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eclipse |
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| Ocultação de um astro por interposição de outro. Nos
eclipses do Sol a Lua interpõe-se entre aquele e a Terra, ocultando-o total ou
parcialmente. Nos eclipses da Lua é a Terra que está no meio ficando a Lua no seu cone
de sombra. 
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Eclipse do Sol |
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eclíptica |
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Linha imaginária descrita pelo Sol ao longo de
um ano sobre a esfera celeste. Claro que quem se mexe somos nós e,
à medida que o fazemos, vamos vendo o Sol na direcção de diferentes astros no céu. Ao
fim e ao cabo a eclíptica representa a projecção sobre a esfera celeste do plano de
translação da Terra.
Todos os planetas do sistema solar (e a Lua) se deslocam também mais ou menos sobre esta
linha, uns com mais inclinação, como Plutão, outros com menos, como Urano:
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Mercúrio |
7,00º |
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Marte |
1,08º |
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Saturno |
2,49º |
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Neptuno |
1,77º |
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Vénus |
3,39º |
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Júpiter |
1,30º |
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Urano |
0,77º |
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Plutão |
17,17º |
A obliquidade da eclíptica (e0),
ou seja, o ângulo que esta faz com o equador celeste é actualmente(1) de 23º 26' 21,488" e constitui uma das das constantes astronómicas primárias. Trata-se afinal do
ângulo de inclinação do eixo de rotação da Terra em
relação ao seu plano de translação em volta do Sol.
Ver esfera celeste
(1) J2000,0 = 12 horas do dia 1 de Janeiro de
2000. O facto de o valor de uma constante ser referenciado a uma determinada data deixa
implícita a discussão sobre se, pelo menos esta constante, o será realmente a longo
prazo. Essa discussão está obviamente fora do âmbito deste modesto dicionário. |
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elemento químico |
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Um elemento é uma substância química pura
composto por átomos de um único tipo.
O elemento mais leve é o hidrogénio que compõe
cerca de 75% da matéria do Universo. O hidrogénio, o deutério,
o hélio e algum do lítio foram formados por nucleosíntese logo após o Big Bang. Os elementos mais pesados como p.e. o carbono,
azoto e o oxigénio, foram formados por fusão de elementos mais leves, dentro das
estrelas. Os elementos ainda mais pesados como p.e. o cobre e o ouro são originados nas
explosões de estrelas maciças chamadas supernovas.
Outros elementos ainda mais pesados foram sintetizados pelo Homem. Todos os átomos do
nosso corpo foram formados no Big Bang ou no interior duma estrela !!!
Ver Tabela Periódica |
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elongação |
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Ângulo dum planeta em
relação ao Sol (1). Os planetas inferiores apresentam uma elongação máxima a
oeste e outra a leste, sendo que ela é de 28º para Mercúrio e de 48º para Vénus. Os planetas superiores têm elongações que variam entre 0º
(em conjunção) e 180º (em oposição).
(1) Sendo o vértice na Terra, onde está o
observador. |
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energia cinética |
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| É a energia que um objecto possui por causa do
seu movimento. No SI mede-se em joules
(ou Nm, ou kgm2/s2) KE = mv2/2
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enxames |
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| Designação dada aos agrupamentos de estrelas, enxames
de estrelas, ou de galáxias, enxames de galáxias. Os enxames de
estrelas podem ser abertos, compostos por estrelas jovens e dispersas ou globulares,
compostos por estrelas mais velhas e concentradas. Os enxames globulares
encontram-se distribuídos "por cima" e "por baixo" do disco
galáctico da Via Láctea.
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Enxame aberto
Plêiades (M45) |
Enxame globular
Cães de Caça (M3) |
Clique
nas imagens para as aumentar. |
Os enxames de galáxias são agrupamentos de galáxias como por
exemplo aquele a que pertencemos, o Grupo Local.
O Enxame da Virgem (está no centro do Superenxame Local) contém cerca de 2.000 galáxias,
está a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância e tem 3Mpc de diâmetro (10º). É
o mais próximo dos principais enxames de galáxias.
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Zona central do Enxame da Virgem.
As galáxias espirais mais brilhantes são a M84 (à esquerda) e a M86 (perto do centro da
imagem) |
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epiciclos |
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Órbitas circulares que eram incorrectamente
usadas para descrever as órbitas dos objectos celestes no modelo geocêntrico de Ptolomeu
e também no modelo heliocêntrico de Copérnico, para tentar explicar o movimento de
retrogradação dos planetas.
No modelo de Ptolomeu era considerado que cada planeta se deslocava sobre uma pequena
circunferência, o epiciclo, cujo centro por sua vez se movia sobre uma
circunferência maior, o deferente, cujo centro não era no entanto coincidente com
a Terra. Mais tarde, para explicar o movimento de alguns planetas, viu-se na necessidade
de acrescentar o equante, ponto em torno do qual rodava o centro do deferente. 
Tanto esforço para manter o conceito das órbitas circulares. De facto até bastante
tarde na História o círculo era considerado a forma perfeita e como tal considerado como
a única explicação possível para as órbitas. Só depois de Kepler as órbitas foram
entendidas como sendo, na verdade, elípticas. |
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equinócio |
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Altura do ano em que o plano do eixo de rotação da Terra
faz um ângulo de 90º com o plano de translação, o que faz com que a declinação do Sol seja nula e os dois hemisférios sejam
igualmente iluminados pela sua luz; isto acontece duas vezes no ano: a 22 ou 23 de
Setembro (equinócio de Setembro ou do Outono) em que o Sol, ao
percorrer a eclíptica, atravessa o equador
celeste de norte para sul (no ponto libra) e se
inicia o Outono(1), e a 20 ou 21 de Março
(equinócio de Março ou da Primavera) em que o Sol atravessa o equador
celeste de sul para norte (no ponto vernal) se inicia a
Primavera(1).
O ponto vernal e o ponto libra são também chamados de pontos equinociais.
(1) No hemisfério Norte. |
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Embora seja frequente ouvir-se dizer, mesmo nos meios de cominucação
social, que nas datas dos equinócios a duração do dia é igual à da noite,
tal não corresponde à verdade.
De facto nestas datas o período do "dia" é maior que a noite em cerca de 20
minutos (12h10 de luz do dia e 11h50 de escuridão). A verdadeira igualdade acontece
alguns dias antes do equinócio da Primavera (cerca do dia 17 de Março) e uns dias depois
do equinócio do Outono (cerca do dia 26 de Setembro). Este desfasamento é o resultado de
duas causas:
1. O facto de o disco solar não ser um simples ponto mas sim um disco com um
semi-diâmetro de 16 minutos de arco; o nascimento e o ocaso do Sol são determinados pelo
momento em que o bordo superior do Sol aparece e desaparece no horizonte; na
determinação do momento do equinócio é usado o centro do disco solar; isto por si só
já faz com que a duração do dia seja um pouco superior a 12 horas.
2. O facto de a atmosfera terrestre provocar um efeito de refracção de cerca de 34
minutos de arco, pelo que um observador ao olhar o horizonte vê aparecer o bordo superior
do Sol antes de este estar realmente na tangente à superfície da Terra no
ponto de observação.
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esfera celeste |
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Esfera imaginária no centro da qual se encontra
a Terra e, como tal, o observador.
Assim, imaginamos os astros como estando "afixados" na superfície interior
desta esfera. 
Podemos ainda imaginar que esta esfera tem, além de um pólo celeste Norte
e um pólo celeste Sul nos pontos em que o prolongamento do eixo de
rotação da Terra a "intersecta", um equador celeste que a
divide em dois hemisférios e que é, também, a "intersecção" do plano do
equador terrestre com a esfera celeste. Estamos assim habilitados a referenciar a
posição dos astros na esfera celeste usando, por exemplo, o sistema de coordenadas equatoriais. |
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espectro da luz |
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| Os espectros da radiação electromagnética que
percepcionamos como luz visível podem ser de absorção (em que aparecem umas
riscas espectrais negras(1) sobre um fundo
colorido como um arco-íris): 
ou de emissão (em que as riscas(2)
são coloridas sobre um fundo negro):
As riscas são uma espécie de "impressões digitais" dos
elementos químicos presentes na fonte emissora, que se apresentam na mesma posição
(como o mesmo comprimento de onda) quando a fonte está estacionária mas que se desviam
para o vermelho (maior comprimento de onda) quando ela se afasta do observador e para o
azul (menor comprimento de onda) quando se aproxima dele.
Ver Efeito Doppler
(1) Linhas de absorção,
provocada pela ausência de fotões, absorvidos pelos átomos ou moléculas de um
determinado elemento químico.
(2) Linhas de emissão, provocadas pela emissão de
fotões por parte dos átomos de um determinado elemento químico. |
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estrela de neutrões |
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Fase final da vida duma estrela com uma massa
entre 1,4 e 3 vezes superior à do Sol; com esta massa não atingirá a fase de buraco negro mas depois da implosão a estrela fica
extremamente densa(1) e mais pequena que uma anã branca(2).
Ao implodir, uma vez que o seu diâmetro diminui drasticamente, a sua velocidade rotação
aumenta na mesma proporção constituindo o que também se designa por pulsar; as velocidades de rotação de alguns pulsares
são espantosamente altas podendo atingir 1.000 rotações por segundo! Fases:
supergigante --> supernova
--> estrela de neutrões
(1) Podendo atingir milhões de toneladas por
centímetro cúbico!!!
(2) Uma estrela de neutrões com massa semelhante à do Sol
tem um diâmetro de cerca de 20Km. |
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estrelas, tipos de |
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Classes espectrais de estrelas
Classe
espectral(1) |
Temperatura(2)
(K) |
Cor |
Exemplo |
| O |
> 25.000 |
azul |
Alnitak (Orion) |
| B |
10.000 a 25.000 |
branca-azulada |
Espiga (Virgem) |
| A |
7.500 a 10.000 |
branca |
Sírio (Cão Maior) |
| F |
6.000 a 7.500 |
branca-amarelada |
Prócion (Cão Menor) |
| G |
5.000 a 6.000 |
amarela |
Sol |
| K |
3.500 a 5.000 |
laranja |
Arcturo (Boieiro) |
| M |
< 3.500 |
vermelha |
Antares (Escorpião) |
(1) Cada classe divide-se em 10 subclasses, numeradas de 0 a 9, por
ordem decrescente de temperatura.
No século XIX os astrónomos ordenaram as classes espectrais por ordem decrescente da
intensidade das linhas de absorção do hidrogénio (A, B, ...) em vez de usarem a
temperatura superficial.
(2) Os limites de temperatura usados variam ligeiramente
consoante as fontes. Aqui são referidos os valores publicados pelo Goddard Space
Flight Center da NASA. |
Quantidade estimada de Estrelas na Via Láctea
| Classe de Luminosidade |
Classe
Espectral |
Massa
[Msol]* |
Luminosidade
[Lsol]* |
Número de
Estrelas |
| Supergigantes (I & II) |
O - M |
? |
50.000 |
~ 105 |
| Gigantes Vermelhas (III) |
F - M |
~ 1,2 |
40 |
~ 2 x 109 |
| Sequência Principal (V) |
O |
~ 25 |
80.000 |
~ 104 |
| |
B |
5 |
200 |
300 x 106 |
| |
A |
1,7 |
6 |
3 x 109 |
| |
F |
1,2 |
1,4 |
12 x 109 |
| |
G |
0,9 |
0,6 |
26 x 109 |
| |
K |
0,5 |
0,2 |
52 x 109 |
| |
M |
0,25 |
0,005 |
270 x 109 |
| Anãs Brancas |
B - F |
~ 1,0 |
0,005 |
35 x 109 |
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Total |
400 x 109 |
Nesta tabela
assume-se que a quantidade total de estrelas da VL é de 400 mil milhões.
Massa do Sol = Msol = 2 x 10+33 g; Luminosidade do Sol = Lsol
= 4 x 10+33 erg/s |
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excentricidade |
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| Medida de quanto uma órbita de desvia da forma circular. Um
círculo tem uma excentricidade igual a zero. Uma elipse tem uma
excentricidade maior que 0 e menor que 1; uma parábola tem uma excentricidade
igual a 1 e uma hipérbole uma excentricidade maior que 1. |
| Planeta |
Excentricidade orbital |
| Mercúrio |
0,206 |
| Vénus |
0,007 |
| Terra |
0,017 |
| Marte |
0,093 |
| Júpiter |
0,048 |
| Saturno |
0,056 |
| Urano |
0,047 |
| Neptuno |
0,009 |
| Plutão |
0,248 |
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exoplaneta |
Topo |
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Planeta extra-solar. Que orbita outra estrela que
não o Sol.
Actualmente já foi detectada a existência de vários destes planetas, nunca por
observação directa dado o seu diminuto brilho, mas sim através da detecção de
variações no movimento das estrelas que orbitam. Os planetas assim detectados, para
serem capazes de interferir com a posição da estrela, têm que ter grandes massas e
estar relativamente próximos dela. |
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