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nadir (N)
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| É o ponto da esfera
celeste que está no ponto oposto ao zénite, ou seja,
no ponto em que a vertical do lugar(1) intersecta
a esfera celeste por baixo do observador e, como tal, é invisível para o observador. A altura do nadir é de -90º. (1) A vertical do lugar é uma linha perpendicular à superfície
da Terra exactamente sobre o observador. |
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nebulosa |
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Nuvens de poeiras ou gás, normalmente iluminadas
pelas estrelas próximas, são uma maternidade de estrelas; ou podem ser, pelo contrário,
como no caso das nebulosas planetárias, resíduos de estrelas
em fim de vida.
As nebulosas podem ser classificadas como sendo de emissão ou de
absorção.
As nebulosas de emissão são compostas por nuvens de gás (hidrogénio) ionizado e
brilham graças à luz emitida pelas estrelas jovens e muito quentes que lhe estão
próximas.
As nebulosas de absorção são nuvens moleculares, escuras, de matéria
interestelar que absorve a luz das estrelas. |
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nebulosa planetária |
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Gases e plasma expulsos das
camadas exteriores de uma estrela de massa baixa ou média no fim da
sua vida, depois de ter evoluído primeiro para a fase de
gigante vermelha e depois para
anã branca, em
que o núcleo inerte de carbono e oxigénio está envolvido por camadas
de hélio em fusão cujas expansões e contracções sucessivas acabam
por expulsar para o espaço as camadas exteriores da atmosfera da
estrela.
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NGC |
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| New General Catalog. Lista
de mais de 13.000 objectos celestes desenvolvida em 1888. |
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nodos |
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| São os dois pontos em que um corpo, na sua
revolução em redor de outro, intersecta um plano de referência (como p.e. a eclíptica no caso dos planetas e cometas que orbitam o
Sol). Convencionou-se chamar nodo ascendente ao ponto de intersecção atingido
quando corpo tem um movimento de sul para norte e nodo descendente quando o
movimento é de norte para sul. A linha dos nodos é a recta imaginária que une
os dois pontos. |
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nodos lunares |
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São os pontos em que a Lua, na sua revolução
em redor da Terra, cruza a eclíptica; no nodo ascendente
fá-lo de sul para norte e no descendente de norte para sul. Isto acontece porque o
plano de translação da Lua está inclinado(1) em
relação ao plano da órbita da Terra (ou plano da eclíptica).
É quando a Lua está num nodo, ou perto dele, e em fase de Cheia ou Nova, que se podem
verificar os eclipses (da Lua ou do Sol, respectivamente). (1) cerca de 5º |
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NRAO |
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National Radio Astronomy Observatory.
Observatório americano que engloba um conjunto de radiotelescópios
tais como:
- VLA (Very Large Array)
- VLBA (Very Long Baseline Array)
- GBT (Green Bank Telescope)
- ALMA (Atacama Large Millimeter Array)
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nova |
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| Fase da evolução dum sistema binário de estrelas em que o brilho aumenta de tal
forma que parece haver uma estrela nova no céu. Na verdade, quando a massa das
estrelas componentes é diferente, a sua evolução também será diferente uma vez que a
mais maciça evoluirá mais rapidamente que a outra e atingirá a fase final mais cedo
tornando-se frequentemente numa anã branca. A outra
estrela, mais atrasada, estará provavelmente nesta altura na fase de gigante vermelha, o que fará com que os gases das suas
camadas exteriores, ao expandirem-se, sejam sugados pela companheira e aumentem de
temperatura acabando por explodir numa reacção termonuclear violenta.
Crê-se que as novas, uma vez que não se desfazem, repetem este processo em
ciclos que podem durar centenas ou milhares de anos.
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| Não confundir com supernova que é resultado da
explosão (final e definitiva) duma estrela com uma massa muito superior e é muito mais
brilhante que a nova. |
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nucleosíntese do Big-Bang |
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Processo pelo qual os núcleos dos átomos dos
elementos químicos mais leves se fundem em núcleos mais pesados e pelo qual se formaram,
a partir dos protões e neutrões existentes nos primeiros instantes do Universo,
os átomos dos elementos mais simples, como o hidrogénio.
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Quando o Universo tinha menos de 1 segundo a
temperatura era de 100.000.000.000K e a densidade era tão alta que quase só existia
radiação sob a forma de fotões, neutrinos e antineutrinos. A pouca matéria existente
encontrava-se na forma de electrões, positrões e uma pequena quantidade de protões e
neutrões (uma parte por mil milhões).
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Outra interacção entre as partículas era a
contínua conversão dos protões em neutrões e vice-versa. Apesar de existirem em
pequena quantidade o seu número era equivalente. No entanto, como o neutrão é
ligeiramente mais pesado que um protão é necessária um pouco mais de energia para
transformar um protão num neutrão que o contrário. À medida que o Universo se expandia
e diminuía a energia disponível para cada colisão, o número de protões começou a
aumentar em relação ao de neutrões.
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Aos 13 segundos a temperatura era
já de "apenas" 3.000.000.000K e houve uma redução drástica no número de
electrões e positrões porque a expansão do Universo, ao "esticar" o
comprimento de onda da radiação, fez com que diminuísse a energia dos fotões que assim
deixaram de se poder converter em electrões e positrões.
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Por volta dos 3 minutos teve início a
nucleosíntese. As colisões dos protões e neutrões passaram a ter menos energia e
tornou-se possível "colarem-se" uns aos outros e formar deuterões (núcleos de
Deutério)(1).
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a) Um protão colide com um neutrão
libertando um fotão e dando origem a um deuterão.
b) Dois protões colidem e associam-se libertando um positrão
(electrão de carga positiva) e um neutrino (sem carga) transformando um dos protões num
neutrão e originando assim um deuterão.
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c) O núcleo de deutério colide com outro
protão e associa-se-lhe libertando um fotão e
originando um núcleo de hélio-3(2), mais leve
que o hélio normal.
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d) Um núcleo de deutério colide com um
neutrão e associa-se-lhe libertando um fotão e
originando um núcleo de hidrogénio-3 que ao colidir com um protão produz um núcleo de
hélio.
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Dois núcleos de Hélio-3 colidem e associam-se libertando 2 protões e originando um
núcleo de Hélio-4, a forma normal e estável do Hélio.
Dado o curto intervalo de tempo em que a nucleosíntese ocorreu no
Big-Bang - dada a imediata expansão e
consequente arrefecimento - não houve oportunidade para serem criados elementos mais pesados que o Lítio.
Estes elementos são criados p.e. nas estrelas como o nosso Sol por processos como a cadeia protão-protão,
o ciclo CNO, etc. A síntese de elementos mais pesados que o Ferro e o Níquel só pode ocorrer em condições
de extrema pressão e energia como as proporcionadas pelas
supernovas.
(1) Deutério = "Hidrogénio
pesado", isótopo radioactivo do Hidrogénio.
(2) Número de nucleões, partículas constituintes do
núcleo (os protões e neutrões). |
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nucleosíntese estelar |
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Processo de fusão dos núcleos atómicos que ocorre no interior das estrelas e que dá origem a elementos
sucessivamente mais pesados. Existem vários processos diferentes dos quais o primeiro é o da
cadeia protão-protão
em que os protões individuais (1H) se associam entre si para formar deutério (2H),
trítio (3H), e assim sucessivamente.
Fusão do Hidrogénio
Cadeia protão-protão
É o processo mais frequente em estrelas de tamanho igual ou inferior ao do Sol
constituindo o principal meio
pelo qual o hidrogénio (H) é transformado em hélio (He). Esta fusão pode apresentar 3 formas ou ramos distintos.
| Na fase inicial, dois
protões colidem originando um núcleo de Deutério (2H
ou D), um
positrão (e+) e um neutrino (ne). Posteriormente, o deuterão associa-se
com um novo protão libertando energia sob a forma de raios-gama
e originando um núcleo de Hélio-3. |
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Ramo PP-I
A fusão de dois núcleos de Hélio-3 dá origem a um núcleo de
Hélio (partícula-alfa, 4H) e dois protões. Esta fusão
é o processo dominante no Sol, a temperaturas entre 10 e 14 MK,
e é responsável por 86% da produção de Hélio. |
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Ramo PP-II
Um núcleo de hélio-3 funde-se com um núcleo de Hélio-4 (He)
libertando-se um fotão e dando origem a um núcleo de Berílio-7.
A associação deste com um electrão produz um núcleo de Lítio-7
(Li) e um neutrino. A colisão do Lítio com um protão produz dois
núcleos de Hélio. Este processo é dominante a temperaturas entre
14 e 23 MK e é responsável por 14% do Hélio produzido. |
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Ramo PP-III
Este é o processo dominante a temperaturas superiores a 23 MK
mas no Sol é responsável por apenas 0,11% do Hélio produzido. No
entanto é a origem de neutrinos de alta energia. |
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Ciclo CNO (Carbon-Nitrogen-Oxygen)
Este processo de transformação do Hidrogénio em Hélio usa o Carbono como catalizador o que, obviamente, pressupõe
a sua existência prévia. O Carbono é criado pelo processo tripla-alfa.
Os núcleos de Carbono, Nitrogénio (Azoto) e oxigénio são regenerados actuando portanto como catalizadores.
Assim, o resultado líquido do ciclo CNO é a transformação de 4 protões num núcleo de
Hélio (partícula alfa) com
emissão de dois positrões, dois neutrinos e raios-gama.
Fusão do Hélio
Processo Tripla-alfa
Três núcleos de Hélio (partículas-alfa) podem combinar-se para dar origem a um núcleo de
Carbono-12:
Processo Alfa
Fusão do Carbono
A fusão do Carbono ocorre no núcleo das estrelas maciças, com
pelo menos 4 massas solares, depois de terem consumido todos os
elementos mais leves. Requer temperaturas da ordem dos 600 MK e
resulta na produção de elementos como o Oxigénio, o Néon e o
Magnésio.
Fusão do Néon
A fusão do Néon ocorre no núcleo das estrelas maciças, com
pelo menos 8 massas solares. Requer temperaturas da ordem dos
1.200 MK. Numa primeira fase desintegra-se originando um elemento
mais leve, o Oxigénio, e posteriormente fundindo-se com a partícula
alfa resultante da primeira reacção dando origem ao
Magnésio, mais pesado.
Fusão do Oxigénio
A fusão do Oxigénio ocorre no núcleo das estrelas maciças. Requer temperaturas da ordem dos
1.500 MK e uma estrela demora entre 6 meses a um ano a criar um
núcleo rico em Silício.
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16O +
16O g
32S +
g
16O + 16O
g
31S + n
16O + 16O
g 31p +
1H
16O +
16O g
28Si + 4He
16O + 16O
g 24Mg
+ 24He |
Fusão do Silício
A fusão do Silício demora apenas 1 dia no núcleo das estrelas com uma massa inicial
entre 8 a 11 vezes superior à do Sol. Dependendo da massa, a fusão
ocorre a temperaturas da ordem dos 2.700 a 3.500 MK.
No fim da fusão do Silício dá-se uma gigantesca explosão como
supernova tipo II.
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28Si
g
32S
g
36Ar
g
40Ca
g
44Ti
g
48Cr
g
52Fe
g
56Ni |
A fusão nuclear vai sempre libertando energia até ao níquel-56. A
partir daí
a transformação em núcleos mais pesados passaria a
consumir energia em vez de a libertar. Sem produção de energia não
há condições para que se mantenha o volume do núcleo que sofre uma
contracção brusca. A energia potencial da gravidade aquece o núcleo
até 5 GK que se opõe e atrasa momentaneamente a contracção. Mas, na
falta de uma fonte adicional de energia que mantenha esta oposição,
o colapso final demora apenas uns segundos e o núcleo transforma-se
numa estrela de neutrões ou num buraco negro. As camadas exteriores
são expulsas numa explosão de
supernova tipo II que pode demorar dias ou meses.
Esta explosão radia enormes quantidades de neutrões que num segundo
sintetizam metade dos núcleos mais pesados que o Ferro através de
uma fusão nuclear por captura de neutrões conhecido como processo-R.
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| > |
nucleosíntese de explosão |
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A partir do ferro e níquel
a transformação em núcleos mais pesados (e menos estáveis), passa a consumir
energia em vez de a libertar. A energia necessária para esta fusão pode ser comunicada
pela explosão de uma supernova que, além de produzir elementos como o urânio, o chumbo
ou o ouro, espalha-os em nuvens de matéria pelo espaço onde podem vir a integrar novas
estrelas e planetas.Processo-S
| O Processo-S acontece no interior de estrela maciças e é
responsável pela criação de elementos mais pesados que o Cobre
por um processo lento (S="slow") de captura de neutrões por
parte dos núcleos. Mas, ao contrário do que acontece no
Processo-R, esta captura é suficientemente lenta para permitir
que ocorram decaimentos alfa dos núcleos entretanto criados que
sejam instáveis. Entre os elementos criados pelo Processo-S
estão p.e. o Bário, Zircónio, Ítrio e Lantânio. |
Processo-R
| O Processo-R é responsável pela criação da maior parte dos
elementos químicos mais pesados que o Ferro e ocorre tão
rapidamente (R) quando comparado com o tempo que seria
necessário para ocorrerem decaimentos dos núcleos-alvo, que o
seu bombardeamento origina reacções em cadeia com criação de
núcleos intermédios instáveis que não de produziriam de outra
forma. O processo termina quando a camada exterior completa de
neutrões dos núcleos dificulta - e atrasa até à paragem - a
criação de isótopos ainda mais pesados. Pensa-se que esta
paragem aconteça na zona do Ruterfórdio/Darmstádio. |
Espalação
| A espalação ("spallation") é um processo de fissão
nuclear que ocorre quando um átomo é desintegrado pelo impacto
de uma partícula altamente energética (normalmente um protão). A
espalação por raios cósmicos interestelares é responsável pela
criação de elementos leves como o Lítio e o Boro. |
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nutação, movimento de |
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| Movimento oscilatório periódico(1)
do eixo da Terra provocado principalmente pela influência gravitacional da Lua e do Sol
que faz com que o pólo celeste descreva uma pequena elipse. 
Este movimento, conjugado com o de precessão (a
azul na figura), faz com que o pólo celeste não descreva na realidade um círculo (de
precessão) perfeito(3) na esfera celeste mas sim uma linha ondulada (a vermelho, na
figura).
Os eixos da elipse de nutação da Terra medem 18,4" e 13,7".
(1) período de 18 anos e 219 dias
(2) pólo celeste verdadeiro
(3) descrito pelo pólo celeste médio |
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