital específica
- A queda livre
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Movimento sob gravidade sozinho. Os astronautas em órbita sentem-se sem peso porque eles e suas naves espaciais estão em queda livre juntos, não porque a gravidade está ausente.
- Parâmetro gravitacional (μ)
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O produto da constante gravitacional e a massa de um corpo, μ = GM. É medido com muito mais precisão do que G ou M sozinhos. Terra: 398.600,4 km³/s²; Sol: 1,32712 × 10¹¹ km³/s².
Formulaμ = G MVeja também: Gravidade, Equação de vis-à-vis
- Gravidade
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A atração entre massas. Na descrição de Newton a força é proporcional às duas massas e inversamente proporcional ao quadrado da sua distância.
FormulaF = G M m / r²Onde:
G6.67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² (CODATA 2018);M, mas duas massas;rdistância entre centrosVeja também: Parâmetro gravitacional (μ), A queda livre
- Transferência de Hohmann
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A transferência de duas queimaduras de energia mínima entre duas órbitas circulares e coplanares, ao longo da metade de uma elipse tocando ambas.
Formulaa_t = (r₁ + r₂) / 2Veja também: Delta-v, Equação de vis-à-vis
- Inclinação (i)
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A inclinação de um plano orbital em relação a um plano de referência (a eclíptica para planetas, o equador para satélites). Acima de 90° a órbita é retrógrada.
Veja também: Longitude do nó ascendente (Ω), Retrógrado
- Terceira lei de Kepler
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O quadrado do período orbital é proporcional ao cubo do semieixo maior. Em torno do Sol, com T em anos e a em au, T² = a³.
FormulaT² / a³ = 4π² / μOnde:
Tperíodo orbital;asemi-eixo maior;μG(M + m)Veja também: Período orbital, Semi-eixo maior (a)
- Cinturão de Kuiper
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Uma região de corpos gelados além de Netuno, a cerca de 30 a 50 UA do Sol. Plutão, Haumea e Makemake orbitam lá.
Veja também: Cinturão de asteroides, Planeta anão
- Poluição luminosa
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Luz artificial excessiva ou mal direcionada, especialmente o brilho do céu que esconde as estrelas. Também afeta a vida selvagem e desperdiça energia.
Veja também: Escala de Bortle
- Tempo-luz
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A luz do tempo precisa viajar uma determinada distância. A luz solar leva cerca de 8 minutos e 19 segundos para chegar à Terra. Os comandos para as naves espaciais são atrasados pelo tempo-luz.
Formulat = d / cOnde:
ddistância;cvelocidade da luz, 299.792,458 km/sVeja também: Unidade astronômica (au)
- Ano-luz
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A distância que a luz percorre no vácuo em um ano juliano (365,25 dias): cerca de 9,46 trilhões de km, ou 63.241 UA. É uma distância, não um tempo.
Formula1 ly = c × 365.25 × 86,400 sOnde:
cvelocidade da luz, 299.792,458 km/sVeja também: Unidade astronômica (au), Tempo-luz
- Longitude do nó ascendente (Ω)
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O ângulo, medido no plano de referência a partir da direção de referência, até o ponto onde a órbita cruza o plano indo para norte.
Veja também: Nó, Inclinação (i), Argumento de periapsis (ω)
- Magnitude
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Uma escala logarítmica de brilho, onde números menores são mais brilhantes. Cinco magnitudes são exatamente um fator de 100 em brilho.
Formulam₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)Onde:
mmagnitude;Ffluxo observadoVeja também: Escala de Bortle
- Cinturão de asteroides
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A região entre as órbitas de Marte e Júpiter, aproximadamente a 2,2 a 3,3 UA do Sol, onde orbita a maioria dos asteróides conhecidos. Apesar de sua reputação, é principalmente espaço vazio; seu maior corpo é o planeta anão Ceres.
Veja também: Cinturão de Kuiper, Planeta anão
- Anomalia média (M)
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Um ângulo que aumenta uniformemente com o tempo, 360° por órbita. A posição real segue da equação de Kepler.
FormulaM = E − e sin EOnde:
Eanomalia excêntrica;eexcentricidadeVeja também: Excentricidade (e)
- Nó
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Um dos dois pontos em que uma órbita cruza um plano de referência. Os nós da Lua ficam na eclíptica; eclipses acontecem somente quando uma lua nova ou cheia ocorre perto de um nó.
Veja também: Longitude do nó ascendente (Ω), Eclipse
- Efeito de Oberth
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Uma queima feita onde uma nave espacial se move mais rápido (profundamente em um poço de gravidade) muda sua energia orbital mais. Partir de órbita baixa, portanto, custa menos do que a velocidade restante que você deseja longe.
FormulaΔv = √(v∞² + v_esc²) − v_cOnde:
v∞excesso de velocidade hiperbólica;v_escvelocidade de fuga na queimadura;v_cvelocidade circular na queimaduraVeja também: Delta-v, Velocidade de escape
- Órbita
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O caminho de um corpo em movimento sob a gravidade de outro. No caso de dois corpos, é uma seção cônica: uma elipse (fechada), uma parábola ou uma hipérbole (aberta).
Veja também: Elipse, Terceira lei de Kepler, A queda livre
- Período orbital
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O tempo necessário para completar uma órbita. O período sideral é medido em relação às estrelas; o período sinódico é medido em relação a outro corpo em movimento, como o Sol visto da Terra.
FormulaT = 2π √(a³/μ)Onde:
asemi-eixo maior;μparâmetro gravitacional do corpo centralVeja também: Terceira lei de Kepler, Mês sinodal
- Período
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O ponto de uma órbita mais próximo do corpo central, à distância a(1 − e). Em torno do Sol é chamado de periélio, em torno da Terra perigeu.
Formular_p = a (1 − e) - Periélio
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O ponto de uma órbita em torno do Sol mais próximo do Sol. A Terra passa por ele no início de janeiro a cerca de 147,1 milhões de km. O ponto mais distante é o afelio.
- Planeta
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De acordo com a definição da UAI de 2006, um corpo que orbita o Sol é massivo o suficiente para ser quase redondo sob sua própria gravidade e ter limpado a vizinhança em torno de sua órbita. O sistema solar tem oito.
Veja também: Planeta anão, Órbita
- Retrógrado
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Movendo-se ou girando na direção oposta à maioria dos corpos no sistema. Vénus gira retrógrado; Tritão e o Cometa de Halley orbitam retrógrado (inclinação acima de 90°).
Veja também: Inclinação (i), O dia solar
- Semi-eixo maior (a)
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Metade do maior diâmetro de uma elipse. Ele define o tamanho da órbita, sua energia e seu período.
Formulaa = (r_p + r_a) / 2Onde:
r_pdistância do periapsis;r_adistância da apoapsisVeja também: Terceira lei de Kepler, Elipse
- Dia sideral
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O tempo que um corpo leva para girar uma vez em relação às estrelas distantes. Para a Terra: 23 h 56 min 4,09 s.
Veja também: O dia solar
- Mês sideral
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O tempo que a Lua leva para orbitar a Terra uma vez em relação às estrelas: 27,322 dias.
Veja também: Mês sinodal
- O dia solar
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O tempo de um meio-dia para o outro, ou seja, uma rotação em relação ao Sol. Difere do dia sideral porque o corpo também se move ao longo de sua órbita.
Formula1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orbOnde:
P_rotperíodo de rotação sideral (negativo se retrógrado);P_orbperíodo orbitalVeja também: Dia sideral, Retrógrado
- Solstício de Verão
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O momento em que o Sol atinge sua declinação mais ao norte (por volta de 21 de junho) ou ao sul (por volta de 21 de dezembro). Dá os dias mais longos e mais curtos.
Veja também: Equinócio, Declinação
- Energia orbital específica
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Energia orbital por unidade de massa. Negativo para órbitas ligadas (elípticas), zero para fuga parabólica, positivo para hiperbólica.
Formulaε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)Veja também: Equação de vis-à-vis, Velocidade de escape
- Mês sinodal
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O tempo entre duas fases lunares idênticas, por exemplo Lua nova a Lua nova: 29.531 dias em média.
Formula1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_yearOnde:
P_sidmês sideral, 27.322 dias;P_yearano sideral, 365.256 diasVeja também: Mês sideral
- Umbra e penumbra
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A umbra é a parte central escura de uma sombra onde a fonte de luz está completamente escondida; a penumbra é a parte externa onde ela está apenas parcialmente escondida.
Veja também: Eclipse
- Equação de vis-à-vis
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Dá a velocidade orbital em qualquer distância do tamanho da órbita sozinho. Expressa a conservação da energia.
Formulav = √(μ (2/r − 1/a))Onde:
μparâmetro de gravidade;rdistância atual;asemi-eixo maiorVeja também: Energia orbital específica, Velocidade orbital circular
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