Fjalori

A

Apoapsis

Pika më e largët nga trupi qendror, në distancën a(1 + e). Rreth Diellit quhet aphelion, rreth Tokës apogee.

Formula r_a = a (1 + e)

Shiko gjithashtu: Periheli

Argumenti i periapsis (ω)

Këndi, i matur në planin orbital nga nyja e ngjitjes, tek periapsis.

Formula ϖ = Ω + ω

Ku: ϖ longitudë e periapsis; Ω longitude e nyjes në ngjitje

Shiko gjithashtu: Gjatësia e nyjes në ngjitje (Ω), Periheli

N

Njësia astronomike (au)

Një njësi e gjatësisë përcaktuar si saktësisht 149,597,870,700 metra, rreth distancës mesatare midis Tokës dhe Diellit. Përcaktuar nga IAU 2012 Resolution B2.

Shiko gjithashtu: Drita, Drita

P

Prerja aksiale (obliquitet)

Këndi midis boshtit të rrotullimit të një trupi dhe perpendikular ndaj planit të tij orbital. Tokës është rreth 23.44 °, që shkakton stinët. Urani është rreth 98 gradë.

Shiko gjithashtu: Deklinacioni, Solstici, Eklipsi

S

Skali Bortle

Një shkallë nëntë-klasë e errësirës së qiellit të natës u fut nga John E. Bortle në Sky & Telescope (2001), nga klasa 1 (e shkëlqyer e errët, yjet me madhësi 7.6 deri 8.0) në klasën 9 (qyteti i brendshëm, madhësia 4.0 në më të mirë).

Shiko gjithashtu: Madhësia, Ndotja e dritës

Shpejtësia orbitale

Shpejtësia e nevojshme për një orbitë rrethore në distancën r. Vetëm mbi sipërfaqen e Tokës është rreth 7.9 km / s.

Formula v_c = √(μ / r)

Ku: μ Parametri i gravitetit; r distance from the center

Shiko gjithashtu: Shpejtësia e daljes, Ekuacioni vis-à-vis

Y

Yjësia

Një nga 88 rajonet zyrtarisht të përcaktuara të qiellit (IAU, 1922 deri më 1930), emërtuar pas një modeli tradicional yjor si Orion. Yjet në një yjësi janë zakonisht në distanca shumë të ndryshme.

Shiko gjithashtu: Madhësia

D

Deklinacioni

Këndi i një pike në qiell verior (+) ose jugor (−) e ekuatorit qiellor, ekuivalenti i qiellit të gjerësisë. Deklinacioni i Diellit lëviz midis +23.44° dhe −23.44° gjatë vitit.

Formula sin δ = sin ε · sin λ

Ku: δ Deklinacioni i Diellit; ε ekliptika; λ Gjerësia e ekliptikës së Diellit

Shiko gjithashtu: Prerja aksiale (obliquitet), Solstici

Delta-v

Ndryshimi në shpejtësi, në km/s. Është monedha e fluturimit në hapësirë: çdo manovër kushton delta-v, dhe propellanti i një rakete vendos sa ka.

Formula Δv = v_e ln(m₀ / m_f)

Ku: v_e shpejtësia efektive e nxehtësisë; m₀, m_f masa fillestare dhe e fundit

Shiko gjithashtu: Transferimi Hohmann, Efekt i Oberth

P

Planeti xhuxh

Një trup që orbiton Diellin dhe është pothuajse i rrumbullakët, por nuk ka pastruar fqinjësinë e tij orbitale dhe nuk është një hënë (IAU 2006). Shembuj: Ceres, Pluton, Eris, Haumea, Makemake.

Shiko gjithashtu: Planeti, Rripi i Kuiperit

E

Ekscentriciteti (e)

Sa e zgjatur është një orbitë: 0 për një rreth, midis 0 dhe 1 për një elipse, 1 për një parabolë dhe mbi 1 për një hiperbolë.

Shiko gjithashtu: Elipsa, Periheli

Eclipse

Kur një trup kalon në hijen e tjetrit. Eklipsi i Diellit: Hija e Hënës bie mbi Tokë (në hënën e re). Eklipsi i Hënës: Hëna kalon nëpër hijen e Tokës (në hënë të plotë).

Shiko gjithashtu: Nyje, Hije dhe hije të shkurtra

Ekliptika

Plani i orbitës së Tokës rreth Diellit, dhe rruga e dukshme vjetore e Diellit nëpër qiell. Është plani i zakonshëm i referencës për orbitat e trupave të sistemit diellor. Është e prirur rreth 23.44° nga ekuatori i Tokës.

Shiko gjithashtu: Prerja aksiale (obliquitet), Përkulja (i), Nyje

Elipsa

Një kurbe e mbyllur, një grup i pikave të cilat distancat nga dy pika të fiksuara (foci) shtohen në një konstante. Orbitat e lidhura janë elipse me trupin qendror në një fokus (ligji i parë i Keplerit).

Formula r = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)

Ku: a gjysmë-boshti i madh; e Ekscentriciteti; ν anomali e vërtetë

Shiko gjithashtu: Ekscentriciteti (e), Gjysmë-boshti i madh (a)

Eklipsi

Momenti kur Dielli kalon ekuatorin qiellore (deklinim 0 °), rreth 20 marsit dhe 22 shtatorit. Dita dhe nata janë pothuajse të barabarta kudo.

Shiko gjithashtu: Solstici, Deklinacioni

S

Shpejtësia e daljes

Shpejtësia minimale me të cilën një trup i pafuqishëm lë një trup që graviton për mirë. Është √2 herë shpejtësia rrethore në të njëjtën distancë. Sipërfaqja e Tokës: 11.2 km/s.

Formula v_esc = √(2μ / r)

Shiko gjithashtu: Shpejtësia orbitale, Energjia specifike orbitale

R

Rënia e lirë

Lëvizja vetëm nën gravitetin. Astronautët në orbitë ndjehen pa peshë sepse ata dhe anijet e tyre hapsinore janë në rënie të lirë së bashku, jo sepse graviteti është i munguar.

Shiko gjithashtu: Orbita, Graviteti

P

Parametri i gravitetit (μ)

Prodhimi i konstantës gravitacionale dhe masës së një trupi, μ = GM. Ajo matet shumë më saktësisht se G ose M vetëm. Toka: 398,600.4 km³/s²; Dielli: 1.32712 × 10¹¹ km³/s².

Formula μ = G M

Shiko gjithashtu: Graviteti, Ekuacioni vis-à-vis

G

Graviteti

Tërheqja mes masave. Në përshkrimin e Njutonit forca është proporcionale me të dy masave dhe inversisht proporcionale me katrorin e distancës së tyre.

Formula F = G M m / r²

Ku: G 6.67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² (CODATA 2018); M, m dy masa; r distance between centers

Shiko gjithashtu: Parametri i gravitetit (μ), Rënia e lirë

T

Transferimi Hohmann

Transferimi i energjisë minimale dy-digje midis dy orbitave rrethore, koplanare, përgjatë gjysmës së një elipsë që prek të dyja.

Formula a_t = (r₁ + r₂) / 2

Shiko gjithashtu: Delta-v, Ekuacioni vis-à-vis

P

Përkulja (i)

Prerja e një plani orbital në lidhje me një plan referuese (ekliptik për planetet, ekuatori për satelitët). Mbi 90° orbita është retrograde.

Shiko gjithashtu: Gjatësia e nyjes në ngjitje (Ω), Retrograd

L

Ligji i tretë i Keplerit

Katrori i periudhës orbitale është proporcional me kubin e gjysmë-boshtit të madh. Rreth Diellit, me T në vite dhe a në au, T² = a³.

Formula T² / a³ = 4π² / μ

Ku: T Periudha orbitale; a gjysmë-boshti i madh; μ G(M + m)

Shiko gjithashtu: Periudha orbitale, Gjysmë-boshti i madh (a)

R

Rripi i Kuiperit

Një rajon i trupave të akullit përtej Neptunit, nga rreth 30 deri në 50 AU nga Dielli. Plutoni, Haumea dhe Makemake orbitojnë atje.

Shiko gjithashtu: Rripi kryesor i asteroideve, Planeti xhuxh

N

Ndotja e dritës

Drita artificiale e tepërt ose e keqdrejtuar, veçanërisht shkëlqimi i qiellit që fsheh yjet. Ajo prek gjithashtu jetën e egër dhe harxhon energji.

Shiko gjithashtu: Skali Bortle

D

Drita

Drita duhet të udhëtojë një distancë të caktuar. Drita e diellit merr rreth 8 minuta dhe 19 sekonda për të arritur në Tokë. Komandat për anijet kozmike janë të vonuara nga koha e dritës.

Formula t = d / c

Ku: d distancë; c Shpejtësia e dritës, 299.792.458 km/s

Shiko gjithashtu: Njësia astronomike (au)

Drita

Distanca e dritës udhëton në vakuum në një vit Julian (365.25 ditë): rreth 9.46 trilion km, ose 63.241 AU. Është një distancë, jo kohë.

Formula 1 ly = c × 365.25 × 86,400 s

Ku: c Shpejtësia e dritës, 299.792.458 km/s

Shiko gjithashtu: Njësia astronomike (au), Drita

G

Gjatësia e nyjes në ngjitje (Ω)

Këndi, i matur në planin e referencës nga drejtimi i referencës, deri në pikën ku orbita kalon planin duke shkuar në veri.

Shiko gjithashtu: Nyje, Përkulja (i), Argumenti i periapsis (ω)

M

Madhësia

Një shkallë logaritmike e ndriçimit, ku numrat më të vegjël janë më të ndritshëm. Pesë magnituda janë saktësisht një faktor i 100 në ndriçim.

Formula m₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)

Ku: m magnitudë; F Fluksi i vëzhguar

Shiko gjithashtu: Skali Bortle

R

Rripi kryesor i asteroideve

Rajoni midis orbitave të Marsit dhe Jupiterit, rreth 2.2 deri në 3.3 AU nga Dielli, ku shumica e asteroidëve të njohur orbitojnë. Pavarësisht reputacionit të saj, është kryesisht hapësirë bosh; trupi më i madh i saj është planeti xhuxh Ceres.

Shiko gjithashtu: Rripi i Kuiperit, Planeti xhuxh

A

Anomalia mesatare (M)

Një kënd që rritet në mënyrë të barabartë me kohën, 360° për orbitë. Pozicioni aktual vjen nga ekuacioni i Keplerit.

Formula M = E − e sin E

Ku: E anomali ekscentrike; e Ekscentriciteti

Shiko gjithashtu: Ekscentriciteti (e)

N

Nyje

Një nga dy pikat ku një orbitë kalon një plan referuese. Nyjet e Hënës gjenden në ekliptik; eklipset ndodhin vetëm kur një hënë e re ose e plotë ndodh pranë një nyje.

Shiko gjithashtu: Gjatësia e nyjes në ngjitje (Ω), Eclipse

E

Efekt i Oberth

Një djegie e bërë ku një anije hapësinore lëviz më shpejt (thellë në një pushkë graviteti) ndryshon energjinë e saj orbitale më shumë. Duke dalë nga orbita e ulët, kështu që kushton më pak se shpejtësia e mbetur që dëshironi larg.

Formula Δv = √(v∞² + v_esc²) − v_c

Ku: v∞ hiperbolik; v_esc Shpejtësia e shpëtimit në djegie; v_c shpejtësia rrethore në momentin e djegies

Shiko gjithashtu: Delta-v, Shpejtësia e daljes

O

Orbita

Rruga e një trupi që lëviz nën gravitetin e një tjetri. Në rastin e dy trupave është një seksion konik: një elipse (e mbyllur), një parabolë ose një hiperbolë (e hapur).

Shiko gjithashtu: Elipsa, Ligji i tretë i Keplerit, Rënia e lirë

P

Periudha orbitale

Koha e nevojshme për të kompletuar një orbitë. Periudha sidereal është e matur në krahasim me yjet; periudha sinodike është e matur relativisht ndaj një trupi tjetër lëvizës, si Dielli i parë nga Toka.

Formula T = 2π √(a³/μ)

Ku: a gjysmë-boshti i madh; μ parametri i gravitetit i trupit qendror

Shiko gjithashtu: Ligji i tretë i Keplerit, Muaji sinodik

Periheli

Pika e orbitës më afër trupit qendror, në distancë a(1 − e). Rreth Diellit quhet periheli, rreth Tokës perigeu.

Formula r_p = a (1 − e)

Shiko gjithashtu: Apoapsis, Periheli

Periheli

Pika e orbitës rreth Diellit më afër Diellit. Toka kalon në fillim të janarit në rreth 147.1 milion km. Pika më e largët është aphelion.

Shiko gjithashtu: Periheli, Apoapsis

Planeti

Sipas përkufizimit të 2006 IAU, një trup që orbiton Diellin, është i madh sa duhet për të qenë pothuajse i rrumbullakët nën gravitetin e vet dhe ka pastruar fqinjët rreth orbitës së tij. Sistemi diellor ka tetë.

Shiko gjithashtu: Planeti xhuxh, Orbita

R

Retrograd

Lëvizja ose rrotullimi në drejtimin e kundërt të shumicës së trupave në sistem. Venusi rrotullohet retrograde; Tritoni dhe kometa e Halley orbitojnë retrograde (pjerrtësi mbi 90°).

Shiko gjithashtu: Përkulja (i), Ditë solare

G

Gjysmë-boshti i madh (a)

Gjysma e diametër më të gjatë të një elipse. Ai vendos madhësinë e orbitës, energjinë dhe periudhën e saj.

Formula a = (r_p + r_a) / 2

Ku: r_p Distanca e periapsis; r_a apoapsis distance

Shiko gjithashtu: Ligji i tretë i Keplerit, Elipsa

D

Ditë sideriane

Koha që një trup merr për të rrotulluar një herë në raport me yjet e largët. Për Tokën: 23 h 56 min 4.09 s.

Shiko gjithashtu: Ditë solare

M

muaj

Koha që i duhet Hënës për të orbituar Tokën një herë në raport me yjet: 27.322 ditë.

Shiko gjithashtu: Muaji sinodik

D

Ditë solare

Koha nga një mesditë në tjetrën, pra një rrotullim relativ ndaj Diellit. Ajo ndryshon nga dita yjore sepse trupi gjithashtu lëviz përgjatë orbitës së tij.

Formula 1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orb

Ku: P_rot Periudha e rrotullimit të yjeve (negative nëse retrograde); P_orb Periudha orbitale

Shiko gjithashtu: Ditë sideriane, Retrograd

S

Solstici

Momenti kur Dielli arrin në veriun e tij më të largët (rreth 21 qershorit) ose në jug (rreth 21 dhjetorit). Kjo tregon ditët më të gjata dhe më të shkurtra.

Shiko gjithashtu: Eklipsi, Deklinacioni

E

Energjia specifike orbitale

Energjia orbitale për njësi mase. Negativ për orbitat e lidhura (eliptike), zero për shpëtimin parabolik, pozitiv për hiperbolik.

Formula ε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)

Shiko gjithashtu: Ekuacioni vis-à-vis, Shpejtësia e daljes

M

Muaji sinodik

Koha midis dy fazave identike të Hënës, psh. nga hëna e re në hënën e re: mesatarisht 29.531 ditë.

Formula 1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_year

Ku: P_sid muaji sideral, 27.322 ditë; P_year vit sideral, 365.256 ditë

Shiko gjithashtu: muaj

H

Hije dhe hije të shkurtra

Umbra është pjesa e errët qendrore e një hije ku burimi i dritës është krejtësisht i fshehur; penumbra është pjesa e jashtme ku është vetëm pjesërisht e fshehur.

Shiko gjithashtu: Eclipse

E

Ekuacioni vis-à-vis

Ja jep shpejtësinë orbitale në çdo distancë nga madhësia e orbitës vetëm. Kjo shpreh ruajtjen e energjisë.

Formula v = √(μ (2/r − 1/a))

Ku: μ Parametri i gravitetit; r Distanca aktuale; a gjysmë-boshti i madh

Shiko gjithashtu: Energjia specifike orbitale, Shpejtësia orbitale

Instrumentet dhe mësimet përdorin modele të thjeshta vetëm për të mësuar. Ato nuk duhet të përdoren për navigim, planifikimin e misioneve apo ndonjë vendim operacional. Çertifikatat janë falas dhe jo të akredituara. Lexo përmbajtjen edukative të mospërgjegjshmërisë