Глоссарий

А

Апопсис

Точка орбиты, наиболее удаленная от центрального тела, на расстоянии a(1 + e). Вокруг Солнца это называется афелием, вокруг Земли - апогея.

Формула r_a = a (1 + e)

См. также: Периапс

Аргумент перигея (ω)

Угол, измеряемый в плоскости орбиты от восходящего узла до перигея.

Формула ϖ = Ω + ω

Где: ϖ долгота перигея; Ω долгота восходящего узла

См. также: Долгота восходящего узла (Ω), Периапс

Астрономическая единица (ае)

Единица измерения длины, определяемая как точно 149,597,870,700 метров, что примерно соответствует среднему расстоянию между Землей и Солнцем. Определено в резолюции МАС 2012 B2.

См. также: Световое время, Световой год

Н

Наклон оси (наклон)

Угол между осью вращения тела и перпендикуляром к его орбитальной плоскости. Угол Земли составляет около 23,44°, что обусловливает сезоны. У Урана он составляет около 98°.

См. также: Склонение, Солнцестояние, Равноденствие

Ш

Шкала Бортла

Девятый класс шкалы ночного неба тьмы, введённый Джоном Э. Бортл в Sky & Telescope (2001), от класса 1 (отличное тёмное место, звёзды до величины 7,6-8,0) до класса 9 (центр города, величина 4,0 в лучшем случае).

См. также: Магнитуда, Световое загрязнение

К

Круговая орбитальная скорость

Скорость, необходимая для круговой орбиты на расстоянии r. Непосредственно над поверхностью Земли она составляет около 7,9 км/с.

Формула v_c = √(μ / r)

Где: μ гравитационный параметр; r расстояние от центра

См. также: Скорость утечки, Уравнение вис-вива

С

Созвездие

Один из 88 официально определенных регионов неба (МАС, 1922-1930), названный в честь традиционной звездной картины, такой как Орион. Звезды в созвездии обычно находятся на очень разных расстояниях.

См. также: Магнитуда

Склонение

Угол точки на небе к северу (+) или к югу (−) от небесного экватора, небесный эквивалент широты. Склонение Солнца колеблется между +23,44° и −23,44° в течение года.

Формула sin δ = sin ε · sin λ

Где: δ Склонение Солнца; ε наклонность эклиптики; λ Эклиптическая долгота Солнца

См. также: Наклон оси (наклон), Солнцестояние

Д

Дельта-v

Изменение скорости в км/с. Это валюта космических полетов: каждый маневр стоит дельта-v, а ракетное топливо определяет, сколько оно имеет.

Формула Δv = v_e ln(m₀ / m_f)

Где: v_e эффективная скорость отработавших газов; m₀, m_f начальная и конечная масса

См. также: Перенос Хомана, Эффект Оберта

К

Карликовая планета

Тело, которое обращается вокруг Солнца и имеет почти круглую форму, но не освободило свою орбитальную зону и не является спутником (IAU 2006). Примеры: Церера, Плутон, Эрида, Хаумеа, Макемаке.

См. также: Планета, Пояс Койпера

Э

Эксцентриситет (e)

Насколько растянута орбита: 0 для окружности, между 0 и 1 для эллипса, 1 для параболы и выше 1 для гиперболы.

См. также: Эллипс, Периапс

З

Затмение

Когда одно тело переходит в тень другого. Солнечное затмение: тень Луны падает на Землю (в новолуние). Лунное затмение: Луна проходит через тень Земли (в полнолуние).

См. также: Узел, Умбра и полутьма

Э

Эклиптика

Плоскость орбиты Земли вокруг Солнца и видимый годовой путь Солнца по небу. Это обычная плоскость отсчета для орбит тел Солнечной системы. Она наклонена примерно на 23,44° к экватору Земли.

См. также: Наклон оси (наклон), Наклонение (i), Узел

Эллипс

Закрытая кривая, множество точек, расстояния которых до двух фиксированных точек (фокусов) в сумме составляют константу. Связываемые орбиты — это эллипсоиды с центральным телом в одном фокусе (первый закон Кеплера).

Формула r = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)

Где: a большая полуось; e эксцентриситет; ν истинная аномалия

См. также: Эксцентриситет (e), Большая полуось (а)

Р

Равноденствие

Момент, когда Солнце пересекает небесный экватор (склонение 0°), около 20 марта и 22 сентября. День и ночь почти везде одинаковы.

См. также: Солнцестояние, Склонение

С

Скорость утечки

Минимальная скорость, при которой тело без двигателя навсегда покидает гравитационное тело. Она равна √2 круговой скорости на том же расстоянии. Поверхность Земли: 11,2 км/с.

Формула v_esc = √(2μ / r)

См. также: Круговая орбитальная скорость, Удельная орбитальная энергия

Свободное падение

Движение только под действием силы тяжести. Астронавты на орбите чувствуют невесомость потому, что они и их космический корабль находятся в свободном падении вместе, а не потому, что гравитация отсутствует.

См. также: Орбита, Гравитация

Г

Гравитационный параметр (μ)

Произведение гравитационной постоянной и массы тела, μ = GM. Она измеряется гораздо точнее, чем только G или M. Земля: 398,600.4 км³/с²; Солнце: 1,32712 × 10¹¹ км³/с².

Формула μ = G M

См. также: Гравитация, Уравнение вис-вива

Гравитация

Притяжение масс. В описании Ньютона сила пропорциональна обеим массам и обратно пропорциональна квадрату их расстояния.

Формула F = G M m / r²

Где: G 6.67430 × 10⁻¹¹ м³ кг⁻¹ с⁻² (КОДАНАС 2018); M, m две массы; r расстояние между центрами

См. также: Гравитационный параметр (μ), Свободное падение

П

Перенос Хомана

Перенос минимальных энергий между двумя круговыми, копланарными орбитами вдоль половины эллипса, касающегося обеих.

Формула a_t = (r₁ + r₂) / 2

См. также: Дельта-v, Уравнение вис-вива

Н

Наклонение (i)

Наклон орбитальной плоскости относительно плоскости отсчета (эклиптики для планет, экватора для спутников). Свыше 90° орбита является ретроградной.

См. также: Долгота восходящего узла (Ω), Ретроградный

Т

Третий закон Кеплера

Квадрат орбитального периода пропорционален кубу большой полуоси. Вокруг Солнца, где T в годах и a в au, T² = a³.

Формула T² / a³ = 4π² / μ

Где: T период обращения; a большая полуось; μ ОО (М + М)

См. также: Орбитальный период, Большая полуось (а)

П

Пояс Койпера

Область ледяных тел за пределами Нептуна, на расстоянии от 30 до 50 а. е. от Солнца. Плутон, Хаумеа и Макемаке орбитируют там.

См. также: Пояс астероидов, Карликовая планета

С

Световое загрязнение

Чрезмерный или неправильно направленный искусственный свет, особенно сияние неба, которое скрывает звезды. Это также отрицательно сказывается на дикой природе и ведет к потере энергии.

См. также: Шкала Бортла

Световое время

Время свет должен пройти определенное расстояние. Солнечный свет занимает около 8 минут 19 секунд, чтобы достичь Земли. Команды космическим аппаратам отдаются с задержкой в световое время.

Формула t = d / c

Где: d расстояние; c скорость света, 299,792.458 км/с

См. также: Астрономическая единица (ае)

Световой год

Расстояние, которое проходит свет в вакууме за один юлианский год (365.25 дней): около 9.46 триллионов км или 63,241 а. е. Это расстояние, а не время.

Формула 1 ly = c × 365.25 × 86,400 s

Где: c скорость света, 299,792.458 км/с

См. также: Астрономическая единица (ае), Световое время

Д

Долгота восходящего узла (Ω)

Угол, измеряемый в плоскости отсчета от исходного направления до точки, где орбита пересекает плоскость движения на север.

См. также: Узел, Наклонение (i), Аргумент перигея (ω)

М

Магнитуда

Логарифмическая шкала яркости, где меньшие числа являются более яркими. Пять звёздных величин равны точно 100-кратному увеличению яркости.

Формула m₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)

Где: m магнитуда; F наблюдаемый поток

См. также: Шкала Бортла

П

Пояс астероидов

Область между орбитами Марса и Юпитера, примерно от 2,2 до 3,3 а. е. от Солнца, где находится большинство известных астероидов. Несмотря на свою репутацию, это в основном пустое пространство; его крупнейшим телом является карликовая планета Церера.

См. также: Пояс Койпера, Карликовая планета

С

Средняя аномалия (M)

Угол, который равномерно увеличивается со временем, 360° на орбиту. Фактическое положение следует из уравнения Кеплера.

Формула M = E − e sin E

Где: E эксцентричная аномалия; e эксцентриситет

См. также: Эксцентриситет (e)

У

Узел

Одна из двух точек, в которых орбита пересекает плоскость отсчета. Узлы Луны лежат на эклиптике; затмения происходят только тогда, когда новая или полнолуние происходит вблизи узла.

См. также: Долгота восходящего узла (Ω), Затмение

Э

Эффект Оберта

Горение, произведенное там, где космический аппарат движется наиболее быстро (глубоко в гравитационной колодце), изменяет его орбитальную энергию больше всего. Поэтому отход с низкой орбиты стоит меньше, чем остаточная скорость, которую вы хотите далеко.

Формула Δv = √(v∞² + v_esc²) − v_c

Где: v∞ гиперболическое превышение скорости; v_esc скорость утечки при сжигании; v_c круговая скорость на горелки

См. также: Дельта-v, Скорость утечки

О

Орбита

Путь тела, движущегося под действием силы тяжести другого тела. В случае двух тел это коническое сечение: эллипс (закрытый), парабола или гипербола (открытый).

См. также: Эллипс, Третий закон Кеплера, Свободное падение

Орбитальный период

Время, необходимое для завершения одной орбиты. Сидерический период измеряется по отношению к звездам; синодический период измеряется относительно другого движущегося тела, такого как Солнце, наблюдаемое с Земли.

Формула T = 2π √(a³/μ)

Где: a большая полуось; μ гравитационный параметр центрального тела

См. также: Третий закон Кеплера, Синодический месяц

П

Периапс

Точка орбиты, наиболее близкая к центральному телу, на расстоянии a(1 − e). Вокруг Солнца он называется перигеем, вокруг Земли — перигелием.

Формула r_p = a (1 − e)

См. также: Апопсис, Перигей

Перигей

Точка орбиты вокруг Солнца, наиболее близкая к Солнцу. Земля проходит мимо нее в начале января на расстоянии около 147,1 млн. км. Наиболее удаленная точка - афелий.

См. также: Периапс, Апопсис

Планета

Согласно определению МАС 2006 года, объект, который обращается вокруг Солнца, достаточно массивен, чтобы быть почти круглым под действием собственной гравитации и расчистил окрестности вокруг своей орбиты. В Солнечной системе их восемь.

См. также: Карликовая планета, Орбита

Р

Ретроградный

Движение или вращение в направлении, противоположном большинству тел в системе. Венера вращается ретроградно; Тритон и комета Галлея обращаются по обратной орбите (наклонение больше 90°).

См. также: Наклонение (i), Солнечный день

Б

Большая полуось (а)

Половина самого длинного диаметра эллипса. Он определяет размер орбиты, её энергию и период.

Формула a = (r_p + r_a) / 2

Где: r_p расстояние до перигея; r_a расстояние до апоапсиса

См. также: Третий закон Кеплера, Эллипс

С

Сидерический день

Время, за которое тело вращается один раз относительно далеких звезд. Для Земли: 23 час. 56 мин. 4,09 сек.

См. также: Солнечный день

Сидерический месяц

Время, за которое Луна совершает один оборот вокруг Земли относительно звезд: 27.322 суток.

См. также: Синодический месяц

Солнечный день

Время от одного полудня до следующего, т.е. одно вращение относительно Солнца. Он отличается от сидерического дня тем, что тело также движется по своей орбите.

Формула 1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orb

Где: P_rot период сидерического вращения (отрицательный, если ретроградный); P_orb период обращения

См. также: Сидерический день, Ретроградный

Солнцестояние

Момент, когда Солнце достигает своего самого северного (около 21 июня) или южного (около 21 декабря) склонения. Он дает самые длинные и самые короткие дни.

См. также: Равноденствие, Склонение

У

Удельная орбитальная энергия

Орбитальная энергия на единицу массы. Отрицательное значение для связанных (эллиптических) орбит, нулевой показатель для параболической эвакуации, положительное - для гиперболической.

Формула ε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)

См. также: Уравнение вис-вива, Скорость утечки

С

Синодический месяц

Время между двумя идентичными фазами Луны, например, от новолуния до новолуния: в среднем 29,531 дня.

Формула 1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_year

Где: P_sid сидерический месяц, 27,322 суток; P_year сидерический год, 365,256 суток

См. также: Сидерический месяц

У

Умбра и полутьма

Умбра - это темная центральная часть тени, где источник света полностью скрыт; полутень - это внешняя часть, где он только частично скрыт.

См. также: Затмение

Уравнение вис-вива

Даёт орбитальную скорость на любом расстоянии только от размера орбиты. Она выражает сохранение энергии.

Формула v = √(μ (2/r − 1/a))

Где: μ гравитационный параметр; r текущее расстояние; a большая полуось

См. также: Удельная орбитальная энергия, Круговая орбитальная скорость

Инструменты и уроки используют упрощенные модели только для обучения. Они не должны использоваться для навигации, планирования миссий или любого оперативного решения. Сертификаты бесплатны и не аккредитованы. Прочитайте оговорку об образовательном контенте