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Lagrange, pontos de equilíbrio de |
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Os cinco pontos de equilíbrio de Lagrange
são posições em que as forças de atracção entre 2 corpos (M e m) se
equivalem e em que um terceiro corpo, de massa negligenciável, como um asteróide ou um satélite fabricado pelo homem(1), poderá estar colocado sem que a sua posição em
relação aos dois corpos principais se altere.
Os pontos L1, L2 e L3 são
instáveis e os pontos L4 e L5 são estáveis e estão equidistantes de M e m,
respectivamente 60 graus à frente e atrás de m
na sua órbita em redor de M.
No caso do sistema Sol-Júpiter podem ser encontrados vários asteróides(2) nos pontos L4
e L5 designados genericamente como asteróides
troianos. Os primeiros, que precedem Júpiter na sua órbita, receberam nomes de
heróis gregos e os segundos, que o seguem, de heróis troianos. Marte também tem alguns asteróides
troianos. 
(1) Por exemplo, o satélite ACE (Advanced
Composition Explorer) lançado em 1997 para estudar o vento solar encontra-se a orbitar o
ponto L1 do sistema Sol-Terra.
(2) Cerca de 14 em cada um dos pontos. |
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latitude e longitude |
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Coordenadas geométricas que definem a posição
de um ponto à superfície da Terra (ou de outro objecto esférico).
A latitude tem valores positivos de 0º a 90º a norte do equador e negativos a
sul. A longitude mede-se a partir do meridiano principal(1), de 0º a 180º(2)
tendo valores positivos para oeste e negativos para leste.(3)
O ponto A tem uma latitude de
45º N (+45º) e uma longitude de 30ºW (+30º); o ponto B
tem 15ºS (-15º) de latitude e 30ºE (-30º).
(1) Actualmente o Meridiano de Greenwich.
(2) A 180º de longitude, o meridiano oposto ao de Greenwich
constitui a International Date Line.
(3) Os valores também podem ser indicados com os sufixos N,
S, E e W (ver legenda da figura acima) |
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lente gravitacional |
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Efeito provocado pela interposição de uma
grande massa de matéria entre um objecto distante e o observador.
Foi previsto por Einstein em 1915 que afirmou que a presença de uma massa importante como
a do Sol provocaria um encurvamento do espaço-tempo e a consequente deflexão dos raios
luminosos emitidos por uma estrela colocada "atrás" dele(1) e a capacidade de um observador na Terra a poder observar
nesse momento(2). Em 1912, durante um eclipse
total do Sol, a equipa de Sir Arthur Eddington deslocou-se à Ilha do Príncipe (São
Tomé) e pôde comprovar, comparando as fotografias tiradas nesse dia com outras obtidas
meses antes durante a noite, que existia realmente uma deflexão que embora diminuta(3), era perfeitamente mensurável com a tecnologia da época
e concordante com a previsão. E Einstein conquistou a fama!
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| O Sol no papel de lente gravitacional |
Hoje é possível observar vários exemplos do efeito de lentes
gravitacionais bem mais poderosas que o Sol, como é o caso da famosa Cruz de Einstein, em
que a imagem de um quasar é multiplicada pelo
efeito de uma galáxia interposta entre ele e a Terra.
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| Cruz de Einstein |
Cruz de Einstein
(pormenor) |
Clique
nas imagens para as aumentar. |
(1) A Terra, o Sol e a estrela
são colineares.
(2) De dia, apenas graças à ocultação do Sol pela lua
durante um eclipse total.
(3) A deflexão provocada pelo Sol é de apenas 0,00048º. |
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Leónidas |
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"Chuva" de meteoros
que ocorre entre 14 e 20 de Novembro, com um máximo entre 17 e 18 de Novembro e que
parece emanar de um ponto do céu (radiante) situado na
constelação do Leão.
Acontece porque a Terra atravessa nesta altura do ano a órbita do cometa Tempel-Tuttle
onde existem pequenos grãos de poeiras e gelo que se incendeiam ao entrar na atmosfera terrestre. Ver "Chuvas
de estrelas" |
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leptão |
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Nome genérico das partículas de matéria
(fermiões) que não interagem pela força nuclear forte.
Têm carga eléctrica 0 ou -1, spin semi inteiro e
obedecem ao princípio de exclusão. Os leptões são o electrão, o muão, o tau e os
respectivos neutrinos. Ver partículas elementares |
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libração |
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Movimento oscilatório de um astro em torno de
uma posição média.
A Lua por exemplo apresenta uma libração aparente composta por 3 tipos de
oscilação que faz com que o seu hemisfério visível da Terra seja de 59%(1): em latitude, devido ao facto de o seu eixo de
rotação não ser perpendicular ao plano de translação, em longitude, por a sua
órbita não ser circular e por isso ser percorrida a uma velocidade variável (sendo que
a sua velocidade de rotação é constante), e uma libração diurna devida
ao facto de um observador na Terra ver a Lua de ângulos diferentes entre o seu nascimento
e o seu ocaso. (1) Em vez dos 50% que seriam
visíveis se a libração não se verificasse. |
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limite de Chandrasekhar |
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| 1,4 massas solares; é o valor a partir do qual a
força da gravidade vencerá a força de repulsão entre os electrões duma estrela;
abaixo deste valor a estrela contrai-se para a fase de anã
branca mas não passa daí; acima deste valor a contracção continuará e a estrela
transformar-se-á pelo menos numa estrela de neutrões
senão mesmo num buraco negro. |
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luminosidade |
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| A luminosidade (L)
de uma estrela (ou galáxia) é a medida do seu brilho total. Representa a energia
total radiada por segundo (em todos os comprimentos de onda da radiação
electromagnética) pela estrela (ou galáxia). Mede-se em Watts por segundo (W/s). Equação de Stefan-Boltzmann
L = 4pR2sT4
Em que L = Luminosidade;
R = Raio do objecto; s = constante de Stefan-Boltzmann T =
Temperatura superficial
O fluxo de energia é a luminosidade por unidade de superfície. Mede-se
em Watts por metro quadrado (W/m2).
Lei do Inverso do Quadrado
f1 = L
/ 4pd12 |
f2 = L
/ 4pd22 |
| sendo L constante
e d2 = 2 x d1 então: |
f1 = 4 x f2
|
f1 = fluxo à
distância d1; f2 = fluxo à distância d1 |
As estrelas são classificadas segundo a sua luminosidade na Tabela de Yerkes.
Ver magnitude bolométrica |
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