Glosar

A

Apoapsis

Punctul unei orbite cel mai îndepărtat de corpul central, la distanța a(1 + e). În jurul Soarelui se numește afeliu, în jurul Pământului apogeu.

Formula r_a = a (1 + e)

Vezi și: Periapsis

Argumentul periapsisului (ω)

Unghiul, măsurat în planul orbital de la nodul ascendent, până la periapsis.

Formula ϖ = Ω + ω

Unde: ϖ Longitudinea periapsei; Ω Longitudinea nodului ascendent

Vezi și: Longitudinea nodului ascendent (Ω), Periapsis

U

Unitate astronomică (au)

O unitate de lungime definită ca exact 149.597.870.700 metri, aproximativ distanța medie dintre Pământ și Soare. Definit de IAU 2012 Rezoluția B2.

Vezi și: Timp-lumină, Anul-lumină

Î

Înclinație axială (oblicitate)

Unghiul dintre axa de rotație a unui corp și perpendiculara pe planul orbital. Înclinația Pământului este de aproximativ 23,44°, ceea ce cauzează anotimpurile. Unghiul lui Uranus este de aproximativ 98°.

Vezi și: Declinarea, Solstițiu, Echinox

S

Scară de Bortle

O scară de nouă clase a întunericului cerului de noapte introdusă de John E. Bortle în Sky & Telescope (2001), de la clasa 1 (excelent loc întunecat, stele cu magnitudini între 7.6 și 8.0) până la clasa 9 (centrul orașului, magnitudinea maximă 4.0).

Vezi și: Magnitudine, Poluarea cu lumină

V

Viteza orbitală circulară

Viteza necesară pentru o orbită circulară la distanța r. Chiar deasupra suprafeței Pământului este de aproximativ 7,9 km/s.

Formula v_c = √(μ / r)

Unde: μ Parametrul gravitațional; r Distanta de la centru

Vezi și: Viteza de evacuare, Ecuația vis-à-vis

C

Constelație

Una dintre cele 88 de regiuni definite oficial ale cerului (UAI, 1922-1930), numită după un model tradițional al stelelor cum ar fi Orion. Stelele dintr-o constelație sunt de obicei la distanțe foarte diferite.

Vezi și: Magnitudine

D

Declinarea

Unghiul unui punct de pe cer la nord (+) sau sud (−) de ecuatorul ceresc, echivalentul ceresc al latitudinii. Declinația Soarelui oscilează între +23,44° și −23,44° pe parcursul anului.

Formula sin δ = sin ε · sin λ

Unde: δ Declinația Soarelui; ε Obliqueitatea eclipticii; λ Longitudinea ecliptică a Soarelui

Vezi și: Înclinație axială (oblicitate), Solstițiu

Delta-v

Modificarea vitezei, în km/s. Este moneda zborului spațial: fiecare manevră costă delta-v, iar propulsorul unei rachete stabilește cât are.

Formula Δv = v_e ln(m₀ / m_f)

Unde: v_e Viteza efectivă de evacuare; m₀, m_f Masa inițială și finală

Vezi și: Transfer de Hohmann, Efectul de Oberth

P

Planetă pitică

Un corp care orbitează Soarele și este aproape rotund, dar nu a curățat vecinătatea sa orbitală și nu este un satelit (IAU 2006). Exemple: Ceres, Pluto, Eris, Haumea, Makemake.

Vezi și: Planetă, Centura Kuiper

E

Excentricitatea orbitală (e)

Cât de întinsă este o orbită: 0 pentru un cerc, între 0 și 1 pentru o elipsă, 1 pentru o parabolă și peste 1 pentru o hiperbolă.

Vezi și: Elipsa, Periapsis

Eclipsă

Când un corp trece în umbra altuia. Eclipsa de Soare: umbra Lunii cade pe Pamant (la Luna Noua). Eclipsa de Lună: Luna trece prin umbra Pământului (la Lună plină).

Vezi și: Nod, Umbra și penumbra

Ecliptică

Planul orbitei Pământului în jurul Soarelui și traiectoria anuală aparentă a Soarelui pe cer. Este planul de referință obișnuit pentru orbitele corpurilor din sistemul solar. Este înclinat cu aproximativ 23,44° față de ecuatorul Pământului.

Vezi și: Înclinație axială (oblicitate), Înclinație (i), Nod

Elipsa

O curbă închisă, mulțimea de puncte ale căror distanțe față de două puncte fixe (focare) se adună la o constantă. Orbita orbitelor este o elipsă cu corpul central într-un singur focar (prima lege a lui Kepler).

Formula r = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)

Unde: a Semiaxa majoră; e excentricitate; ν Anomalie adevărată

Vezi și: Excentricitatea orbitală (e), Semiaxa majoră (a)

Echinox

Momentul în care Soarele traversează ecuatorul ceresc (declinație 0°), în jurul datei de 20 martie și 22 septembrie. Ziua și noaptea sunt aproape egale peste tot.

Vezi și: Solstițiu, Declinarea

V

Viteza de evacuare

Viteza minimă la care un corp nemotorizat părăsește definitiv un corp gravitațional. Este de √2 ori viteza circulară la aceeași distanță. Suprafaţa Pământului: 11,2 km/s.

Formula v_esc = √(2μ / r)

Vezi și: Viteza orbitală circulară, Energie orbitală specifică

C

Cădere liberă

Mișcarea sub gravitație singur. Astronauții pe orbită se simt fără greutate deoarece ei și nava lor spațială sunt în cădere liberă împreună, nu pentru că gravitația este absentă.

Vezi și: Orbita, Gravitate

P

Parametrul gravitațional (μ)

Produsul constantei gravitaționale și a masei unui corp, μ = GM. Este măsurată mult mai precis decât G sau M singure. Pământ: 398.600,4 km³/s²; Soare: 1,32712 × 10¹¹ km³/s².

Formula μ = G M

Vezi și: Gravitate, Ecuația vis-à-vis

G

Gravitate

Atracția dintre mase. În descrierea lui Newton, forța este proporțională cu ambele mase și invers proporțională cu pătratul distanței dintre ele.

Formula F = G M m / r²

Unde: G 6.67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² (CODATA 2018); M, m Cele două mase; r Distanța dintre centre

Vezi și: Parametrul gravitațional (μ), Cădere liberă

T

Transfer de Hohmann

Transferul de energie minimă între două orbite circulare, coplanare, de-a lungul unei jumătăți de elipsă care le atinge pe ambele.

Formula a_t = (r₁ + r₂) / 2

Vezi și: Delta-v, Ecuația vis-à-vis

Î

Înclinație (i)

Înclinarea unui plan orbital față de un plan de referință (ecliptica pentru planete, ecuatorul pentru sateliți). Peste 90° orbita este retrogradă.

Vezi și: Longitudinea nodului ascendent (Ω), Retrogradă

A

A treia lege a lui Kepler

Pătratul perioadei orbitale este proporțional cu cubul semiaxei mari. În jurul Soarelui, cu T în ani și a în au, T² = a³.

Formula T² / a³ = 4π² / μ

Unde: T Perioadă orbitală; a Semiaxa majoră; μ G(M + m)

Vezi și: Perioada orbitală, Semiaxa majoră (a)

C

Centura Kuiper

O regiune de corpuri înghețate dincolo de Neptun, la aproximativ 30 până la 50 UA de Soare. Pluto, Haumea și Makemake orbitează acolo.

Vezi și: Centura principală de asteroizi, Planetă pitică

P

Poluarea cu lumină

Lumina artificială excesivă sau greșit direcționată, în special strălucirea cerului care ascunde stelele. De asemenea, afectează fauna sălbatică și risipește energie.

Vezi și: Scară de Bortle

T

Timp-lumină

Lumina trebuie să călătorească o anumită distanță. Lumina soarelui are nevoie de aproximativ 8 minute și 19 secunde pentru a ajunge pe Pământ. Comenzile către navele spațiale sunt întârziate de timpul luminii.

Formula t = d / c

Unde: d Distanță; c Viteza luminii, 299.792,458 km/s

Vezi și: Unitate astronomică (au)

A

Anul-lumină

Distanța pe care lumina o parcurge în vid într-un an iulian (365,25 zile): aproximativ 9,46 trilioane km sau 63.241 UA. Este o distanta, nu un timp.

Formula 1 ly = c × 365.25 × 86,400 s

Unde: c Viteza luminii, 299.792,458 km/s

Vezi și: Unitate astronomică (au), Timp-lumină

L

Longitudinea nodului ascendent (Ω)

Unghiul, măsurat în planul de referință din direcția de referință, până la punctul în care orbita intersectează planul spre nord.

Vezi și: Nod, Înclinație (i), Argumentul periapsisului (ω)

M

Magnitudine

O scară logaritmică a luminozității, unde numerele mai mici sunt mai luminoase. Cinci magnitudini sunt exact un factor de 100 în luminozitate.

Formula m₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)

Unde: m magnitudine; F Flux observat

Vezi și: Scară de Bortle

C

Centura principală de asteroizi

Regiunea dintre orbitele lui Marte și Jupiter, la aproximativ 2,2 până la 3,3 UA de Soare, unde orbitează majoritatea asteroizilor cunoscuți. În ciuda reputației sale, este în mare parte spațiu gol; cel mai mare corp al său este planeta pitică Ceres.

Vezi și: Centura Kuiper, Planetă pitică

A

Anomalie medie (M)

Un unghi care crește uniform cu timpul, 360° pe orbită. Poziția reală rezultă din ecuația lui Kepler.

Formula M = E − e sin E

Unde: E Anomalie excentrică; e excentricitate

Vezi și: Excentricitatea orbitală (e)

N

Nod

Unul dintre cele două puncte în care o orbită intersectează un plan de referință. Nodurile Lunii se află pe ecliptică; eclipsele au loc numai atunci când o Lună nouă sau plină apare în apropierea unui nod.

Vezi și: Longitudinea nodului ascendent (Ω), Eclipsă

E

Efectul de Oberth

O ardere făcută în locul unde nava spațială se mișcă cel mai repede (adânc într-o fântână gravitațională) își schimbă energia orbitală cel mai mult. Decolarea de pe orbita joasă costă mai puțin decât viteza rămasă pe care o doriți departe.

Formula Δv = √(v∞² + v_esc²) − v_c

Unde: v∞ Viteza de exces hiperbolică; v_esc Viteza de evacuare la ardere; v_c Viteza circulară la ardere

Vezi și: Delta-v, Viteza de evacuare

O

Orbita

Calea unui corp care se deplasează sub gravitația altuia. În cazul celor două corpuri este o secțiune conică: o elipsă (închisă), o parabolă sau o hiperbolă (deschisă).

Vezi și: Elipsa, A treia lege a lui Kepler, Cădere liberă

P

Perioada orbitală

Timpul necesar pentru a completa o orbită. Perioada siderală este măsurată în raport cu stelele; perioada sinodică este măsurată relativ la un alt corp în mișcare, cum ar fi Soarele văzut de pe Pământ.

Formula T = 2π √(a³/μ)

Unde: a Semiaxa majoră; μ Parametrul gravitațional al corpului central

Vezi și: A treia lege a lui Kepler, Luna sinodică

Periapsis

Punctul unei orbite cel mai apropiat de corpul central, la distanța a(1 − e). În jurul Soarelui se numește periheliu, în jurul Pământului perigeu.

Formula r_p = a (1 − e)

Vezi și: Apoapsis, Periheliu

Periheliu

Punctul de pe orbita în jurul Soarelui cel mai apropiat de Soare. Pământul trece pe lângă ea la începutul lunii ianuarie, la aproximativ 147,1 milioane km. Cel mai îndepărtat punct este afeliul.

Vezi și: Periapsis, Apoapsis

Planetă

Potrivit definiției din 2006 a UAI, un corp care orbitează Soarele este suficient de masiv pentru a fi aproape rotund sub propria gravitație și a curățat vecinătatea din jurul orbitei sale. Sistemul solar are opt.

Vezi și: Planetă pitică, Orbita

R

Retrogradă

Se deplasează sau se rotește în direcția opusă celor mai multe corpuri din sistem. Venus se rotește retrograd; Triton și Cometa Halley orbitează retrograd (înclinație peste 90°).

Vezi și: Înclinație (i), Zi solară

S

Semiaxa majoră (a)

Jumătate din diametrul cel mai lung al unei elipse. Acesta stabilește dimensiunea orbitei, energia și perioada sa.

Formula a = (r_p + r_a) / 2

Unde: r_p Distanța de periapsis; r_a Distanța de apoapsis

Vezi și: A treia lege a lui Kepler, Elipsa

Z

Zi siderală

Timpul necesar unui corp pentru a se roti o dată în raport cu stelele îndepărtate. Pentru Pământ: 23 h 56 min 4.09 s.

Vezi și: Zi solară

L

Luna siderală

Timpul necesar Lunii pentru a orbita Pământul o dată în raport cu stelele: 27,322 zile.

Vezi și: Luna sinodică

Z

Zi solară

Timpul de la un prânz la altul, adică o rotație relativă față de Soare. Diferă de ziua siderală prin faptul că corpul se mișcă și el de-a lungul orbitei sale.

Formula 1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orb

Unde: P_rot Perioada de rotație siderală (negativă dacă retrogradă); P_orb Perioadă orbitală

Vezi și: Zi siderală, Retrogradă

S

Solstițiu

Momentul în care Soarele atinge declinația sa cea mai nordică (în jurul datei de 21 iunie) sau cea mai sudică (în jurul datei de 21 decembrie). Acesta oferă cele mai lungi și cele mai scurte zile.

Vezi și: Echinox, Declinarea

E

Energie orbitală specifică

Energia orbitală pe unitate de masă. Negativ pentru orbite legate (eliptice), zero pentru evadare parabolică, pozitiv pentru hiperbolă.

Formula ε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)

Vezi și: Ecuația vis-à-vis, Viteza de evacuare

L

Luna sinodică

Timpul dintre două faze identice ale Lunii, de exemplu Lună nouă la Lună nouă: 29.531 zile în medie.

Formula 1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_year

Unde: P_sid Lună siderală, 27.322 zile; P_year An sideral, 365.256 zile

Vezi și: Luna siderală

U

Umbra și penumbra

Umbra este partea centrală întunecată a unei umbre, unde sursa de lumină este complet ascunsă; penumbra este partea exterioară, unde este doar parțial ascunsă.

Vezi și: Eclipsă

E

Ecuația vis-à-vis

Dă viteza orbitală la orice distanță de mărimea orbitei singur. Exprimă conservarea energiei.

Formula v = √(μ (2/r − 1/a))

Unde: μ Parametrul gravitațional; r Distanța curentă; a Semiaxa majoră

Vezi și: Energie orbitală specifică, Viteza orbitală circulară

Instrumentele și lecțiile folosesc modele simplificate doar pentru învățare, nu trebuie folosite pentru navigație, planificarea misiunii sau orice decizie operațională. Certificatele sunt gratuite și neacreditate. Citiți declarația de declinare a responsabilității privind conținutul educațional