Sözlük

A

Apoapsis

Merkez cisimden en uzak olan yörünge noktası, a(1 + e) mesafede. Güneş çevresindeki bu noktaya aphelion, Dünya çevresindekilere ise apogee denir.

Formülü r_a = a (1 + e)

Ayrıca bakınız: Periapsis

P

Periapsis argümanı (ω)

Yörünge düzleminde yükselen düğümden periapsise kadar ölçülen açı.

Formülü ϖ = Ω + ω

Nerede: ϖ periapsis; Ω yükselen düğümün boylamı

Ayrıca bakınız: Yükselen düğümün uzunluğu (Ω), Periapsis

A

Astronomik birim (au)

Bir uzunluk birimi olarak tanımlanan tam 149.597.870.700 metre, Dünya ile Güneş arasındaki ortalama mesafedir. IAU 2012 Resolution B2 tarafından tanımlanmıştır.

Ayrıca bakınız: Işık-zaman, Işık yılı

E

Eksantrik eğim (eğrilik)

Bir cisim için dönme ekseni ile yörünge düzlemine dik olan açı. Dünya’nınki ise 23.44° civarındadır, bu da mevsimlere neden olur. Uranüs’ün yaklaşık 98°.

Ayrıca bakınız: Değişmez, Güneşin batışı, Equinox

B

Bortle ölçeği

Gece gökyüzünün karanlığının dokuz sınıfı ölçeği John E. Bortle in Sky & Telescope (2001), sınıf 1’den (mükemmel karanlık site, yıldızlar büyüklüğü 7.6 ile 8.0) sınıf 9’a (şehir merkezinde, en iyi büyüklük 4.0).

Ayrıca bakınız: Büyüklük, Işık kirliliği

D

Dairesel yörünge hızı

Bir dairesel yörünge için gereken hız r uzaklıkta. Dünya yüzeyinin hemen üstünde ise yaklaşık 7,9 km/s’dir.

Formülü v_c = √(μ / r)

Nerede: μ kütleçekimsel parametre; r merkezden uzaklık

Ayrıca bakınız: Kaçış hızı, Vis-viva denklemi

T

Takımyıldız

Gökyüzünün resmen tanımlanmış 88 bölgesinden biri (IAU, 1922-1930), Orion gibi geleneksel bir yıldız modelinin adı verilmiştir. Bir takımyıldızdaki yıldızlar genellikle çok farklı mesafelerdedir.

Ayrıca bakınız: Büyüklük

D

Değişmez

Gökyüzünde bir noktanın gök ekvatorunun kuzey (+) veya güney (−), gökyüzünün enlem eşdeğeri olan açısı. Güneş’in deklinasyonu yıl boyunca +23.44° ve −23.44° arasında değişir.

Formülü sin δ = sin ε · sin λ

Nerede: δ Güneş' in kayması; ε ekliptik eğimi; λ Güneş' in ekliptik boylam

Ayrıca bakınız: Eksantrik eğim (eğrilik), Güneşin batışı

Delta-v

Hız değişimi, km/s. Bu uzay uçuşunun para birimidir: her manevra delta-v’ye mal olur ve roketin itici gücü ne kadar olduğunu belirler.

Formülü Δv = v_e ln(m₀ / m_f)

Nerede: v_e etkin egzoz hızı; m₀, m_f başlangıç ve son kütle

Ayrıca bakınız: Hohmann transferi, Oberth etkisi

C

Cüce gezegen

Güneş etrafında yörüngede olan ve neredeyse yuvarlak olan bir cisim, ancak yörünge komşusunu temizlememiş ve bir uydu değildir (IAU 2006). Örneğin: Ceres, Plüton, Eris, Haumea, Makemake.

Ayrıca bakınız: Gezegen, Kuyruklu yıldız

E

Eğrilik (e)

Bir yörünge ne kadar uzadı: 0 bir daireye, 0 ile 1 arasında bir elips için, 1 bir parabola için ve 1’in üzerinde bir hiperbol için.

Ayrıca bakınız: Elip, Periapsis

Eclipse

Bir vücudun diğerinin gölgesine girdiği zaman. Güneş tutulması: Ay’ın gölgesinin Dünya’ya düşmesi (yeni ayda). Ay tutulması: Ay, Dünya’nın gölgesinden geçer (dolunay).

Ayrıca bakınız: Düğüm, Umbra ve penumbra

Ekliptik

Dünya’nın Güneş etrafındaki yörünge düzlemi ve Güneş’in gökyüzünde yıllık olarak izlediği görünür yol. Bu, güneş sistemi cisimlerinin yörüngeleri için genel referans düzlemidir. Dünya’nın ekvatoruna yaklaşık 23.44° eğimlidir.

Ayrıca bakınız: Eksantrik eğim (eğrilik), Eğrilik (i), Düğüm

Elip

Bir kapalı eğri, iki sabit noktaya (foci) olan mesafelerinin bir sabite toplamasıyla oluşan noktaların kümesidir. Bağlanmış yörüngeler, merkezî cisim bir odak noktasında olan eliptiklerdir (Kepler’in ilk yasası).

Formülü r = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)

Nerede: a yarı büyük eksen; e eksensellik; ν gerçek anomali

Ayrıca bakınız: Eğrilik (e), Yarı büyük eksen (a)

Equinox

Güneş’in gök ekvatorunu (0° deklinasyon) geçtiği an, 20 Mart ve 22 Eylül civarında. Gece ve gündüz neredeyse her yerde eşit.

Ayrıca bakınız: Güneşin batışı, Değişmez

K

Kaçış hızı

Güçlü olmayan bir cisim yerçekimi etkisinde olan bir cisimi bıraktığı en düşük hız. Bu, aynı mesafedeki dairesel hızın √2 katı kadardır. Dünya yüzeyi: 11.2 km/s.

Formülü v_esc = √(2μ / r)

Ayrıca bakınız: Dairesel yörünge hızı, Özel yörüngesel enerji

Ö

Özgür düşme

Sadece yerçekimi altında hareket. Yörüngedeki astronotların ağırlıksız hissetmelerinin nedeni, yerçekiminin yokluğu değil, onlar ve uzay gemileri birlikte serbest düşme halinde oldukları içindir.

Ayrıca bakınız: Yörünge, Yerçekimi

Y

Yerçekimi parametresi (μ)

Yerçekimsel sabit ve bir cisim kütlesinin çarpımı, μ = GM. Bu, yalnızca G veya M’den çok daha doğru ölçülür. Dünya: 398,600.4 km³/s²; Sun: 1.32712 × 10¹¹ km³/s².

Formülü μ = G M

Ayrıca bakınız: Yerçekimi, Vis-viva denklemi

Yerçekimi

Toplumlar arasındaki çekim. Newton’un tanımında kuvvet her iki kütleye de orantılıdır ve uzaklıklarının karesine ters orantılıdır.

Formülü F = G M m / r²

Nerede: G 6.67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² (CODATA 2018); M, m İki kütle; r merkezler arası mesafe

Ayrıca bakınız: Yerçekimi parametresi (μ), Özgür düşme

H

Hohmann transferi

İki dairesel, koplanar yörünge arasında minimum enerjili iki yanma transferi, her ikisine de dokunan bir elipsin yarısı boyunca.

Formülü a_t = (r₁ + r₂) / 2

Ayrıca bakınız: Delta-v, Vis-viva denklemi

E

Eğrilik (i)

Bir yörünge düzleminin referans düzlemine göre eğimi (gezegenler için ekliptik, uydular için ekvator). 90°‘nin üzerinde yörünge geri hareketlidir.

Ayrıca bakınız: Yükselen düğümün uzunluğu (Ω), Gerileme

K

Kepler'in üçüncü yasası

Yörünge döneminin karesi yarı büyük eksenin küpü ile orantılıdır. Güneş etrafında, T yıl ve a au ile, T² = a³.

Formülü T² / a³ = 4π² / μ

Nerede: T yörüngesel dönem; a yarı büyük eksen; μ G( M + m)

Ayrıca bakınız: Yörünge süresi, Yarı büyük eksen (a)

Kuyruklu yıldız

Neptün’ün ötesindeki buzlu cisimlerin bir bölgesi, Güneş’ten yaklaşık 30 ila 50 AU uzaklıkta. Plüton, Haumea ve Makemake burada yörüngededir.

Ayrıca bakınız: Ana asteroid kuşağı, Cüce gezegen

I

Işık kirliliği

Aşırı veya yanlış yönlendirilmiş yapay ışık, özellikle yıldızları gizleyen gökyüzü parıltısı. Ayrıca vahşi yaşamı da etkiler ve enerjiyi boşa harcar.

Ayrıca bakınız: Bortle ölçeği

Işık-zaman

Zaman ışığının belli bir mesafeyi geçmesi gerekiyor. Güneş ışığı Dünya’ya ulaşmak için yaklaşık 8 dakika 19 saniye sürer. Uzay gemilerine verilen emirler ışık zamanı ile gecikmektedir.

Formülü t = d / c

Nerede: d uzaklık; c Işık hızı, 299.792.458 km/s

Ayrıca bakınız: Astronomik birim (au)

Işık yılı

Işık mesafesi vakumda bir Jülyen yılında (365.25 gün) yolculuk eder: yaklaşık 9.46 trilyon km, ya da 63.241 av. Bu bir mesafe, zaman değil.

Formülü 1 ly = c × 365.25 × 86,400 s

Nerede: c Işık hızı, 299.792.458 km/s

Ayrıca bakınız: Astronomik birim (au), Işık-zaman

Y

Yükselen düğümün uzunluğu (Ω)

Referans düzlemde referans yönünden yörüngenin kuzey doğrultusunda düzlemi kesen noktaya ölçülen açı.

Ayrıca bakınız: Düğüm, Eğrilik (i), Periapsis argümanı (ω)

B

Büyüklük

Bir logaritmik parlaklık ölçeği, küçük sayılar daha parlaktır. Beş büyüklük tam olarak parlaklıkta 100’ün bir faktörüdür.

Formülü m₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)

Nerede: m büyüklük; F gözlemlenen akış

Ayrıca bakınız: Bortle ölçeği

A

Ana asteroid kuşağı

Mars ve Jüpiter’in yörüngeleri arasındaki bölge, Güneş’ten yaklaşık olarak 2.2 ila 3.3 AU uzaklıkta, bilinen asteroitlerin çoğunun yörüngede olduğu yerdir. Ününe rağmen, çoğunlukla boş bir uzaydır; en büyük cisim cüce gezegen Ceres’tir.

Ayrıca bakınız: Kuyruklu yıldız, Cüce gezegen

O

Ortalama anormallik (M)

Zamanla eşit olarak artan bir açı, yörünge başına 360 derece. Gerçek konum Kepler’in denklemi ile belirlenir.

Formülü M = E − e sin E

Nerede: E Eksentrik anomali; e eksensellik

Ayrıca bakınız: Eğrilik (e)

D

Düğüm

Bir yörüngenin referans düzlemini kestiği iki noktadan biri. Ay’ın düğümleri ekliptik üzerindedir; tutulmalar yalnızca yeni veya dolunay bir düğümün yakınında meydana geldiğinde olur.

Ayrıca bakınız: Yükselen düğümün uzunluğu (Ω), Eclipse

O

Oberth etkisi

Bir uzay aracının en hızlı hareket ettiği yerde (yerçekimi kuyularının derinliklerinde) yapılan bir yanma, yörüngesel enerjisini en çok değiştirir. Bu yüzden düşük yörüngeden ayrılmak, uzakta istediğiniz geri kalan hızdan daha az maliyetli.

Formülü Δv = √(v∞² + v_esc²) − v_c

Nerede: v∞ hiperbolik aşırı hız; v_esc Yanan yerden kaçma hızı; v_c Yanan noktadaki daire hızı

Ayrıca bakınız: Delta-v, Kaçış hızı

Y

Yörünge

Bir cisim diğerinin yerçekimi altında hareket eden bir yol. İki cisim durumunda ise bir koni kesiti: bir elips (kapalı), bir parabol veya bir hiperbol (açık).

Ayrıca bakınız: Elip, Kepler'in üçüncü yasası, Özgür düşme

Yörünge süresi

Bir yörüngeyi tamamlamak için gereken zaman. Sideral dönem yıldızlara karşı ölçülür; sinodik dönem ise Dünya’dan görülen Güneş gibi başka bir hareketli cisimle ilişkili olarak ölçülür.

Formülü T = 2π √(a³/μ)

Nerede: a yarı büyük eksen; μ Merkez cisim yerçekimi parametresi

Ayrıca bakınız: Kepler'in üçüncü yasası, Sinodik ay

P

Periapsis

Merkez cisimle en yakın olan yörünge noktası, uzaklık a(1 − e). Güneş etrafındaki perihelion, Dünya çevresindeki perigee olarak adlandırılır.

Formülü r_p = a (1 − e)

Ayrıca bakınız: Apoapsis, Perihelion

Perihelion

Güneş etrafındaki yörüngede, Güneş’ e en yakın olan nokta. Dünya Ocak ayı başlarında yaklaşık 147.1 milyon km uzaklıkta geçiyor. En uzak noktası aphelion’dur.

Ayrıca bakınız: Periapsis, Apoapsis

G

Gezegen

2006 IAU tanımına göre, Güneş’in yörüngesinde olan bir cisim, kendi kütleçekimi altında neredeyse yuvarlak olacak kadar büyüktür ve yörüngesinin etrafındaki komşularını temizlemiştir. Güneş sisteminde sekiz tane var.

Ayrıca bakınız: Cüce gezegen, Yörünge

Gerileme

Sistemdeki çoğu cisimle karşıt yönde hareket eden veya dönen. Venüs geri döner; Triton ve Halley’in kuyruklu yıldızı yörüngesi geri döner (eğim 90° üzerinde).

Ayrıca bakınız: Eğrilik (i), Güneş günü

Y

Yarı büyük eksen (a)

Bir elipsin en uzun çapının yarısı. Yörünge büyüklüğünü, enerjisini ve periyodunu belirler.

Formülü a = (r_p + r_a) / 2

Nerede: r_p periapsis uzaklığı; r_a uzaklık

Ayrıca bakınız: Kepler'in üçüncü yasası, Elip

Yıldız günü

Bir cismin uzak yıldızlara göre bir kez dönmesi için gereken zaman. Dünya için: 23 s 56 d 4,09 s.

Ayrıca bakınız: Güneş günü

S

Sidereal month

Ay’ın Dünya yörüngesini bir kez yıldızlara göre dönmesi için gereken zaman: 27.322 gün.

Ayrıca bakınız: Sinodik ay

G

Güneş günü

Bir öğleden sonradan bir sonrakine kadar geçen zaman, yani güneşe göre bir dönüş. Bu yıldızsal günden farklıdır çünkü cisim de yörüngesi boyunca hareket eder.

Formülü 1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orb

Nerede: P_rot yıldızsal dönme süresi (geri dönüşlüyse negatif); P_orb yörüngesel dönem

Ayrıca bakınız: Yıldız günü, Gerileme

Güneşin batışı

Güneş’in en kuzey (yaklaşık 21 Haziran) veya güney (yaklaşık 21 Aralık) deklinasyonuna ulaştığı an. En uzun ve en kısa günleri verir.

Ayrıca bakınız: Equinox, Değişmez

Ö

Özel yörüngesel enerji

Birim kütle başına yörüngesel enerji. Bağlanmış (elips) yörüngeler için negatif, parabolik kaçış için sıfır, hiperbolik için pozitif.

Formülü ε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)

Ayrıca bakınız: Vis-viva denklemi, Kaçış hızı

S

Sinodik ay

İki Ay fazı arasındaki zaman, örneğin yeni Ay ile yeni Ay arasında: ortalama 29.531 gün.

Formülü 1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_year

Nerede: P_sid yıldız ay, 27.322 gün; P_year yıldızsal yıl, 365.256 gün

Ayrıca bakınız: Sidereal month

U

Umbra ve penumbra

Umbra, ışık kaynağının tamamen gizli olduğu bir gölgenin karanlık merkezi kısmıdır; penumbra ise sadece kısmen gizli olduğu dış kısımdır.

Ayrıca bakınız: Eclipse

V

Vis-viva denklemi

Yörüngesel hızı herhangi bir uzaklıkta sadece yörüngenin büyüklüğünden verir. Enerjinin korunumu ilkesini ifade eder.

Formülü v = √(μ (2/r − 1/a))

Nerede: μ kütleçekimsel parametre; r şu anki mesafe; a yarı büyük eksen

Ayrıca bakınız: Özel yörüngesel enerji, Dairesel yörünge hızı

Araçlar ve dersler sadece öğrenme amaçlı basitleştirilmiş modelleri kullanır. Navigasyon, görev planlaması veya herhangi bir operasyonel karar için kullanılmamalıdır. Sertifikalar ücretsizdir ve akredite edilmemiştir. Eğitim içeriği sorumluluk tanımalarını okuyun