Глосарій

А

Апогей

Точка орбіти, що знаходиться найдалі від центрального тіла на відстані a( 1 + e). Навколо Сонця це називається афелієм, навколо Землі - апогеєм.

Формула r_a = a (1 + e)

Див. також: Періабіс

Аргумент перигелію (ω)

Кут, виміряний у площині орбіти від вершини до перигелію.

Формула ϖ = Ω + ω

Де: ϖ довгота периапсису; Ω довгота підіймального вузла

Див. також: Довгота підіймального вузла (Ω), Періабіс

Астрономічна одиниця (а. о.)

Одиниця довжини, визначена як точно 149,597,870,700 метрів, приблизно середня відстань між Землею і Сонцем. Визначено резолюцією IAU 2012 B2.

Див. також: Світловий час, світловий рік

Н

Нахил осі (нахилу)

Кут між віссю обертання тіла і перпендикуляром до його орбітальної площини. Земляний - близько 23,44°, що спричиняє сезони. Уран має приблизно 98°.

Див. також: Схилення, Солов' я, Рівнодення

М

Масштаб Бортла

Дев’ ятиступенева шкала темряви нічного неба, запропонована Джоном Е. Bortle in Sky & Telescope (2001), від класу 1 (відмінне темне місце, зорі до 7.6-8.0) до класу 9 (середнє місто, найкраща зоряна величина 4.0).

Див. також: Магнітуда, Світлове забруднення

Ш

Швидкість обертання навколо осі

Швидкість, необхідна для кругової орбіти на відстані r. Непосередньо над поверхнею Землі вона становить близько 7,9 км/с.

Формула v_c = √(μ / r)

Де: μ параметр гравітації; r відстань від центру

Див. також: Швидкість утечі, Рівняння Vis- Viva

С

Сузір' я

Одна з 88 офіційно визначених областей неба (МАС, 1922- 1930), названа за традиційним зоряним візерунком, таким як Оріон. Зорі в сузір’ї зазвичай знаходяться на дуже різних відстанях.

Див. також: Магнітуда

Схилення

Кут точки на небі, розташованої на північ (+) або південь (-) від небесного екватора, що є еквівалентом широти на небі. Схилення Сонця коливається між +23,44° і −23,44° протягом року.

Формула sin δ = sin ε · sin λ

Де: δ Схилення Сонця; ε нахилу екліптики; λ Екліптична довгота Сонця

Див. також: Нахил осі (нахилу), Солов' я

Д

Дельта- v

Зміна швидкості, у км/ с. Це валюта космічних польотів: кожен маневр коштує дельта-v, а ракетний паливний насос визначає, скільки він має.

Формула Δv = v_e ln(m₀ / m_f)

Де: v_e ефективна швидкість викиду; m₀, m_f початкова і кінцева маси

Див. також: Перенесення Хомана, Ефект Оберта

К

Карликова планета

Об’ єкт, що обертається навколо Сонця і має майже круглу форму, але не очистив своє орбітальне оточення і не є супутником (IAU 2006). Приклади: Церера, Плутон, Ерида, Гаумеа, Макемаке.

Див. також: Планета, Пояс Койпера

Е

Ексцентриситет (e)

Ступінь розтягнення орбіти: 0 для кола, від 0 до 1 для еліпсоїда, 1 для параболи і більше за 1 для гіперболи.

Див. також: Еліпс, Періабіс

З

Затемнення

Коли одне тіло переходить у тінь іншого. Сонячне затемнення: тінь Місяця падає на Землю (при новому місяці). Місячне затемнення: Місяць проходить через тінь Землі (під час повного місяця).

Див. також: Вузол, Тінь і пітьма

Е

Екліптика

Площина орбіти Землі навколо Сонця і видимий річний шлях Сонця по небу. Це звичайна площина відліку для орбіт тіл Сонячної системи. Він нахилений приблизно на 23,44° до екватора Землі.

Див. також: Нахил осі (нахилу), Нахил (i), Вузол

Еліпс

Замкнена крива, множина точок, відстані до двох фіксованих точок (фокусів) яких додаються до константи. Обмежені орбіти є еліпсами з центральним тілом в одному фокусі (перший закон Кеплера).

Формула r = a(1 − e²) / (1 + e cos ν)

Де: a велика напіввісь; e ексцентриситет; ν аномалія

Див. також: Ексцентриситет (e), Велика напіввісь (a)

Р

Рівнодення

Момент, коли Сонце перетинає небесний екватор (схилення 0°), близько 20 березня і 22 вересня. День і ніч майже всюди рівні.

Див. також: Солов' я, Схилення

Ш

Швидкість утечі

Мінімальна швидкість, з якою тіло без енергії залишає гравітаційне тіло назавжди. Це √2 разів більше, ніж швидкість обертання на тій же відстані. Поверхня Землі: 11,2 км/с.

Формула v_esc = √(2μ / r)

Див. також: Швидкість обертання навколо осі, Унікальна енергія орбіти

С

Свободне падіння

Рух під дією гравітації. Астрономи на орбіті відчувають невагу, тому що вони і їхні космічні кораблі знаходяться у вільному падінні разом, а не тому, що гравітація відсутня.

Див. також: Орбіта, Гравітація

Г

Гравітаційний параметр (μ)

Добуток гравітаційної сталої і маси тіла, μ = GM. Вона вимірюється набагато точніше, ніж G або M самі по собі. Земля: 398,600.4 км³/ с²; Sun: 1.32712 × 10¹¹ km³/s².

Формула μ = G M

Див. також: Гравітація, Рівняння Vis- Viva

Гравітація

Притягання між масами. У ньютонівському описі сила пропорційна до обох мас і обернено пропорційна квадрату їх відстані.

Формула F = G M m / r²

Де: G 6.67430 × 10⁻¹¹ м³ кг⁻¹ с⁻² (КОДДАТА 2018); M, m дві маси; r відстань між центрами

Див. також: Гравітаційний параметр (μ), Свободне падіння

П

Перенесення Хомана

Перенесення двох вигорань з мінімальною енергією між двома круговими, копланарними орбітами вздовж половини еліпсоїда, що торкається обох.

Формула a_t = (r₁ + r₂) / 2

Див. також: Дельта- v, Рівняння Vis- Viva

Н

Нахил (i)

Нахил орбітальної площини відносно площини відліку (екліптики для планет, екватора для супутників). Над 90° орбіта є ретроградною.

Див. також: Довгота підіймального вузла (Ω), Ретроградна

Т

Третій закон Кеплера

Квадрат орбітального періоду пропорційний кубу великої напівосі. Навколо Сонця, де T в роках і a в au, T² = a³.

Формула T² / a³ = 4π² / μ

Де: T орбітальний період; a велика напіввісь; μ G( M + m)

Див. також: Період обертання, Велика напіввісь (a)

П

Пояс Койпера

Область крижаних тіл за Нептуном, від 30 до 50 а. о. від Сонця. Плутон, Гаумеа і Макемаке орбітують там.

Див. також: Головний пояс астероїдів, Карликова планета

С

Світлове забруднення

Надмірне або неправильно спрямоване штучне світло, особливо небесна блиск, що приховує зірки. Це також впливає на дику природу і марнує енергію.

Див. також: Масштаб Бортла

Світловий час

Час, за який світло має подолати певну відстань. Сонячне світло досягає Землі за 8 хвилин 19 секунд. Команди до космічних кораблів затримуються на світловий час.

Формула t = d / c

Де: d відстань; c швидкість світла, 299,792.458 км/ с

Див. також: Астрономічна одиниця (а. о.)

світловий рік

Відстань, яку світло проходить у вакуумі за один юліанський рік (365,25 днів): близько 9,46 трильйонів км або 63,241 а.о. Це відстань, а не час.

Формула 1 ly = c × 365.25 × 86,400 s

Де: c швидкість світла, 299,792.458 км/ с

Див. також: Астрономічна одиниця (а. о.), Світловий час

Д

Довгота підіймального вузла (Ω)

Кут, виміряний у площині відліку від напрямку відліку до точки, де орбіта перетинає площину руху на північ.

Див. також: Вузол, Нахил (i), Аргумент перигелію (ω)

М

Магнітуда

Логарифмічна шкала яскравості, де менші числа є яскравішими. П’ять зоряних величин - це саме 100-кратний коефіцієнт яскравості.

Формула m₁ − m₂ = −2.5 log₁₀(F₁ / F₂)

Де: m величина; F спостережений потік

Див. також: Масштаб Бортла

Г

Головний пояс астероїдів

Область між орбітами Марса і Юпітера, приблизно від 2.2 до 3.3 а. о. від Сонця, де обертається більшість відомих астероїдів. Незважаючи на свою репутацію, це переважно порожній простір; його найбільше тіло — карликова планета Церера.

Див. також: Пояс Койпера, Карликова планета

С

Середня аномалія (M)

Кут, який збільшується рівномірно з часом, 360° на орбіту. Фактичне положення випливає з рівняння Кеплера.

Формула M = E − e sin E

Де: E ексцентрична аномалія; e ексцентриситет

Див. також: Ексцентриситет (e)

В

Вузол

Одна з двох точок, де орбіта перетинає площину відліку. Місячні вузли лежать на екліптиці; затемнення відбуваються лише тоді, коли новий або повний Місяць знаходиться поблизу вузла.

Див. також: Довгота підіймального вузла (Ω), Затемнення

Е

Ефект Оберта

Вигоряння, яке відбувається там, де космічний апарат рухається найшвидше (глибоко в гравітаційній шахті), найбільше змінює його орбітальну енергію. Отже, відправлення з низької орбіти коштує менше, ніж швидкість, яку ви хочете отримати далеко.

Формула Δv = √(v∞² + v_esc²) − v_c

Де: v∞ гіперболічна швидкість; v_esc швидкість евакуації при записі; v_c швидкість обертання при записі

Див. також: Дельта- v, Швидкість утечі

О

Орбіта

Шлях тіла, що рухається під дією гравітації іншого тіла. У випадку двох тіл це конічний переріз: еліпс (закритий), парабола або гіпербола (відкритий).

Див. також: Еліпс, Третій закон Кеплера, Свободне падіння

П

Період обертання

Час, який знадобиться для завершення однієї орбіти. Сидеральний період вимірюється відносно зірок; синодічний період вимірюється відносно іншого рухомого тіла, наприклад Сонця, якщо його спостерігати з Землі.

Формула T = 2π √(a³/μ)

Де: a велика напіввісь; μ гравітаційний параметр центрального тіла

Див. також: Третій закон Кеплера, Синодічний місяць

Періабіс

Точка орбіти, що знаходиться найближче до центрального тіла на відстані a( 1 − e). Навколо Сонця це називається перигелієм, навколо Землі - перигеєм.

Формула r_p = a (1 − e)

Див. також: Апогей, Перігель

Перігель

Точка орбіти навколо Сонця, яка знаходиться найближче до Сонця. Земля проходить повз неї на початку січня на відстані близько 147,1 млн км. Найвіддаленіша точка - афелій.

Див. також: Періабіс, Апогей

Планета

За визначенням МАС 2006 року, тіло, що обертається навколо Сонця, має достатню масу, щоб бути майже круглим під дією власної гравітації, і очистило околиці навколо своєї орбіти. У Сонячній системі їх вісім.

Див. також: Карликова планета, Орбіта

Р

Ретроградна

Рух або обертання в протилежному напрямку до більшості тіл у системі. Венера обертається ретроградно; Тритон і комета Галлея обертаються ретроградно (нахил понад 90°).

Див. також: Нахил (i), Сонячний день

В

Велика напіввісь (a)

Половина найбільшого діаметра еліпсоїда. Він визначає розмір орбіти, її енергію і період.

Формула a = (r_p + r_a) / 2

Де: r_p відстань до перигея; r_a відстань до апоапсиди

Див. також: Третій закон Кеплера, Еліпс

С

Сидерічний день

Час, який знадобиться тілу для одного обертання відносно віддалених зірок. Для Землі: 23 h 56 min 4.09 s.

Див. також: Сонячний день

Сидерічний місяць

Час, який знадобиться Місяцю для обертання навколо Землі один раз відносно зірок: 27.322 днів.

Див. також: Синодічний місяць

Сонячний день

Час від одного полудня до наступного, тобто один оберт відносно Сонця. Він відрізняється від сидеричного дня, тому що тіло також рухається вздовж своєї орбіти.

Формула 1/P_solar = 1/P_rot − 1/P_orb

Де: P_rot період обертання зорі (від' ємний, якщо ретроградний); P_orb орбітальний період

Див. також: Сидерічний день, Ретроградна

Солов' я

Момент, коли Сонце досягає свого найпівнічнішого (близько 21 червня) або найпівденнішого (близько 21 грудня) схилення. Вона дає найдовші і найкоротші дні.

Див. також: Рівнодення, Схилення

У

Унікальна енергія орбіти

Орбітальна енергія на одиницю маси. Від’ ємне для зв’ язаних (еліптичних) орбіт, нуль для параболічної утечі, додатне для гіперболічної.

Формула ε = v²/2 − μ/r = −μ / (2a)

Див. також: Рівняння Vis- Viva, Швидкість утечі

С

Синодічний місяць

Час між двома однаковими фазами Місяця, наприклад. від новомісяця до новомісяця: 29.531 днів у середньому.

Формула 1/P_syn = 1/P_sid − 1/P_year

Де: P_sid сидеральний місяць, 27.322 дні; P_year сидерічний рік, 365.256 днів

Див. також: Сидерічний місяць

Т

Тінь і пітьма

Умброю називається темна центральна частина тіні, де джерело світла повністю приховано; пізня тінь — це зовнішня частина, де воно лише частково приховано.

Див. також: Затемнення

Р

Рівняння Vis- Viva

Вказує орбітальну швидкість на будь- якій відстані, виходячи лише з розміру орбіти. Вона виражає збереження енергії.

Формула v = √(μ (2/r − 1/a))

Де: μ параметр гравітації; r поточна відстань; a велика напіввісь

Див. також: Унікальна енергія орбіти, Швидкість обертання навколо осі

Інструменти і уроки використовують спрощені моделі лише для навчання. Їх не слід використовувати для навігації, планування місій або прийняття будь- яких оперативних рішень. Сертифікати є безкоштовними і не акредитованими. Прочитайте застереження щодо освітнього вмісту