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declinação |
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| A declinação (d) dum astro é a distância angular medida (sobre o meridiano
do astro) desde o equador celeste até ao astro em questão, sendo positiva para norte do
equador e negativa para sul. Ver coordenadas equatoriais
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défice de massa |
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| Nome dado à diferença de massa entre um núcleo
atómico e a massa total dos nucleões (protões e neutrões) que o constituem, quando isolados. Quando estas
partículas se juntam para formar um núcleo atómico, num processo chamado nucleosíntese, alguma da massa é transformada em
energia. A quantidade de energia libertada mede-se pela fórmula mais famosa de todas: E =
mc2. |
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desvio para o vermelho (red shift)
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Deslocação das riscas
espectrais de um elemento químico, na análise da luz emitida por um objecto celeste,
para perto da zona vermelha do espectro, que permite concluir que esse objecto está em
movimento de afastamento, por comparação com a ausência de desvio dessas mesmas riscas
quando observadas num objecto estacionário(1).
Por sua vez, um objecto em aproximação apresentará um desvio para o azul. 
Trata-se afinal do Efeito Doppler aplicado à radiação
electromagnética da luz.
O desvio para o vermelho (red shift), designado normalmente como z, obtém-se dividindo o valor do desvio observado no comprimento
de onda, pelo comprimento de onda original (sem movimento):
z = Valor do desvio / Comprimento de onda original
Por exemplo, se uma risca é normalmente medida com 393,3x10-9m
e quando medida numa galáxia distante se obtém o valor de 401,8x10-9m então
o red shift será:
z = (401,8x10-9m - 393,3x10-9m) / 393,3x10-9m
= 0,0216
e, dado que, v = z x c, a velocidade de afastamento
dessa galáxia será:
v = 0,0216 x 300.000Km/s = 6.480 Km/s
e a sua distância, dado que d = z x c / H0
, em que H0 é a constante de Hubble
(55 Km/s/Mp), será:
d = (0,0216 x 300.000Km/s) / 55 Km/s/Mpc = 129,6 Mpc (Mega parsecs)
(1) Estacionário na medida em que não se
distancia nem aproxima de nós embora possa estar a deslocar-se perpendicularmente à
nossa linha de observação a uma distância suficientemente grande para que o movimento
de aproximação ou afastamento sejam negligenciáveis, como é o caso dos objectos
celestes distantes. |
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dia |
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| O dia solar verdadeiro é o intervalo de tempo que
decorre entre duas culminações superiores(1) consecutivas do Sol, ou seja, duas passagens pelo meridiano do lugar. O dia solar médio representa,
como o nome indica, a média anual de duração do dia solar verdadeiro e dura 24 horas; é a ele que normalmente nos referimos quando dizemos
apenas dia.
O dia sideral é o intervalo de tempo que decorre entre duas passagens
superiores(2) do ponto
vernal (ou de qualquer ponto distante) sobre o meridiano do lugar e tem uma duração
de 23h 56m 4,1s.
O dia solar é maior que o dia sideral porque - estando o Sol tão perto
da Terra - não é desprezível o movimento desta em torno dele. Assim, depois de um ponto
distante (p.e. uma estrela afastada) passar sobre o meridiano local e perfazer um dia
sideral, é necessário que a Terra rode mais cerca de 1 grau(3) sobre si própria para que o Sol passe também sobre esse
mesmo meridiano compensando assim a distância que a Terra percorreu entretanto(4) sobre a sua órbita. |
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(1) Nessa altura será meio-dia
solar.
(2) Nessa altura serão 0 horas siderais.
(3) Mais precisamente 0,986º, ou seja 360º/365,25 dia; isto
demora cerca de 3m 55,9s, a diferença que falta ao dia sideral para perfazer a s
24h do dia solar.
(4) Desde a sua passagem anterior, ou seja, há um dia
solar |
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directo, movimento |
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Movimento contrário ao dos ponteiros do
relógio, ou seja, de oeste para leste.
Por exemplo, os movimentos de rotação e de translação da Terra são directos, como
aliás acontece com a maior parte dos astros. É o oposto do movimento retrógrado. 
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Doppler, Efeito |
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| Descoberto em 1840 por Christian Doppler,
consiste na modificação da altura do som emitido por um objecto em movimento de
aproximação ou afastamento de um "observador" em comparação com o som
emitido quando o objecto está parado(1). Quando o objecto se aproxima de nós
o som torna-se mais agudo e quando se afasta torna-se mais grave e quanto maior for a
velocidade do objecto mais acentuado é o desvio. A altura do som, qualidade que
distingue os graves dos agudos, não é mais que uma medida da sua frequência, menor no
caso dos primeiros e maior no dos segundos. O som propaga-se com uma velocidade fixa e -
supondo que a frequência do som que emite é também constante - a sua aproximação de
nós implica que as ondas nos chegam mais depressa, ou seja, com "maior
frequência" do que se estivesse parado, o que torna o som mais agudo.
(1) Parado no sentido de não estar a afastar-se nem a aproximar-se de
nós, embora possa estar a mover-se perpendicularmente em relação à nossa linha de
"observação" (com uma velocidade suficientemente pequena que torne a
velocidade de afastamento ou aproximação negligenciáveis). |
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dupla, estrela |
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| Duma forma geral chama-se estrela dupla
a duas estrelas que, vistas da Terra, parecem ser uma única quando observadas a olho nu
mas que podem ser distinguidas através de um telescópio ou doutro método de detecção
mais avançado. Há dois tipos de estrelas duplas:
as que só aparentemente estão próximas uma da outra por estarem na nossa linha de
observação, mas que na verdade se encontram muito afastadas entre si; estas são as falsas binárias ou binárias
ópticas.
As que são binárias verdadeiras, um sistema de duas
estrelas muito próximas, ligadas entre si pela atracção gravitacional mútua. Estas
são a grande maioria das estrelas duplas.
Ver sistema binário |
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