Coloca aqui tópicos Sobre o Sistema Solar (Importante Ler o 1º Post, que é de Aviso)

eclipses

Um eclipse acontece sempre que um corpo entra na sombra de outro. Assim, quando a Lua entra na sombra da Terra, acontece um eclipse lunar. Quando a Terra é atingida pela sombra da Lua, acontece um eclipse solar.

Sombra de Um Corpo Extenso​

Na parte inferior da figura acima, vemos a região da umbra e da penumbra da sombra. Na parte superior, vemos a aparência da fonte para os pontos A a D na sombra.

Quando um corpo extenso (não pontual) é iluminado por outro corpo extenso definem-se duas regiões de sombra:

* umbra: região da sombra que não recebe luz de nenhum ponto da fonte.
* penumbra: região da sombra que recebe luz de alguns pontos da fonte.


A órbita da Terra em torno do Sol, e a órbita da Lua em torno da Terra, não estão no mesmo plano, ou ocorreria um eclipse da Lua a cada Lua Cheia, e um eclipse do Sol a cada Lua Nova.

Linha dos Nodos


O plano da órbita da Lua em torno da Terra não é o mesmo plano que o da órbita da Terra em torno do Sol.

O plano da órbita da Lua está inclinado 5,2 ° em relação ao plano da órbita da Terra. Portanto só ocorrem eclipses quando a Lua está na fase de Lua Cheia ou Nova, e quando o Sol está sobre a linha dos nodos, que é a linha de intersecção do plano da órbita da Terra em torno do Sol com o plano da órbita da Lua em torno da Terra.

Eclipses do Sol e da Lua são os eventos mais espetaculares do céu. Um eclipse solar ocorre quando a Lua está entre a Terra e o Sol. Se o disco inteiro do Sol está atrás da Lua, o eclipse é total. Caso contrário, é parcial. Se a Lua está próxima de seu apogeu, o diåmetro da Lua é menor que o do Sol, e ocorre um eclipse anular.

Como a excentricidade da órbita da Terra em torno do Sol é de 0,0167, o diâmetro angular do Sol varia 1,67% em torno de sua média, de 31'59". A órbita da Lua em torno da Terra tem uma excentricidade de 0,05 e, portanto, seu diâmetro angular varia 5% em torno de sua média, de 31'5", chegando a 33'16", muito maior do que o diâmetro máximo do Sol.

Um eclipse total da Lua acontece quando a Lua fica inteiramente imersa na umbra da Terra; se somente parte dela passa pela umbra, e resto passa pela penumbra, o eclipse é parcial. Se a Lua passa somente na penumbra, o eclipse é penumbral. Um eclipse total é sempre acompanhado das fases penumbral e parcial. Um eclipse penumbral é difícil de ver diretamente com o olho, pois o brilho da Lua permance quase o mesmo. Durante a fase total, a Lua aparece com uma luminosidade tênue e avermelhada. Isso acontece porque parte da luz solar é refractada na atmosfera da Terra e atinge a Lua. Porém essa luz está quase totalmente desprovida dos raios azuis, que sofreram forte espalhamento e absorção na espessa camada atmosférica atravessada.

Atmosfera

Sua composição é semelhante a do Sol e de aspecto semelhante a de Júpiter. Suas faixas possuem contrastes mais atenuados do que em relação a Júpiter. Isto deve-se as temperaturas mais baixas na sua atmosfera. Os movimentos atmosféricos são bem rápidos em Saturno, e os ventos atingem a velocidade de 1.800 km/h (70% da velocidade do som local). O tom esbranquiçado predominante em sua atmosfera é devido as nuvens de amónia congelada. As colorações marrons podem ser nuvens de hidrosulfeto de amónia (NH4 HS) e os pouquíssimos locais azulados são cristais de gelo.

As regiões mais internas da atmosfera puderam ser observadas nos locais de furacões, que provocam aberturas profundas na atmosfera. Com excessão do hélio, a composição atmosférica é semelhante e proporcional à do Sol havendo predominância do H2 . Em quantidades bem menores estão presentes os gases nobres neónio e argónio, mais a presença de metano amoníaco, ozónio e anidrido sulfuroso. Existem também os mesmos corantes presentes em Júpiter: fosfina e propano.



Cumps
Matapitosboss

Saturno - Histórico

Em Saturno terminam os planetas que são visíveis a olho nu e portanto os planetas conhecidos na antiguidade.
Com ele temos um conjunto de sete objectos de corpos errantes a noite e que nos tempos remotos não podiam ser tocados pelo Homem. Por coincidência, a nossa semana tem sete dias, um para cada um desses corpos que foram considerados divindades: Lua (segunda-feira), Marte (Terça-feira), Mercúrio (Quarta-feira), Júpiter (Quinta-feira), Vénus (Sexta-feira), Saturno (Sábado) e Sol (Domingo) correspondentes a primeira hora planetária do dia. Porém a tradição de se colocar nomes de deuses nos demais planetas continua para os demais. Apesar de ser o segundo maior planeta do sistema solar, só se obteve informações de algum valor a seu respeito, do final da segunda metade da década de 70 em diante, através das sondas Pioneer 11 e Voyager 1 e 2.



Cumps
Matapitosboss

A Via Lactea

O centro da nossa galáxia a via láctea .Apontando telescópios ópticos através das nuvens da poeira obscura e do gás podemos ver nesta imagem,onde as câmeras de infravermelhos do telescópio espacial Spitzer, penetram através da poeira que revela as estrelas da região aglomerada do centro da via láctea. Um mosaico de muitos instantâneos menores,deram a detalhada imagem em falsa - côr mostra umas estrelas mais velhas, frescas em hues bluish. As nuvens de poeira incandescente avermelhadas são associadas com as estrelas novas, quentes em berçários estelares . O centro da galáxia encontra-sea uns 26.000 anos luz de afastamento, para a constelação de sagittarius . Esta imagem está a aproximadamente 900 anos luz .

Cumprimentos
Mango

Actividade Solar

O que está a acontecer ao nosso sol? A extrema actividade Coronal tem sido acompanhada pelo satélite SOHO que tem transmitido imagens de muitos filamentos de erupções que se desprendem da superfície solar activa e das muitas bolhas enormes explodindo de plasma magnético projectadas no espaço. A luz directa do sol é obstruída e filtrada , substituída por uma imagem simultânea no espectro ultravioleta. A imagem abrange dois milhões de quilómetros da superfície solar. Estes eventos explosivos, chamadas ejecções maciças coronais ou CMEs, foram descobertas por naves espaciais nos anos 70 , esta imagem dramática é parte de um registo detalhado deste desenvolvimento de CME's da nave espacial que estuda a nossa estrela SOHO. A actividade do ciclo solar CMEs ocorre aproximadamente uma vez por semana, mas perto das taxas máximas solares podem ocorrer duas ou mais vezes por dia . CMEs fortes podem influenciar profundamente o tempo no espaço. Os que atingem o nosso planeta podem ter efeitos sérios a vários níveis .

Cumprimentos
Mango

Constelação de Vela

A explosão acabou mas as consequências continuam. Aproximadamente há onze mil anos uma estrela na constelação de Vela podia ser vista a explodir, criando um ponto estranho da luz momentaneamente visível aos seres humanos que viviam perto do começo da história conhecida. As camadas exteriores da estrela , geraram uma onda de choque que ainda é visível na actualidade .

Uma onda de choque aproximadamente esférica, expande-se e é visível aos raios X. A imagem abaixo captura muito de choque filamentar e gigantesco isto na luz visível, medindo quase 100 anos luz e aparentando vinte vezes o diâmetro da lua cheia. Enquanto o gás voa afastado da estrela que explodiu , deteriora e reage com o meio inter estelar, produzindo luz em muitas cores e faixas diferentes de energia. O que resta no centro da supernova da Vela é um pulsar, uma estrela tão densa quanto a matéria nuclear que gira completamente mais de dez vezes num único segundo.


Cumprimentos
Mango

Sistemas de Coordenadas

Para determinar a posição de um astro no céu, precisamos definir um sistema de coordenadas. Nesse sistema, vamos utilizar apenas coordenadas angulares, sem nos preocuparmos com as distâncias dos astros. A posição do astro será determinada através de dois ângulos de posição, um medido sobre um plano fundamental, e o outro medido perpendicularmente a ele. Antes de entrarmos nos sistemas de coordenadas astronômicas, convém recordarmos o sistema de coordenadas geográficas, usadas para medir posição sobre a superfície daTerra. Nesse sistema as coordenadas são latitude e a longitude.

* longitude geográfica: é o ângulo medido ao longo do equador da Terra, tendo origem em um meridiano de referência (o meridiano de Greenwich), e extremidade no meridiano do lugar. Na Conferência Internacional Meridiana, realizada em Washington em outubro de 1884, foi definida como variando de 0 a +180° (Oeste de Greenwich) e de 0 a -180° (Leste). Na convenção usada em astronomia, varia entre -12h (Oeste) e +12h (Leste).

* latitude geográfica: ângulo medido ao longo do meridiano do lugar, com origem no equador e extremidade no zênite do lugar. Varia entre -90 e +90. O sinal negativo indica latitudes do hemisfério sul e o sinal positivo hemisfério norte.
* Definição astronômica de latitude: A latitude de um lugar é igual à altura do pólo elevado (hP).

Coordenadas Astronômicas​

O Sistema Horizontal​

Esse sistema utiliza como plano fundamental o Horizonte celeste. As coordenadas horizontais são azimute e altura.

* Azimute (A): é o ângulo medido sobre o horizonte, no sentido horário (NLSO), com origem no Norte geográfico e extremidade no círculo vertical do astro. O azimute varia entre 0 e 360.

* Altura (h): é o ângulo medido sobre o círculo vertical do astro, com origem no horizonte e extremidade no astro. A altura varia entre -90° e +90°. O complemento da altura se chama distância zenital (z). Assim, a distância zenital é o ângulo medido sobre o círculo vertical do astro, com origem no zênite e extremidade no astro. A distância zenital varia entre 0° e 180°
O sistema horizontal é um sistema local, no sentido de que é fixo na Terra. As coordenadas azimute e altura (ou azimute e distância zenital) dependem do lugar e do instante da observação, e não são características do astro.

O Sistema Equatorial Celeste​

Esse sistema utiliza como plano fundamental o Equador celeste. Suas coordenadas são a ascensão reta e a declinação.
# ascensão reta: ângulo medido sobre o equador, com origem no meridiano que passa pelo ponto Áries, e extremidade no meridiano do astro. A ascensão reta varia entre 0h e 24h (ou entre 0tex2html_wrap_inline170 e 360tex2html_wrap_inline170) aumentando para leste.
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O Ponto Áries, também chamado Ponto Gama (tex2html_wrap_inline212), ou Ponto Vernal, é um ponto do equador, ocupado pelo Sol no equinócio de primavera do hemisfério norte (mais ou menos em 22 de março de cada ano).

# declinação: ângulo medido sobre o meridiano do astro, com origem no equador e extremidade no astro. A declinação varia entre -90 e +90 . O complemento da declinação se chama distância polar

O sistema equatorial celeste é fixo na esfera celeste e, portanto, suas coordenadas não dependem do lugar e instante de observação. A ascensão reta e a declinação de um astro permanecem praticamente constantes por longos períodos de tempo.

Sistema Equatorial Horário​

Nesse sistema o plano fundamental continua sendo o Equador, mas a coordenada medida ao longo do equador não é mais a ascensão reta, e sim uma coordenada não constante chamada ângulo horário. A outra coordenada continua sendo a declinação.

* ângulo horário (H): ângulo medido sobre o equador, com origem no meridiano local e extremidade no meridiano do astro. Varia entre -12h e +12h. O sinal negativo indica que o astro está a leste do meridiano, e o sinal positivo indica que ele está a oeste do meridiano.

Tempo Sideral
O sistema equatorial celeste e o sistema equatorial horário, juntos, definem o conceito de tempo sideral. O tempo sideral, assim como o tempo solar, é uma medida do tempo, e aumenta ao longo do dia.

* Hora sideral (HS): ângulo horário do ponto Áries. Pode ser medida a partir de qualquer estrela, pela relação:
Dia Sideral: é o intervalo de tempo decorrido entre duas passagens sucessivas do ponto pelo meridiano do lugar.

* Dia Solar: é o intervalo de tempo decorrido entre duas passagens sucessivas do Sol pelo meridiano do lugar. É 3m56s mais longo do que o dia sideral. Essa diferença é devida ao movimento de translação da Terra em torno do Sol, de aproximadamente 1 grau (4 minutos) por dia (360°/ano=0,986°/dia). Como a órbita da Terra em torno do Sol é elíptica, a velocidade de translação da Terra em torno do Sol não é constante, causando uma variação diária de 1° 6' (4m27s) em dezembro, e 53' (3m35s) em junho.

Movimento Diurno dos Astros​

O movimento diurno dos astros, de leste para oeste, é um reflexo do movimento de rotação da Terra, de oeste para leste. Ao longo do dia, todos os astros descrevem no céu arcos paralelos ao Equador. A orientação desses arcos em relação ao horizonte depende da latitude do lugar.

* 1. Nos pólos: Todas as estrelas do mesmo hemisfério do observador permanecem 24 h acima do horizonte (não têm nascer nem ocaso), e descrevem no céu círculos paralelos ao horizonte. As estrelas do hemisfério oposto nunca podem ser vistas.

* 2. No equador: Todas as estrelas nascem e se põem, permanecendo 12h acima do horizonte e 12h abaixo dele. A trajetória das estrelas são arcos perpendiculares ao horizonte. Todas as estrelas do céu (dos dois hemisférios) podem ser vistas ao longo do ano.

* 3. Em um lugar de latitude intermediária: Algumas estrelas têm nascer e ocaso, outras permanecem 24h acima do horizonte, outras permanecem 24h abaixo do horizonte. As estrelas visíveis descrevem no céu arcos com uma certa inclinação em relação ao horizonte, a qual depende da latitude do lugar.

Movimento Anual do Sol e as Estações do Ano

Devido ao movimento de translação da Terra em torno do Sol, o Sol aparentemente se move entre as estrelas, ao longo do ano, descrevendo uma trajetória na esfera celeste chamada Eclíptica. A Eclíptica é um círculo máximo que tem um inclinação de em relação ao Equador Celeste. É esta inclinação que causa as Estações do ano.
Uma observação simples que permite "ver" o movimento do Sol durante o ano é através do gnômon. Um gnômon nada mais é do que uma haste vertical fincada ao solo. Durante o dia, a haste, ao ser iluminada pelo Sol, forma uma sombra cujo tamanho depende da hora do dia e da época do ano. A direção da sombra ao meio-dia real local nos dá a direção Norte-Sul. Ao longo de um dia, a sombra é máxima no nascer e no ocaso do Sol, e é mínima ao meio-dia. Ao longo de um ano (à mesma hora do dia), a sombra é máxima no solstício de inverno, e mínima no solstício de verão. A bissetriz marca o tamanho da sombra nos equinócios, quando o Sol está sobre o equador. Foi observando a variação do tamanho da sombra do gnômom ao longo do ano que os antigos determinaram o comprimento do ano das estações, ou ano tropical.

Estações em diferentes latitudes​

Embora a órbita da Terra em torno do Sol seja uma elipse, e não um círculo, a distância da Terra ao Sol varia somente 3%, sendo que a Terra está mais próxima do Sol em janeiro. Mas é fácil lembrar que o hemisfério norte da Terra também está mais próximo do Sol em janeiro e é inverno lá, e verão no hemisfério sul.

A causa das estações é a inclinação do eixo de rotação da Terra com relação à sua órbita. Este ângulo, chamado de obliqüidade (inclinação da órbita da Terra em torno do Sol, eclíptica, em relação ao equador da Terra), é de . Devido a esta inclinação, à medida que a Terra orbita em torno do Sol, os raios solares incidem mais diretamente em um hemisfério ou outro, proporcionando mais horas com luz durante o dia a um hemisfério ou outro e, portanto, aquecendo mais um hemisfério ou outro.

No Equador todas as estações são muito parecidas: todos os dias do ano o Sol fica 12 horas acima do horizonte e 12 horas abaixo do horizonte; a única diferença é a altura do Sol: em 21.06 o Sol cruza o meridiano ao norte do Zênite, em 23.09 o Sol cruza o meridiano ao sul do Zênite, e no resto do ano ele cruza o meridiano entre esses dois pontos. Portanto a altura do Sol ao meio-dia no Equador não muda muito ao longo do ano e, conseqüentemente, não existe muita diferença entre inverno, verão, primavera ou outono.

À medida que nos afastamos do Equador, as estações ficam mais acentuadas. A diferença torna-se máxima nos pólos.


Na Terra, a região entre latitudes -23,5° e +23,5° é chamada de região tropical. Nesta região, o Sol passa pelo zênite pelo menos uma vez por ano. Fora desta região o Sol não passa pelo zênite. A linha de latitudes 66,5° é chamada de Círculo Polar, norte ou sul. Acima desta linha, o Sol está sempre acima do horizonte no verão e sempre abaixo do horizonte no inverno.

Fases Da Lua

À medida que a Lua viaja ao redor da Terra ao longo do mês, ela passa por um ciclo de fases, durante o qual sua forma parece variar gradualmente. O ciclo completo dura aproximadamente 29,5 dias. Esse fenômeno é bem compreendido desde a Antiguidade. Acredita-se que o grego Anaxágoras (± 430 a.C.), já conhecia sua causa, e Aristóteles (384 - 322 a.C.) registrou a explicação correta do fenômeno: as fases da Lua resultam do fato de que ela não é um corpo luminoso, e sim um corpo iluminado pela luz do Sol. A face iluminada da Lua é aquela que está voltada para o Sol. A fase da lua representa o quanto dessa face iluminada está voltada também para a Terra. Durante metado do ciclo essa porção está aumentando (lua crescente) e durante a outra metade ela está diminuindo (lua minguante). Tradicionalmente apenas as quatro fases mais características do ciclo - Lua Nova, Quarto-Crescente, Lua Cheia e Quarto-Minguante - recebem nomes, mas a porção que vemos iluminada da Lua, que é a sua fase, varia de dia para dia. Por essa razão os astrônomos definem a fase da Lua em termos de número de dias decorridos desde a Lua Nova (de 0 a 29,5) e em termos de fração iluminada da face visível (0% a 100%).
A fase da lua representa o quanto dessa face iluminada está voltada também para a Terra.
A figura acima mostra o sistema Sol-Terra-Lua como seria visto por um observador externo olhando diretamente para o pólo sul da Terra. O círculo externo mostra a Lua em diferentes posições relativas em relação à linha Sol-Terra, assumidas à medida que ela orbita a Terra de oeste para leste (sentido horário para um observador olhando para o pólo sul). O círculo interno mostra as formas aparentes da Lua, em cada situação, para um observador no hemisfério sul da Terra.

As quatro fases principais do ciclo são:

Lua Nova:

* Lua e Sol, vistos da Terra, estão na mesma direção
* A Lua nasce 6h e se põe 18h.

A Lua Nova acontece quando a face visível da Lua não recebe luz do Sol, pois os dois astros estão na mesma direção. Nessa fase, a Lua está no céu durante o dia, nascendo e se pondo aproximadamente junto com o Sol. Durante os dias subsequentes, a Lua vai ficando cada vez mais a leste do Sol e, portanto, a face visível vai ficando crescentemente mais iluminada a partir da borda que aponta para o oeste, até que aproximadamente 1 semana depois temos o Quarto-Crescente, com 50% da face iluminada.

Lua Quarto-Crescente:

* Lua e Sol, vistos da Terra, estão separados de 90°.
* a Lua está a leste do Sol, e portanto sua parte iluminada tem a convexidade para o oeste.
* a Lua nasce meio-dia e se põe meia-noite

A Lua tem a forma de um semi-círculo com a parte convexa voltada para o oeste. Lua e Sol, vistos da Terra, estão separados de aproximadamente 90°. A Lua nasce aproximadamente ao meio-dia e se põe aproximadamente à meia-noite. Após esse dia, a fração iluminada da face visível continua a crescer pelo lado voltado para o oeste, até que atinge a fase Cheia.

Lua Cheia

* Lua e Sol, vistos da Terra, estão em direções opostas, separados de 180°, ou 12h.
* a Lua nasce 18h e se põe 6h do dia seguinte.

Na fase cheia 100% da face visível está iluminada. A Lua está no céu durante toda a noite, nasce quando o Sol se põe e se põe no nascer do Sol. Lua e Sol, vistos da Terra, estão em direções opostas, separados de aproximadamente 180°, ou 12h. Nos dias subsequentes a porção da face iluminada passa a ficar cada vez menor à medida que a Lua fica cada vez mais a oeste do Sol; o disco lunar vai dia a dia perdendo um pedação maior da sua borda voltada para o oeste. Aproximadamente 7 dias depois, a fração iluminada já se reduziu a 50%, e temos o Quarto-Minguante.

Lua Quarto-Minguante

* a Lua está a oeste do Sol, que ilumina seu lado voltado para o leste
* a Lua nasce meia-noite e se põe meio-dia

A Lua está aproximadamente 90° a oeste do Sol, e tem a forma de um semi-círculo com a convexidade apontando para o leste. A Lua nasce aproximadamente à meia-noite e se põe aproximadamente ao meio-dia. Nos dias subsequentes a Lua continua a minguar, até atingir o dia 0 do novo ciclo.

O intervalo de tempo entre duas fases iguais consecutivas é de 29d 12h 44m 2.9s ( 29,5 dias). Essa é a duração do mês sinódico, ou lunação, ou período sinódico da Lua.
Apresentamos o céu em Porto Alegre, à meia-noite, de 12 de abril de 2003 a 22 de abril de 2003. Nas figuras, o norte está para cima, o sul para baixo, o leste para a esquerda, o oeste para a direita, e o zênite no meio da figura.
O período sideral da Lua, ou mês sideral é o tempo necessário para a Lua completar uma volta em torno da Terra, em relação a uma estrela. Sua duração é de 27d 7h 43m 11s, sendo portanto 2,25 dias mais curto do que o mês sinódico.

O intervalo de tempo entre duas fases iguais consecutivas, de 29d 12h 44m 2.9s, o período sinódico da Lua, é 2,25 dias maior do que o período sideral da Lua porque nos 27,32 dias em que a Lua faz uma volta completa em relação às estrelas, o Sol de deslocou aproximadamente 27° (27 dias × 1°/dia) para leste, e portanto será necessário mais 2 dias [27°/(360°/27,32 dias)] para a Lua se deslocar estes 27° e estar na mesma posição em relação ao Sol, que define a fase.
Dia Lunar: Tendo em vista que o período sideral da Lua é de 27,32166 dias, isto é, que ela se move 360° em relação às estrelas para leste a cada 27,32 dias, deduz-se que ela se desloca para leste 13° por dia (360°/27,32), em relação às estrelas. Levando-se em conta que a Terra gira 360° em 24 horas, e que o Sol de desloca 1° para leste por dia, deduzimos que a Lua se atrasa 48 minutos por dia [(12°/360°)×(24h×60m)], isto é, a Lua nasce cerca de 48 minutos mais tarde a cada dia.

Recapitulando, a Lua se move cerca de 13° para leste, por dia, em relação às estrelas. Esse movimento é um reflexo da translação da Lua em torno da Terra, completada em 27,32 dias (mês sideral). O Sol também se move cerca de 1° por dia para leste, refletindo a translação da Terra em torno do Sol, completada em 365,2564 dias (ano sideral). Portanto, a Lua se move cerca de 12° por dia em relação ao Sol, e a cada dia a Lua cruza o meridiano local aproximadamente 48 min mais tarde do que no dia anterior. O dia lunar, portanto, tem 24h48m.

Rotação da Lua​

À medida que a Lua orbita em torno da Terra, completando seu ciclo de fases, ela mantém sempre a mesma face voltada para a Terra. Isso indica que o seu período de translação é igual ao período de rotação em torno de seu próprio eixo. Portanto. a Lua tem rotação sincronizada com a translação.

É muito improvável que essa sincronização seja casual. Acredita-se que ela tenha acontecido como resultado das grandes forças de maré exercidas pela Terra na Lua no tempo em que a Lua era jovem e mais elástica. As deformações tipo bojos causadas na superfície da Lua pelas marés teriam freiado a sua rotação até ela ficar com o bojo sempre voltado para a Terra, e portanto com período de rotação igual ao de translação. Essa perda de rotação teria em consequência provocado o afastamento maior entre Lua e Terra (para conservar o momentum angular). Atualmente a Lua continua afastando-se da Terra, a uma taxa de 4 cm/ano.

Note que como a Lua mantém a mesma face voltada para a Terra, um astronauta na Lua não vê a Terra nascer ou se pôr. Se ele está na face voltada para a Terra, a Terra estará sempre visível. Se ele estiver na face oculta da Lua, nunca verá a Terra.

Como o sistema Terra-Lua sofre influência gravitacional do Sol e dos planetas, a Terra e a Lua não são esféricas e as marés provocam fricção dentro da Terra e da Lua, a órbita não é regular, precisando de mais de cem termos para ser calculada com precisão. O período sideral varia até 7 horas.
A órbita da Lua em torno da Terra está inclinada 5° em relação à orbita da Terra em torno do Sol.
A órbita da Lua em torno da Terra é uma elipse, exagerada nesta figura, e a Lua está 10% mais próxima no perigeu do que no apogeu.

Movimento dos Planetas

Os planetas estão muito mais próximos de nós do que as estrelas, de forma que eles parecem se mover, ao longo do ano, entre as estrelas de fundo. Esse movimento se faz, geralmente, de oeste para leste (não confundir com o movimento diurno, que é sempre de leste para oeste!), mas em certas épocas o movimento muda, passando a ser de leste para oeste. Esse movimento retrógrado pode durar vários meses (dependendo do planeta), até que fica mais lento e o planeta reverte novamente sua direção, retomando o movimento normal. O movimento observado de cada planeta é uma combinação do movimento do planeta em torno do Sol com o movimento da Terra em torno do Sol, e é simples de explicar quando sabemos que a Terra está em movimento, mas fica muito difícil de descrever num sistema em que a Terra esteja parada.

O modelo geocêntrico​

Apesar da dificuldade de compreender e explicar o movimento observado dos planetas do ponto de vista geocêntrico (a Terra no centro do Universo), o geocentrismo foi uma idéia dominante na Astronomia durante toda a Antiguidade e Idade Média. O sistema geocêntrico também é conhecido como sistema ptolomaico, pois foi Cláudio Ptolomeu, o último dos grandes astrônomos gregos (150 d.C.), quem construiu o modelo geocêntrico mais completo e eficiente. Ptolomeu explicou o movimento dos planetas através de uma combinação de círculos: o planeta se move ao longo de um pequeno círculo chamado epiciclo, cujo centro se move em um círculo maior chamado deferente. A Terra fica numa posição um pouco afastada do centro do deferente (portanto o deferente é um círculo excêntrico em relação à Terra). Para dar conta do movimento não uniforme dos planetas, Ptolomeu introduziu ainda o equante, que é um ponto ao lado do centro do deferente oposto à posição da Terra, em relação ao qual o centro do epiciclo se move a uma taxa uniforme.

O objetivo de Ptolomeu era produzir um modelo que permitisse prever a posição dos planetas de forma correta, e nesse ponto ele foi razoavelmente bem sucedido. Por essa razão esse modelo continuou sendo usado sem mudança substancial por 1300 anos.

O Modelo Heliocêntrico​

No início do século XVI, a Renascença estava sacudindo as cinzas do obscurantismo da Idade Média, e trazendo novo fôlego a todas as áreas do conhecimento humano. Inicia-se a tradução dos textos árabes e gregos, trazendo para a Europa os conhecimentos clássicos de Astronomia, Matemática, Biologia e Medicina. Nicolau Copérnico representou o Renascimento na Astronomia. Copérnico (1473-1543) foi um astrônomo polonês com grande inclinação para a matemática. Estudando na Itália, ele leu sobre a hipótese heliocêntrica proposta (e não aceita) por Aristarco ( 300 a.C.), e achou que o Sol no centro do Universo era muito mais razoável do que a Terra. Copérnico registrou suas idéias num livro - De Revolutionibus- publicado no ano de sua morte.

Os conceitos mais importante colocados por Copérnico foram:

* introduziu o conceito de que a Terra é apenas um dos seis planetas (então conhecidos) girando em torno do Sol
* colocou os planetas em ordem de distância ao Sol: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno (Urano, Netuno e Plutão).
* determinou as distâncias dos planetas ao Sol, em termos da distância Terra-Sol.
* deduziu que quanto mais perto do Sol está o planeta, maior é sua velocidade orbital. Dessa forma, o movimento retrógrado dos planetas foi facilmente explicado sem necessidade de epiciclos.

Copérnico manteve a idéia de que as órbitas dos planetas eram circulares, e embora o movimento dos planetas ficasse simples de entender no seu sistema, as posições previstas para os planetas não eram em nada melhores do que as posições previstas no sistema de Ptolomeu.

Estrelas Binárias

Binária visual Kruger 60 observada no Observatório de Yerkes
É importante diferenciar estrelas binárias reais das estrelas duplas aparentes, ou binárias aparentes, em que duas estrelas estão próximas no céu, mas a distâncias diferentes da Terra e parecem duplas somente por efeito de projeção.
# 1783 - John Goodricke (1764-1786) viu a estrela Algol ( Persei), que normalmente é de magnitude, diminuir para 1/3 do seu brilho, por algumas horas. Trata-se de uma binária eclipsante, com um período de 2d20h49m. Geminiano Montanari (1632-1687) já tinha notado alguma variabilidade em 1669.
Herschel
# 1804 - William Herschel (1738-1822) descobriu uma companheira fraca da estrela Castor ( Geminorum) e mediu o período como sendo de 342 anos, usando uma medida feita por James Bradley (1693-1792), terceiro astrônomo real da Inglaterra, em 1759, que já catalogava estrelas duplas. Herschel foi o primeiro a estabelecer que se tratavam de corpos interagindo gravitacionalmente, isto é, de binárias físicas.

#
O sistema binário Castor, a estrela mais brilhante da constelação de Gemeos (1,6 mag), que está a 45 anos-luz da Terra e é composto de duas estrelas separadas de 6 segundos de arco e com um período orbital de 350 anos.
# 1827 - Felix Savary (1797-1841) mostrou que tex2html_wrap_inline103 Ursae Majoris tinha uma órbita elíptica, com um período de 60 anos.

Pickering
# 1889 - Edward Charles Pickering (1846-1919), professor de Harvard e Antonia Caetana de Paiva Pereira Maury (1886-1952), sua assistente, descobriram as binárias espectroscópicas, com a estrela Mizar A (tex2html_wrap_inline105 Ursae) apresentando linhas duplas que variavam com um período de 104 dias. Em 1908 Mizar B foi também detectada como uma binária espectroscópica por Edwin Brant Frost (1866-1935) e Hans Ludendorff, com um período de 175,6 dias.
Imagem atual obtida com o interferômetro ótico Navy Prototype Optical Interferometer no Arizona, com seis telescópios, compreendendo 15 minutos de arco, de Mizar A (2,27 mag), uma binária espectroscópica descoberta em 1889, Mizar B (3,95 mag), a 15 segundos de arco de distância, e a estrela variável Alcor (4,04 a 4,07 mag)Posição de Mizar na constelação de Ursa Major, também conhecida como Big Dipper, do hemisfério norte.
Dois espectros obtidos por Pickering em 27 de março e 5 de abril de 1887. A linha K do cálcio (3934 Å) é dupla no primeiro espectro e simples no segundo. A outra linha, muito mais forte, é a linha H do hidrogênio

Tipos de sistemas binários:

* Binárias Visuais: é um par de estrelas associadas gravitacionalmente que podem ser observadas ao telescópio como duas estrelas. A separação usual é de centenas de unidades astronômicas.
Sirius B
* Binárias Astrométricas: quando um dos membros do sistema é muito fraco para ser observado, mas é detectado pelas ondulações no movimento da companheira mais brilhante. Exemplo: Sírius era binária astrométrica até 31 de janeiro de 1862, quando Alvan G. Clarck Jr. detectou sua companheira fraca, uma anã branca, pela primeira vez.

* Binárias Espectroscópicas: quando a natureza binária da estrela é conhecida pela variação de sua velocidade radial, medida através das linhas espectrais da estrela, que variam em comprimento de onda com o tempo. A separação média é da ordem de 1 UA. Como o período é curto, sua velocidade orbital é grande. Esta também é a forma que planetas em torno de estrela têm sido detectados no últimos anos.



# Binárias Eclipsantes: quando a órbita do sistema está de perfil para nós, de forma que as estrelas eclipsam uma à outra

Satélites Exteriores de Júpiter

São os oito mais distantes satélites de Júpiter, localizados, mais distantes que os Galileanos.

São divididos em dois grupos:
*Leda, Himália, Lisitéia e Elara -> Localizados à uma distancia média de 11 milhões de quilómetros do planeta.
*Ananque, Carme, Pasífae e Sinope -> Localizados à uma distancia média de 23 milhões de quilómetros.

Ao contrário dos satélites interiores, Leda, Himália, Lisitéia e Elara estão significamente inclinados em relação ao equador de Júpiter, sendo essa inclinação de em média 28 graus. Estes quatro podem ainda ter origem em um único asteróide que se chocou com outro e originou tais fragmentos.

Ananque, Carme, Pasífae e Sinope possuem órbitas similiares, que ainda são no sentido contrário (retrogrado) aos outros satélites. Possuem uma órbita extremamente inclinada em relação ao equador de Júpiter: 150 graus. Assim como os satélites anteriores, estes também devem ter tido origem em um único asteróide que seria atraído pela gravidade de Júpiter e acabou fragmentado.



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Classificação de Galáxias

As galáxias podem ser classificadas e divididas de várias maneiras diferentes, mas com certeza, a mais famosa e utilizada é a que foi idealizada por Hubble em 1927, que as distingue pela forma que apresentam a observação. É conhecida por Classificação Morfológica de Hubble e é dividida em três grupos principais: Espirais, elípticas e irregulares, cada uma apresentando suas subdivisões:

Espirais
São as mais observadas e possuem como característica marcante o fato de possuírem braços espiralados com origem no centro. Constituem cerca de 65% das galáxias conhecidas. Existem dois tipos principais: as normais e as barradas. O que distingue estes dois grupos é a presença ou não de uma formação com aspecto de "barra", que parte do centro até a borda da galáxia. Cada um dos dois grupos são divididos em 4 outros grupos de acordo com o tamanho relativo da região central e com o afastamento dos braços espirais desta região.

As galáxias espirais normais são representadas pela letra S e as barradas por SB, sendo ainda adicionadas as letras a, b, c ou d, conforme características das regiões centrais e dos braços espirais.

As que possuem braços mais afastados da região central e braços espirais mais próximos da mesma são designadas por Sa ou SBa (Sa para as espirais normais e SBa para as barradas). Já as que possuem braços afastados e uma região central reduzida, são denominadas por Sd ou SBd.

Neste tipo de galáxias, existem grandes quantidades de estrelas jovens e de matéria interestelar.

Exemplos mais famosos deste tipo de galáxias é a Via Láctea, a qual pertence o nosso sistema solar e a galáxia de Andrômeda, a mais próxima espiral conhecida (fora a Via Láctea).

Elípticas
São assim denominadas pelo fato de apresentarem uma forma elíptica. São simbolizadas pela letra E, seguida de um número de 0 a 7, que indica o grau de excentricidade. As E0, por exemplo possuem uma forma circular, enquanto as E7, possuem a forma semelhante a um grão de arroz.

Tais galáxias apresentam um grande número de aglomerados globulares, sendo-lhes escassa a matéria interestelar e estrelas do tipo O e B (azuis e azul clara), sendo em sua maioria estrelas mais velhas e frias.

Irregulares
Não possuem uma forma bem definida. São divididas em dois grupos: I e II. São simbolizadas por Ir. Nas galáxias Ir do tipo I, as estrelas podem ser distinguidas separadamente, o que não ocorre nas Ir do tipo II.

Exemplos famosos das galáxias irregulares são a Grande Nuvem de Magalhães e a Pequena Nuvem de Magalhães, que são as duas galáxias mais próximas da Via Láctea.



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Nebulosas

Nebulosa é unia nuvem de poeira e gás no interior de uma galáxia.A nebulosa se torna visível se o gás brilha ou se uma nuvem reflete a luz das estrelas ou encobre a luz dos objetos distantes. A nebulosa de emissão brilha porque seu gás emite luz quando é estimulado pela radiação das estrelas jovens quentes. A nebulosa de reflexão brilha porque sua poeira reflete a luz das estrelas situadas no seu interior ou ao seu redor. A nebulosa escura parece uma silhueta porque ela delineia a luz da nebulosa brilhante ou das estrelas situadas atrás dela. Dois tipos de nebulosas estão associados a estrelas agonizantes; nebulosas planetárias e supernovas remanescentes. Ambas consistem em invólucros de gás em expansão, que antes eram as camadas exteriores de uma estrela. Uma nebulosa planetária é uma concha de gás que emerge de um núcleo estelar agonizante. Uma supernova remanescente é o invólucro de gás que se afasta do núcleo estelar com grande velocidade.



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Os planetas

Diâmetro (em Km)_______________________________________________________4.878

Massa (massa da Terra =1)_______________________________________________0,06

Temperatura (°C)__________________________________________________-173 à 427

Período de translação (a = anos terrestres, d = dias terrestres)_____87,97 d

Período de rotação (d = dias terrestres, h = horas)___________55 d e 16:00 h

Distancia média da Terra (em Km)__________________________________80.500.000

Distancia média do Sol (em Km)____________________________________57.910.000

Numero de Satélites Naturais_______________________________________________0

Gravidade (Terra = 1)___________________________________________________0,37

Magnitude máxima aparente_______________________________________________-1,4

Afélio (em milhões de Km)_______________________________________________69,7

Periélio (em milhões de Km)_____________________________________________45,9

Inclinação orbital (graus)_________________________________________________7

Inclinação axial (graus)___________________________________________________2

Velocidade orbital média (Km/s)________________________________________47,89

Velocidade equatorial de escape (Km/s)___________________________________4,3

Densidade (água = 1 g/L)________________________________________________5,42

Atmosfera: Traços de gases expelidos pelo vento solar



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O sistema solar

O sistema solar é constituído pelo Sol e um imenso grupo de corpos celestes que o rodeiam, em que se destacam os planetas, mas existem outros pequenos corpos tais como os planetas anões e os corpos menores do Sistema Solar (asteróides e transneptunianos, cometas até pequenos meteoróides), para além dos satélites naturais dos planetas.

A outros sistemas semelhantes em volta de outras estrelas é dado o nome de sistema planetário, dado que "solar", refere-se ao "Sol".


História da criação
Ainda não se sabe, ao certo, como o sistema solar foi formado. Com o conhecimento de vários outros sistemas planetários em volta de outras estrelas que desafiam a noção clássica da formação de sistemas planetários, a formação destes é hoje tema de debate.

O Sol começou a brilhar quando o núcleo atingiu 10 milhões de graus Celsius, temperatura suficiente para iniciar reações de fusão nuclear. A radiação acabou por gerar um vento solar muito forte, conhecido como "onda de choque", que espalhou o gás e poeira restantes das redondezas da estrela recém-nascida para os planetas que se acabaram de formar a partir de colisões dantescas entre os protoplanetas.

Os Planetas
Os principais elementos celestes que orbitam em torno do Sol são os oito planetas principais cujas dimensões vão do gigante de gás Júpiter até ao pequeno e rochoso Mercúrio, com um menos da metade do tamanho da Terra.

Até Agosto de 2006, quando a União Astronômica Internacional alterou a definição oficial do termo «planeta», Plutão era considerado o 9º planeta do sistema solar. Hoje é considerado um planeta anão, ou um planetóide.

Próximos do Sol encontram-se os quatro planetas telúricos que são compostos de rochas e silicatos, são eles Mercúrio, Venus, Terra e Marte. Depois da órbita de Marte encontram-se quatro planetas gasosos (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno), que são uma espécie de planetas colossais que se podem dividir em dois subgrupos: Júpiter-Saturno e Urano-Netuno.

Mercúrio é o mais próximo do Sol, a uma distância de apenas 57,9 milhões de quilômetros, enquanto Netuno está a cerca de 4500 milhões de quilômetros.

Os planetas do sistema solar são os oito astros que tradicionalmente são conhecidos como tal: Mercúrio, Vénus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Todos os planetas têm nomes de deuses e deusas da mitologia grega-romana.

A dimensão astronômica das distâncias no espaço
Para se ter a noção da dimensão astronômica das distâncias no espaço é interessante fazer uns cálculos e arranjar um modelo que nos permita ter uma percepção mais clara do que está em jogo. Imaginemos, por exemplo, um modelo reduzido em que o Sol estaria representado por uma bola de futebol (de 22 cm de diâmetro). A essa escala, a Terra ficaria a 23,6 metros de distância e seria uma esfera com apenas 2 mm de diâmetro (a Lua ficaria a uns 5 cm da Terra, e teria um diâmetro de uns 0,5 mm). Júpiter e Saturno seriam berlindes com cerca de 2 cm de diâmetro, respectivamente a 123 e a 226 metros do Sol. Plutão ficaria a 931 metros do Sol, com cerca de 1 mm de diâmetro. Quanto à estrela mais próxima, a Proxima Centauri, essa estaria a 6332 km do Sol! E a estrela Sírio a 13150 km!

Se demorasse 1 hora e um quarto a ir da Terra à Lua (a uns 257000 km/hora!), demoraria umas 3 semanas (terrestres) a ir da Terra ao Sol, uns 3 meses a ir a Júpiter, 7 meses a Saturno e uns 2 anos e meio a chegar a Plutão e deixar o nosso sistema solar. A partir daí, a essa velocidade, teríamos de esperar uns 17600 anos até chegar à estrela mais próxima! E 35 000 anos até chegarmos a Sírio!

Os planetas anões
Um planeta anão é um corpo celeste muito semelhante a um planeta, dado que orbita em volta do Sol e possui gravidade suficiente para assumir uma forma com equilíbrio hidrostático (aproximadamente esférica), porém não possui uma órbita desempedida, orbitando com milhares de outros pequenos corpos celestes.

Ceres (), que até meados do século XIX era considerado um planeta principal, orbita numa região do sistema solar conhecida como cinturão de asteróides. Por fim, nos confins do sistema solar, para além da órbita de Netuno, numa imensa região de corpos celestes gelados encontram-se Plutão (♇ ) e o recentemente descoberto Éris. Até 2006, considerava-se, também, Plutão como um dos planetas principais.

As luas e os anéis
Objetos de dimensão considerável que orbitam os planetas são os satélites naturais ou luas. Estes compreendem pequenos astros capturados da cintura de asteróides como as luas de Marte e dos planetas gasosos, até astros capturados da cintura de Kuiper como o caso de Tritão no caso de Netuno ou até mesmo astros formados a partir do próprio planeta através do impacto de um protoplaneta, como o caso da Lua da Terra.

Os planetas gasosos têm pequenas partículas de pó e gelo que os orbitam em enormes quantidades, são os chamados anéis planetários, os mais famosos são os anéis de Saturno.

Corpos menores
A classe de astros chamados "corpos menores do sistema solar" inclui vários objetos diferenciados como são os asteróides, os transneptunianos, os cometas e outros pequenos corpos.

Asteróides
Os asteróides são astros menores do que os planetas, normalmente em forma de batata, encontrando-se na maioria na órbita entre Marte e Júpiter e são compostos por partes significativas de minerais não-voláteis. Estes são subdivididos em grupos e famílias de asteróides baseados em características orbitais específicas. Nota-se que existem luas de asteróides, que são asteróides que orbitam asteróides maiores, que, por vezes, são quase do mesmo tamanho do asteróide que orbitam.

Os asteróides troianos estão localizados nos pontos de Lagrange dos planetas, e orbitam o Sol na mesma órbita que um planeta, à frente e atrás deste.

As sementes das quais os planetas se originaram são chamadas de planetésimos: são corpos subplanetários que existiram durante os primeiros anos do sistema solar e que não existem no sistema solar recente. O nome é também usado por vezes para referir os asteróides e os cometas em geral ou para asteróides com menos de 10 km de diâmetro.

Centauros
Os centauros são astros gelados semelhantes a cometas que têm órbitas menos excêntricas e que permanecem na região entre Júpiter e Netuno, mas são muito maiores que os cometas. O primeiro a ser descoberto foi Quíron, que tem propriedades parecidas com as de um cometa e de um asteróide.

Transnetunianos
Os transnetunianos são corpos celestes gelados cuja distância média ao Sol encontra-se para além da órbita de Netuno, com órbitas superiores a 200 anos e são semelhantes ao centauros.

Pensa-se que os cometas de curto período sejam originários desta região. Os planetas anões Plutão e 2003 UB313 encontram-se, também, nesta região.

O primeiro transnetuniano foi descoberto em 1992. No entanto, Plutão, que já era conhecido há quase um século, orbita nesta região do sistema solar.

Cometas
Os cometas são compostos largamente por gelos voláteis e com órbitas bastante excêntricas, geralmente com um periélio dentro das órbitas dos planetas interior e com afélio para além de Plutão. Cometas com pequenos períodos também existem; contudo, os cometas mais velhos que perderam todo o seu material volátil são categorizados como asteróides. Alguns cometas com órbitas hiperbólicas podem ter sido originados de fora do sistema solar.

De momento, os astros da nuvem de Oort são hipotéticos e encontram-se em órbitas entre os 50 000 e os 100 000 UA, e pensa-se que esta região é a origem dos cometas de longo período.

O novo planetóide Sedna com uma órbita bastante elíptica que se estende por cerca de 76 a 928 UA, não entra como é óbvio nesta categoria, mas os seus descobridores argumentam que deveria ser considerado parte da nuvem de Oort.

Meteoróides
Os meteoróides são astros com dimensão entre 50 metros até partículas tão pequenas como pó. Astros maiores que 50 metros são conhecidos como asteróides. Controversa continua a dimensão máxima de um asteróide e mínima de um planeta. Um meteoróide que atravesse a atmosfera da Terra passa a se denominar meteoro; caso chegue ao solo, chama-se meteorito.

Aglomerado estelar

Um aglomerado estelar é um grupo de estrelas cuja interação gravitacional é estreita e pode formar padrões. O comportamento de todos os corpos celestes do aglomerado pode ser observado como se fosse um só corpo.

Comportamento
Quando se observa a posição relativa deste sistema de corpos celestes, verifica-se que esta se mantém inalterada ao participarem da rotação em torno do eixo gravitacional da galáxia que compõe.

Estrutura e tipos de aglomerados
Observando-se a estrutura, o número de estrelas e a distribuição dos grupos em relação ao núcleo galáctico, vê-se que existem dois padrões de classificação dos aglomerados. Um se chama de aglomerado estelar aberto, o outro se chama aglomerado estelar globular, ou simplificadamente aglomerado aberto e aglomerado globular.

Dificuldade de observação e descrição dos sistemas
Quando à noite observamos o globo celeste a olho nu, verificamos a presença de manchas esbranquiçadas, que parecem nuvens, porém, seu movimento aparente obedece ao movimento aparente do firmamento. Devida sua aparência difusa, esses sistemas no passado eram confundidos com nebulosas. Com o aumento da potência dos telescópios, notou-se que existiam inúmeras estrelas naquelas nuvens.

Limitações
Para se observar os aglomerados, existe a limitação da luz difusa e tênue que chega à Terra. Muitos destes grupos estelares tem uma extensão que às vezes é bastante ampla. Um exemplo típico que pode ser citado é o sistema chamado de Omega Centauri, cujo diâmetro aparente visto do Hemisfério Sul da Terra é maior que a Lua, porém só é percebido em condições muito especiais de baixa luminosidade regional e longe de qualquer centro urbano.

A técnica adequada de observação e captura das imagens
A técnica para se observar estes aglomerados é a utilização de instrumentos ópticos de alto ganho luminoso porém com fraco aumento de imagem, cujo campo não supere a duas vezes o diâmetro do sistema a ser observado. Como é difícil a confecção deste tipo de instrumento, a maneira mais eficiente de coleta de imagens dos aglomerados estelares é indireta. A fotografia com largo tempo de exposição sobre montagem azimutal é ideal para este fim. A vantagem desta técnica, é que a captação da objetiva fotográfica com o obturador aberto e acompanhando o movimento aparente do firmamento, permite captar a baixa luminescência das imagens fugazes, o que para a sensibilidade do olho humano, é praticamente impossível.

Glossário

Glossário (Parte I)


Achatamento polar. Razão entre os raios polar e equatorial de um planeta, sempre menor ou igual a 1 pelo efeito centrífugo da rotação.

Acicular. Em forma de agulha.

Acondritos. Meteoritos líticos cuja textura não apresenta côndrulos.

Acreção. Junção de corpos por atracção gravitacional, tendo como consequência a formação de corpos maiores.

Afélio. É a distância maior a que um planeta se encontra do Sol, na sua órbita.

Albedo. É a relação entre a luz reflectida por um corpo e a luz que nele incidiu. Varia entre os valores teóricos de zero (completamente negro – nenhuma luz é reflectida) e um (toda a luz é reflectida).

Alóctone. Material que se formou num sítio diferente daquele onde se encontra.

Altimetria. Distribuição das altitudes numa superfície.

Alvo. Rochas onde cai um meteorito, designado então por impactor.

Andesítica (composição). Semelhante à composição química dos andesitos e dioritos, rochas constituídas essencialmente por silicatos de cálcio e sódio; geoquimicamente intermédia a básica.

Anular. Em forma de anel.

Apoapse. Ponto na órbita de um satélite mais longe do planeta mãe.

Apogeu. É a distância maior a que um satélite se encontra da Terra, na sua órbita.

Ascenção recta. É uma das coordenadas astronómicas. A A. R. de um astro é o ângulo medido sobre o equador celeste, no sentido directo, entre o ponto vernal e a intersecção do meridiano celeste do astro com o equador celeste. Geralmente refere-se em horas (1h = 15º).

Astenosfera. Zona subjacente à litosfera num planeta. Encontra se num estado pastoso, o que permite que se dêem correntes de convecção, se o calor interno do planeta o permitir. É definida pelas velocidades de propagação das ondas sísmicas.

Asteróide. Rocha errante, de pequena dimensão (só se conhecem 25 A. com mais de 200 km de diâmetro). O m. q. planetas menores.

Astrobiologia. vd. Exobiologia.

Atmosfera. 1.Camada de gases que envolve um planeta. Enquanto nos planetas telúricos a atmosfera é fina, a maior parte do volume dos planetas gigantes é a sua A. Divide-se geralmente em duas grandes camadas: troposfera e estratosfera. 2. Unidade de pressão atmosférica. Corresponde a 100 000 N/m2. A pressão atmosférica média ao nível do mar, na Terra, é de 1atm.

Aurora. Brilho colorido na ionosfera de um planeta, causado pela interacção entre o próprio campo magnético e o vento solar. Ocorrem sempre em torno dos polos magnéticos planetários, podendo ser A. boreais, a Norte, e A. austrais, a Sul.

Bacia. Grande cratera de impacto, frequentemente sem bordos definidos.

Bar. Unidade de pressão atmosférica, desactualizada. 1bar » 1atm.

Basáltica (composição). Semelhante à composição química dos basaltos e gabros, rochas constituídas essencialmente por silicatos de cálcio; geoquimicamente básica.

Bólide. Um meteorito que explode. É feminino: uma B.




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Glossário (Parte II)


Cabeleira. Nuvem de gases e poeiras que rodeiam o núcleo activo de um cometa.

Caldeira. Depressão circular ou sub-circular originada pelo abatimento das paredes de uma chaminé vulcânica.

Calote polar. Revestimento, de gelo, das regiões polares de alguns planetas (Terra e Marte, p. ex.).

Campo magnético dipolar. É o campo magnético de um corpo que pode ser representado como se esse corpo tivesse no seu centro um íman com dois polos, N e S. Para um planeta ter um C. M. D., tem que ter no seu interior fluidos condutores em movimento por correntes de convecção, que provocam o efeito de um dínamo.

Caótico. Processo ou fenómeno que, embora siga leis bem conhecidas e determinadas, aparenta ser aleatório, ou seja, não pode ser previsto com rigor a longo prazo.

Carbonatos. Minerais compostos quimicamente por carbono e oxigénio, associados a outros elementos, como o cálcio ou o magnésio. Os calcários são misturas de carbonatos.

Catena. Cadeia de crateras.

Cauda. Um cometa pode ter duas C.: a C. de poeiras e a C. iónica.

Cavus. Depressão irregular.

Chaos. Terreno irregular, muito fracturado ou com muitos blocos soltos de rocha.

Chasma. Canhão. Vale longo e profundo, de bordos abruptos.

Ciclo solar. Variação quase periódica (11 anos) da actividade do Sol.

Cintura de Kuyper. Zona do espaço, envolvente do Sistema Solar, para lá da órbita de Neptuno (cerca das 30 UA), de onde provêm a maioria dos cometas de período curto.

Cinturas de radiações. São zonas toroidais do espaço envolvente dos planetas com campo magnético dipolar, onde o campo captura iões provenientes do vento solar. A Terra tem duas: as cinturas de Van Allen.

Clasto. Fragmento de rocha que foi transportado, por processos magmáticos ou sedimentares.

Colles. Pequeno monte.

Coma. O m. q. cabeleira.

Cometa. Corpo de órbita muito excêntrica, composto de uma mistura de gelos e partículas sólidas. Ao aproximar-se do Sol torna-se activo, individualizando-se então o núcleo, a cabeleira, a nuvem de hidrogénio, a cauda de poeiras e a cauda iónica. Classificam-se arbitrariamente como de período curto (<200 anos), provenientes da cintura de Kuyper, longo (>200 anos) ou não-periódicos (período desconhecido), provenientes da nuvem de Oort.

Condritos. Meteoritos líticos, cuja textura apresenta côndrulos.

Côndrulo. Pequena esfera (da ordem do mm) de minerais fundidos, característica de textura dos condritos.

Cone de estilhaçamento. Fractura cónica, estriada, produzida pelo impacto de um meteorito sobre uma rocha frágil, homogénea, de grão fino.

Conjunção. Dois astros estão em C. quando estão próximos sobre a esfera celeste (para um observador na Terra), ou seja, quando os seus valores de ascenção recta e declinação são próximos.

Convecção. Movimento de materiais fluídos por acção da temperatura: os materiais mais quentes (menos densos) sobem e e os mais frios (mais densos) descem.

Convectiva (zona). Camada solar, acima da zona radiativa e abaixo da fotosfera, onde a energia é transportada por convecção.

Coordenadas astronómicas equatoriais. Vd. ascenção recta e declinação.

Cores falsas. A maioria das imagens recolhidas por detecção remota apresentam-se em gradações de cinzento, mas, como foram obtidas através de filtros, indicam-nos as intensidades da radiação na banda de comprimentos de onda do filtro. Por exemplo, uma zona negra numa imagem obtida através de um filtro azul indica que, nessa zona, o planeta não reflecte nem emite a cor azul. Assim, para termos imagens com um aspecto real, somam-se várias imagens, em que os cinzentos foram substituídos por cores: cores reais no caso das imagens terem sido obtidas através de filtros na gama de comprimentos de onda da luz visível, cores falsas se alguma das imagens tiver sido obtida em comprimentos de onda invisíveis, como o ultravioleta, o infravermelho ou os raios X.

Coroa. Camada solar mais exterior, acima da cromosfera, constituída por um plasma muito difuso (cerca de 0.1 microbar) e muito quente – 2 000 000 K.

Corona. Elemento ovóide numa superfície planetária. Característico de Vénus.

Coronógrafo. Telescópio especial que permite ocultar a maioria da luz solar e observar apenas a sua atmosfera, provocando artificialmente quase o mesmo efeito de um eclipse total.

Correlação. Definição das relações de idades entre unidades geológicas distantes.

Cratera. Depressão circular ou sub-circular numa superfície planetária. São de dois tipos: C. de impacto, causadas pela queda de meteoros, e C. vulcânicas, causadas por vulcões.

Craterismo. Conjunto de processos que conduzem à formação de crateras de impacto, e suas consequências.

Cristalino. Material totalmente composto de cristais, em que os átomos, moléculas ou iões se encontram geometricamente ordenados.

Cromosfera. Camada solar acima da fotosfera e abaixo da coroa, só detectável por espectroscopia.

Crosta. É a parte mais exterior dos planetas telúricos. Define-se pela composição das rochas. Na Terra, e nos planetas onde tenha havido tectónica, há dois grandes tipos de C.: C. continental, com 25 a 50 km de espessura e de composição média granítica; C. oceânica, com 6 a 11 km de espessura e de composição média basáltica. Adj. crustal.

Datação radiométrica. Vd. Geocronologia.

Declinação. É uma das coordenadas astronómicas. A D. de um astro é o ângulo, medido sobre o meridiano celeste do astro, entre este e o equador celeste.

Densidade. de uma substância, definia-se classicamente como a relação entre um dado volume dessa substância e o mesmo volume de água pura a 4º C e 1 atm, pelo que não tinha unidades. É hoje mais habitual referir a D. em g/cm3, que, contudo, não é uma unidade SI de medidas, ou kg/m3 que, sendo-o, nunca entrou no uso corrente por ser pouco prática.

Detecção remota. Estudo de uma superfície planetária através da análise de imagens dessa superfície, recolhidas a várias altitudes, a várias horas, com várias resoluções e em vários comprimentos de onda.

Diagénese. Conjunto de processos que transformam um sedimento solto, desagregado, numa rocha sedimentar consolidada.

Diferenciação. É o processo de separação de materiais pela sua composição. D. gravítica se os materiais se separam pelas suas densidades; D. química se os materiais se separam pelas suas composições químicas.

Dinamometamorfismo. Metamorfismo causado pela força do impacto de meteoritos ou por explosões.

Directo (sentido). Sentido de rotação ou translacção que, quando visto do polo Norte celestial, descreve um movimento no sentido contrário ao dos ponteiros do relógio.

Disco protoplanetário. Fase da origem de um sistema planetário, em que a protoestrela já está bem definida e condensada, sendo orbitada por um disco de matéria que irá dar origem aos planetas.

Dorsum. Crista.

Dunítica (composição). Semelhante à composição química dos dunitos, rochas constituídas essencialmente por silicatos de magnésio e ferro; geoquimicamente ultrabásica, extrema.



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Glossário (Parte III)


Eclipse. Ocultação de um astro pela sombra, ou pelo corpo, de outro. Pode ser total ou parcial.

Eclíptica. Plano da órbita da Terra.

Efeito de estufa. Alguns gases, o mais importante dos quais o dióxido de carbono, têm nos planetas o mesmo efeito que os vidros que tapam uma estufa: deixam entrar a maior parte da radiação solar mas não deixam sair os raios infravermelhos (caloríficos). Isto tem como consequência um aumento da temperatura da superfície planetária. Vénus é, assim, mais quente que Mercúrio, embora esteja mais distante do Sol, e a Terra é cerca de 35º C mais quente do que seria sem este efeito, permitindo a existência de vida.

Efeito Joule. Aquecimento de um condutor percorrido por uma corrente eléctrica.

Efusivo (vulcanismo). Erupção vulcânica calma e lenta, sem episódios explosivos.

Ejecta. Material projectado de uma cratera de impacto aquando da sua formação.

Elongação. Distância angular entre dois astros; em particular, entre um planeta e o Sol.

Eólico. Relacionado com o vento.

Erupção freática. Erupção ou explosão de vapor, lamas ou outros materiais não incandescentes. Pode ser causada por um ponto quente ou por um sismo.

Erupção. Ascenção de magma à superfície, onde toma o nome de lava, por um vulcão.

Escarpa. Alinhamento, ou lineação, de estruturas topográficas de desenvolvimento vertical. Normalmente corresponde a fenómenos geológicos, como falhas.

Espectroscopia. Técnica que permite determinar a composição de uma substância pela discriminação dos vários comprimentos de onda (espectro) em que emite radiação. Quando distinguimos um rubi de uma safira, pela cor, estamos a fazer uma análise espectroscópica intuitiva. O rubi e a safira têm quase a mesma composição química global (óxido de titânio), mas o rubi transmite a luz que o atravessa num comprimento de onda que corresponde à cor vermelha, por ter impurezas de ferro, e a safira transmite no azul, por ter impurezas de crómio.

Estratigrafia. Ramo da Geologia que estuda a datação relativa dos corpos de rochas. Os seus dois princípios mais gerais são muito simples e, por isso, apresentam inúmeras excepções: uma rocha (ou uma estrutura, como uma cratera) é mais antiga que a rocha que a cobre; uma rocha é mais antiga que a rocha que a corta.

Estratosfera. Região superior, mais fria, de uma atmosfera planetária, acima da troposfera. Na E. geralmente não há grandes movimentos verticais dos gases mas pode haver muito fortes correntes horizontais (correntes de jacto).

Estrutura. Arranjo geométrico das relações entre rochas ou unidades das mesmas.

Excentricidade (orbital). Relação entre os comprimentos do eixo menor e do eixo maior de uma órbita; é uma medida do afastamento da órbita em relação à circunferência.

Exobiologia. Ramo da Biologia que estuda a possibilidade da existência de vida fora da Terra. O m. q. astrobiologia.

Explosivo (vulcanismo). Erupção vulcânica violenta, com grande libertação de gases e emissão de partículas sólidas a grandes alturas e distâncias. Grandes e continuados episódios de V. E. podem acentuar muito o efeito de estufa à escala planetária.

Extremófilo. Organismo que vive em condições ambientais extremas, muito diferentes das normais à superfície da Terra: temperaturas muito altas ou muito baixas, ausência de luz, quimismo do meio muito ácido ou muito alcalino, ausência de oxigénio livre. A existência, na Terra, de organismos extremófilos, leva os exobiólogos a crer que possam ocorrer noutros planetas, como no subsolo de Marte, ou no oceano subsuperficial de Europa.



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