Eclipse
Resultado da passagem de um objeto celeste pela sombra de outro. Os nomes dos eclipses são dados de acordo com o corpo celeste cuja visão é bloqueada.
Eclipses Lunares: acontecem quando a Lua passa pela sombra da Terra. Este tipo de eclipse só acontece durante a lua cheia, quando a Terra está entre o Sol e a Lua. O eclipse não acontece toda vez que a lua está cheia porque o plano da órbita da Lua está numa inclinação de 5° em relação ao plano da eclíptica, portanto nem sempre a Lua passa pela sombra da Terra. Quando a Lua se posiciona totalmente na sombra da Terra acontece o eclipse total, que pode durar até 100 minutos, sendo que a Lua pode levar até duas horas para entrar e sair da sombra da Terra.
Eclipses Solares: acontecem quando a Lua fica entre a Terra e o Sol, bloqueando parte da luz solar. Como a Lua tem de estar entre a Terra e o Sol para que ocorra um eclipse solar, eles só acontecem quando a lua é nova. Da mesma forma que os eclipses lunares, os eclipses solares também não acontecem todos os meses pois, devido à inclinação de 5° na órbita da Lua, a Terra, o Sol e a Lua nem sempre estão alinhados quando há uma lua nova.
Eclipse Anular: quando a Lua se encontra próxima ou totalmente em seu apogeu (ponto mais distante de sua órbita) e parece muito pequena para cobrir completamente o Sol, há a formação de um anel brilhante (annulus) de luz solar ao redor da Lua. Quando a Lua está próxima ou totalmente em seu perigeu (ponto mais próximo de sua órbita) ocorre o eclipse total. Quanto mais longe a Terra estiver do Sol, mais longo será o eclipse total. As camadas externas do Sol só podem ser vistas durante os eclipses totais, já que em outros períodos elas são ofuscadas pelas camadas vizinhas. Embora a Lua bloqueie a maior parte da luz do Sol, não fica escuro o suficiente para que se possa ver a coroa solar, além do que não é seguro observar o eclipse com os olhos desprotegidos.

Eclíptica
Plano em que a Terra gira ao redor do Sol. Seu nome advém dos eclipses solares e lunares que acontecem quando a Lua atravessa este plano. A maior parte das órbitas dos outros planetas de nosso Sistema Solar localiza-se próximo ao plano da elíptica. O plano da elíptica não se encontra perfeitamente perpendicular ao eixo de rotação da Terra, e o ângulo de 23,5° entre o Equador e o plano da elíptica é que origina as estações. Este ângulo também é conhecido como a “obliquidade da eclíptica”.

Efeito Doppler
Mudança de frequência na radiação de um objeto quando ele se aproxima ou se afasta . Este efeito, estudado pela primeira vez por Christian Johann Doppler em 1842, é semelhante à mudança no som de uma sirene quando ela se aproxima e se afasta de nós. A medida que vem em nossa direção, parece que o som da sirene aumenta, e quando se afasta, parece que diminui. Quando se aproxima, as ondas de som emitidas pela sirene são unidas num comprimento de onda menor e com frequência mais alta. Quando se afasta, acontece o oposto, pois parece que as ondas de som se afastam.
O mesmo acontece com as ondas luminosas. Estudando-se as ondas de luz das estrelas e das galáxias, os astrônomos podem dizer se elas estão se aproximado ou se afastando da Terra. Os corpos celestes que se movem em nossa direção, tem suas ondas de luz comprimidas formando ondas de comprimento mais curto e de maior frequência, diz-se que estão “azulados”. Os corpos celestes que se afastam de nós tem sua luz avermelhada a medida que suas ondas de luz se tornam maiores com frequências mais baixas. As ondas vermelhas são as maiores.

Efeito Estufa
Aquecimento de um planeta provocado por sua atmosfera num processo similar ao que acontece numa estufa. O vidro de uma estufa permite a passagem das ondas curtas da energia solar. A medida que o interior absorve esta energia e se aquece, ele começa a emitir radiações a partir de suas próprias ondas longas. Estas compridas ondas terrestres não podem escapar devido à existência do vidro. Como a atmosfera aprisiona mais radiação do que libera, a temperatura da superfície do planeta aumenta. Se a Terra não possuísse atmosfera, sua temperatura média seria de aproximadamente -30°C (-22°F) ao invés dos agradáveis 16°C (60,8°F). Por outro lado, Vênus apresenta uma temperatura de superfície de 730 K devido ao efeito estufa.

Efeito Zeeman
Divisão das linhas do espectro em seus componentes que ocorre quando uma fonte de luz encontra-se num campo magnético. Geralmente a emissão de luz ocorre quando os elétrons se movimentam dentro do átomo. Os campos magnéticos alteram o movimento dos elétrons e sua geração de luz. Este efeito foi descoberto por Pieter Zeeman em 1896; ele é muito útil na identificação da presença e na determinação da força dos campos magnéticos ao redor das manchas solares, das estrelas e de outros objetos celestes.

Efemérides
Registro das localizações no passado, no presente e no futuro de um cometa, planeta ou satélite. As efemérides existem desde o quarto século antes de Cristo. Embora seja relativamente simples prever as localizações dos planetas e dos satélites, a dos cometas é mais complicada já que apenas parte de suas órbitas é visível.

Eixo
Uma linha reta imaginária na qual um objeto executa uma rotação.

Elementos
Blocos básicos que formam a matéria; cada elemento tem uma quantidade diferente de prótons em seu núcleo. É possível determinar quais os elementos que estão presentes nas estrelas através do estudo de seu espectro. As análises dos elementos das superfícies das estrelas que permaneceram inalterados desde sua formação mostram que a Via Láctea provavelmente foi originada de uma nuvem de hidrogênio e hélio. Os elementos pesados presentes foram produzidos em estrelas antigas através da fusão e propagados por todo o Sistema Solar através das supernovas.

Elementos Pesados
Em Astronomia esta classificação engloba todos os elementos exceto o hélio e o hidrogênio. Algumas vezes estes elementos, que são formados durante a fusão nuclear e que são espalhados pelo Universo pelas supernovas, são chamados pelos astrônomos de metais.

Elétron
Uma das partes que formam o átomo, juntamente com os prótons e os nêutrons. A proporção de elétrons que circunda o núcleo é igual à de prótons que há dentro dele num átomo estável. Comparados aos prótons os elétrons são muito leves; eles carregam uma carga igual e oposta àquela dos prótons, fazendo com que o átomo apresente uma carga total igual a zero.

Elongação
Ângulo entre dois corpos celestes.

Equador
É a faixa equidistante dos pólos e que divide a Terra em hemisfério norte e hemisfério sul. No equador a latitude é igual a 0.

Emissão
Criação de radiação eletromagnética (luz, ondas ultravioletas, etc.) que acontece quando os elétrons ao redor do núcleo de um átomo alteram sua distância em relação ao núcleo. Examinando-se o comprimento das ondas da radiação é possível determinar quais os elementos que estão presentes no corpo celeste.

Empuxo Gravitacional
Utilização do puxão gravitacional de um planeta para acelerar uma nave espacial. Isto faz com que a nave economize o combustível que utilizaria para seguir diretamente ao seu destino. Ambas as sondas Voyager utilizaram o puxão gravitacional quando passaram pelos planetas externos impulsionando-as para fora do Sistema Solar.

Equador
Linha imaginária. Um corpo celeste em rotação estará na mesma distância dos dois pólos quando cruzar a linha do Equador.

Equador Celeste
Projeção do equador da Terra na esfera celeste.

Equação do Tempo
Equação que corrige a discrepância entre o tempo solar real e aparente, e que é imprescindível quando se lê a hora num relógio solar. Esta discrepância ocorre devido à posição variável do Sol durante o percurso da órbita da Terra.

Equinócio
Ocasião em que o Sol cruza o equador celeste, fazendo com que a duração do dia e da noite seja igual no mundo todo. O equinócio de outono acontece por volta do dia 23 de setembro e o equinócio de primavera, ou vernal, por volta do dia 21 de março.

Equinócio da primavera (Ponto Vernal)
Momento em que o Sol cruza o equador celeste em direção ao norte. O equinócio da primavera assinala o fim do inverno no hemisfério norte e o do verão no hemisfério sul. O ponto de cruzamento também marca o ponto zero da ascensão reta no céu, utilizado para localizar os corpos celestes a leste ou oeste. Este ponto costumavam estar na constelação de Áries, porém, devido à precessão, ele agora se encontra na constelação de Peixes.

Equinócio de outono
Instante em que inicia o outono em um hemisfério. Ocorre a 20 ou 21 de março no hemisfério sul e 22 ou 23 de setembro no hemisfério norte. Quando inicia o outono em um hemisfério, inicia a primavera no outro (as estações são invertidas nos dois hemisférios).

Espectro
Toda a variedade de radiação eletromagnética com comprimentos de onda que vai desde os raios gama até as ondas de rádio. Frequentemente as pessoas usam esta palavra para quando se referem à parte visível do espectro, que é a projeção das cores do arco-íris.

Espectro de Absorção
Espectro contínuo dividido por linhas pretas. Estas linhas são ocasionadas por elétrons absorvendo radiação de um determinado comprimento de onda. O local onde estas linhas aparecem no espectro é determinado pelo comprimento das ondas de radiação absorvidas pelos elétrons.

Espectro Eletromagnético
Todos os comprimentos de onda das radiações eletromagnéticas. Da onda mais curta à mais longa: rádio, microonda, infravermelha, luz visível, ultravioleta, raios X, gama e raios cósmicos.

Espectrógrafo
Instrumento localizado no foco de um telescópio que registra o espectro de um corpo celeste. Os espectrógrafos são muito importantes na Astronomia, pois permitem o estudo e a classificação do espectro das estrelas e das galáxias.

Espectroscopia
Estudo do espectro dos corpos celestes. Com a utilização de um espectroscópio a luz dos corpos celestes pode ser dividida em seus componentes. A luz branca brilhante, quando passa pelo espectroscópio, forma um arco-íris , chamado de espectro contínuo. Quando o espectro contínuo apresenta finas lacunas negras no arco-íris ele é chamado de espectro de absorção. Um espectro de emissão apresenta linhas brilhantes sobre um fundo preto.
Em 1859, os cientistas alemães Robert Wilhelm Bunsen (1811 - 1899) e Gustav Robert Kirchhoff (1824 - 1887) definiram as leis que governam a espectroscopia. Um dos princípios diz que qualquer massa com temperatura acima do zero absoluto emitirá radiação, sendo seus comprimentos de onda determinados pela temperatura. Os seres humanos, por exemplo, irradiam calor cuja emissão ocorre na região do infravermelho. A temperatura do gás que espirala em direção a um buraco negro atinge milhões de graus e ele irradia raios X. Outra lei diz que o gás aquecido por um corpo celeste próximo e quente gera um espectro de emissão.
Através da mecânica quântica, Neils Bohr em 1913, diz que os elétrons só podem existir a partir de uma certa distância, ou nível, do núcleo do átomo. Os elétrons podem saltar entre estes níveis através da absorção de determinadas frequências de luz, possibilitando a mudança de órbita. Quando a frequência de luz adequada passa por ele, o elétron utiliza sua energia para mudar de órbita. Se luz com quantidade maior de energia, porém com o comprimento de onda adequado, passar por ele, o elétron a utiliza para pular duas ou três órbitas. Quando o elétron passa para uma órbita mais alta, o átomo se excita. Ele não consegue segurar os elétrons por muito tempo, então, após um bilionésimo de segundo, o elétron cai de volta para seu lugar e irradia a energia que utilizou para se movimentar. Se fizermos a luz branca brilhante passar através de uma nuvem de gás, os átomos presentes na nuvem usarão parte da energia da luz para pular numa órbita superior. Em seguida eles irradiarão a luz numa direção diferente e voltarão ao seu estado original. Se, quando observarmos a luz branca passando pela nuvem de gás, notarmos linhas escuras atravessando seu espectro contínuo estaremos vendo um espectro de absorção. Porém, se olharmos para a nuvem de um ângulo diferente, veremos apenas as frequências particulares (linhas coloridas) que ela irradia. Estaremos vendo então um espectro de emissão.
O mesmo acontece na atmosfera externa das estrelas. Gases frios que se assemelham à coroa e à cromosfera solar circundam as estrelas. Os elementos presentes nestas camadas externas absorvem e redirecionam determinadas frequências de luz. Quando os astrônomos visualizam a luz destas estrelas, ela cintila através das camadas externas. Os átomos do gás absorvem determinadas frequências e as redirecionam, exatamente como descrito no modelo da nuvem. Os astrônomos analisam o espectro de absorção das estrelas. Se eles pudessem esconder a superfície brilhante das estrelas e ver apenas a atmosfera das mesmas, eles veriam apenas a luz redirecionada, como se estivessem olhando a nuvem. Na verdade os astrônomos fazem isto durante os eclipses solares. Durante os eclipses os astrônomos tem uma oportunidade rara de estudar a luz de emissão redirecionada da cromosfera solar. Eles são capazes de ver as linhas brilhantes de um espectro de emissão que geralmente são ofuscadas pela brilhante superfície do Sol.
Juntamente com o telescópio e a câmera, o espectroscópio é um dos instrumentos mais úteis na Astronomia. A análise da luz das estrelas com este instrumento permite aos astrônomos saber que elementos compõe o corpo celeste, sua temperatura e se ele se aproxima ou se afasta da Terra. Os espectrógrafos mostram que algumas estrelas são binárias e forneceram as maiores evidências de que o Universo está em expansão.

Espectroscópio
Instrumento utilizado para estudar o espectro de uma estrela ou de uma galáxia. Ele possui uma grade de difração que separa a luz de acordo com os comprimentos de onda. O espectroscópio é similar a um prisma que projeta um arco-íris quando a luz branca passa por ele.

Espículas
Jatos verticais de gás que emanam da cromosfera solar. Estas erupções atingem 9.600 km (6.000 milhas) de altura a uma temperatura de 10.000 K e duram aproximadamente 5 minutos. Há em torno de 500.000 espículas no Sol e elas são agrupadas, pelo campo magnético, em células enormes.

Estrela
Esfera enorme composta por gás quente que, em determinado momento de sua existência, funde hidrogênio em hélio. O Sol é um exemplo de uma estrela típica. Preenchendo o céu noturno, as estrelas parecem pontos luminosos por estarem situadas à grandes distâncias. A luz do Sol leva aproximadamente 8,3 minutos para alcançar a Terra, porém a luz oriunda de outras estrelas demora anos.
Numa noite em que a Lua não esteja visível, e estando longe de fontes de luz, podem-se ver aproximadamente 3.000 estrelas a olho nu. Com um telescópio vemos milhões de estrelas. Na verdade, os astrônomos catalogaram mais de um milhão de estrelas usando a câmera Schmidt situada no Observatório Palomar. Eles pesquisaram todo o Hemisfério Norte e Sul até -33°. Eles estimam que 800 milhões de estrelas aparecem nestes locais e que a Via Láctea possui 200 milhões de estrelas.
Características das Estrelas:
O tamanho e a aparência das estrelas varia muito. Aproximadamente 99% são chamadas de estrelas da sequência principal, que fundem hidrogênio em hélio. As maiores dentre elas, com massa 80 vexes superior à do Sol, são gigantes azuis. Suas superfícies, cuja temperatura atinge 40.000 K, apresentam um brilho equivalente ao de 1 milhão de sóis. Elas precisam consumir hidrogênio rapidamente para suportar seu enorme peso e duram apenas alguns milhões de anos. Exemplos de estrelas supergigantes azuis: Rigel, Spica e Vega. Contudo este tipo de estrela é muito raro: apenas uma em cada 10.000 estrelas é uma supergigante azul.
Mais comuns são as estrelas que se assemelham ao Sol. Seu brilho é amarelo-esbranquiçado, sua temperatura de superfície varia entre 5.000 e 6.000 K, e elas vivem durante 10 bilhões de anos. Exemplos: Capella e Procyon, e 20% do total das estrelas.
O tipo mais comum de estrelas são as anãs vermelhas. Elas possuem apenas 1/50 da massa do Sol e brilham 1/1.000.000 do Sol. As anãs vermelhas fundem hidrogênio lentamente porque elas precisam sustentar pouco peso. Isto permite que elas vivam 20 bilhões de anos. O Universo não é antigo o suficiente para que qualquer anã vermelha tenha saído da sequência principal para tornar-se velha.
Nascimento das Estrelas:
As estrelas nascem a partir de grandes nuvens formadas principalmente de hidrogênio. A Nebulosa de Órion, um berçário sideral, contém massa suficiente para formar 100.000 estrelas. Estas nuvens permanecem estáveis até o choque de uma supernova passar através delas. Esta compressão faz com que a nuvem entre em colapso.
A gravidade faz com que a nuvem se aglutine em esferas que formam um aglomerado sideral. Em cada esfera o grande peso das camadas que a circundam comprime o núcleo. Quando uma esfera tiver se contraído o suficiente, ela começa a brilhar com luz vermelha e irradia calor. A esfera é agora uma proto-estrela. Durante um período, a proto-estrela passa por uma fase chamada T Tauri (nome dado a partir estrela T da constelação de Touro na qual se detectou pela primeira vez este processo). A temperatura e a pressão continuam a aumentar no núcleo da estrela retirando os elétrons dos núcleos de hidrogênio. A alta temperatura permite que os prótons superem o efeito de repulsão. Quando o núcleo atinge 10 milhões de kelvin, os prótons colidem numa velocidade tal que provoca sua união formando núcleos de hélio e liberando energia. A fusão momentânea começa e a contração cessa. A radiação do núcleo equilibra a força gravitacional. Então a superfície começa a brilhar e expele a camada de gás que a circunda. Nasce uma estrela.
A quantidade de massa contida na esfera determina em quanto tempo a proto-estrela vai contrair-se formando uma verdadeira estrela. Estrelas gigantes e supergigantes entram em colapso, movimentam-se através da sequência principal, saem da sequência principal numa fase de gigante vermelha, e tornam-se supernovas antes das estrela mais leves completarem a fase T Tauri.
Interior de Uma Estrela:
No núcleo de uma estrela, a temperatura e a pressão fazem com que os elementos leves sejam fundidos em elementos mais pesados, liberando energia. A matéria dentro do núcleo é uma miscelânea de elétrons e núcleos expostos. Na corrente próton-próton, a uma temperatura de 10 a 15 milhões de kelvin, quatro núcleos de hidrogênio se unem para formar hélio. Acima de 15 milhões de kelvin, o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio controla a fusão. Os elementos mais pesados funcionam como catalisadores nesta reação. Eles forçam o hidrogênio a fundir-se em hélio, porém eles mesmos nunca são usados. Acima de 100 milhões de kelvin, o hélio se funde em carbono e oxigênio. As temperaturas mais elevadas fundem os elementos mais pesados: neônio, magnésio e silício em ferro. Cada reação libera energia para anular a compressão sem fim da gravidade.
Evolução das Estrelas de Tamanho Similar ao do Sol:
Quando uma estrela semelhante ao Sol entra em sua fase T Tauri, ela é 50 vezes maior e 500 vezes mais brilhante do que o Sol. A medida que ela se contrai, a temperatura do núcleo aumenta, e após 30 milhões de anos, inicia-se a fusão. A pressão da fusão equilibra a compressão gravitacional e a estrela brilha.
As estrela semelhantes ao Sol transformam hidrogênio em hélio durante quase 10 bilhões de anos. Esta fase, chamada de fase da sequência principal, é a vida adulta de uma estrela, e ela dura a maior parte do tempo em que uma estrela brilha. Porém as estrelas não brilham para sempre.
Todas as estrelas enfrentam uma crise durante sua vida. Após brilhar durante bilhões de anos, elas esgotam seu suprimento de combustível nuclear, restando um núcleo quente composto por cinzas de hélio. A estrela tenta prolongar sua vida provocando a fusão de hidrogênio numa camada em volta do núcleo. Com seu novo sopro de vida, a estrela se expande atingindo 100 vezes seu tamanho anterior. Sua superfície se resfria até um vermelho fosco, mas, como ela ficou tão grande, ela brilha milhares de vezes mais do que quando estava na sequência principal. Nos seus últimos anos de vida a estrela torna-se uma gigante vermelha.
Os núcleos das gigantes vermelhas queimam a 100 milhões de kelvin. Elas começam a fundir hélio em carbono, porém esta fusão libera menos energia do que a fusão de hidrogênio em hélio. Isto significa que ela deverá acelerar a fusão e que esta fase dura apenas alguns milhões de anos. Durante este tempo, a estrela é uma casa de força que ocupa um espaço 400 vezes superior ao anterior. Quando o Sol se tornar uma gigante vermelha , ele ficará tão grande a ponto de envolver a Terra. As camadas externas da gigante vermelha eventualmente se tornam tão tênues que desaparecem no espaço, formando um invólucro esférico chamado de nebulosa planetária (a Nebulosa Anular, M57, é um bom exemplo). Apenas o pequeno núcleo da estrela permanece. As cinzas de uma estrela são as anãs brancas. Quando novo, este corpo sideral apresenta um brilho branco com 100.000 K. E, durante bilhões de anos ele vai irradiando a energia acumulada até atingir quase o zero absoluto. Então estas cinzas pretas permanecem no espaço e são chamadas de anãs pretas. Acredita-se que o Universo não tenha idade suficiente para conter anãs pretas.
Evolução das Estrelas de Grande Massa:
As estrelas que contém mais gás do que o Sol possuem um ciclo de vida diferente. Estas enormes estrelas precisam consumir altas taxas de hidrogênio para suportar suas camadas externas. O brilho destas estrelas é branco azulado, e é 10.000 vezes superior ao do Sol (exemplo: Estrela Deneb), porém seu combustível logo acaba.
As estrelas gigantes azuis possuem vida curta. Enquanto a maior parte das estrelas brilha durante dez bilhões de anos, as gigantes azuis permanecem na sequência principal apenas alguns milhões de anos. Depois elas se transformam em enormes gigantes vermelhas. Elas esgotam seu estoque de hidrogênio e começam a fundir hélio em carbono. Mas, ao contrário das estrelas menores, elas têm peso suficiente para que seus núcleos atinjam os bilhões de graus necessários para fundir carbono em oxigênio, neônio e assim por diante até chegar ao ferro. Nas estrelas gigantes as camadas internas fundem os elementos mais pesados. Quando há o acúmulo de ferro em seu núcleo, a estrela se aproxima de sua morte.
O ferro é o elemento mais estável do Universo. Não se pode gerar energia a partir da fusão do ferro. Na verdade, a fusão do ferro consome energia. Quando o ferro toma conta do núcleo da estrela, sua morte é iminente. Então ondas de choque passam por ela e detonam a maior explosão do Universo: uma supernova.
As supernovas explodem as camadas externas de uma estrela formando um invólucro em expansão que se torna uma nebulosa. Todos os elementos mais pesados do que o ferro fundem-se no fogo da explosão. No centro da explosão encontra-se uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. Estes corpos siderais são tudo o que resta da brilhante estrela.

Estrela Cadente
Nome popular dado ao meteoro.

Estrela de Barnard
Segundo sistema sideral mais próximo ao Sol, situado na constelação de Serpentário. Localiza-se a 6 anos-luz de distância, aproxima-se a uma velocidade de 108 km (67 milhas) por segundo, e apresenta o maior movimento próprio dentre todas as estrelas. Se você observar a Estrela Barnard durante 180 noites seguidas verá que ela se movimentará no céu numa distância equivalente a da Lua. Provavelmente, existem dois planetas em sua órbita, cujas massas são muitas vezes superiores à de Júpiter.

Estrela Degenerada
Estrelas tais como as anãs brancas e as de nêutrons que, devido ao seu grande peso, sofreram transformações gravitacionais e contém matéria deteriorada. A matéria degenerada é formada por átomos cujos elétrons foram separados do núcleo pela gravidade. A gravidade faz com que estes elétrons se juntem aos prótons formando nêutrons, e estes nêutrons são então unidos firmemente. Nos átomos normais mais de 99% do seu volume é formado por espaço vazio. Na matéria degenerada praticamente todo este espaço foi preenchido. Portanto, quando uma estrela como o nosso Sol se transforma numa anã branca, seu tamanho é drasticamente reduzido. Uma estrela cuja massa seja superior a 1,44 sóis (limite de Chandrasekhar) encolherá até o tamanho de uma cidade quando se transformar numa estrela de nêutron degenerada.

 
Estrela Gigante
Estrelas com uma grande quantidade de massa , alta temperatura e brilho intenso. Se comparadas ao Sol a massa das estrelas gigantes é 10 a 30 vezes superior, seu volume 1.000.000 a 10.000.000 maior e sua luminosidade 10 a 1.000 vezes a do Sol. As gigantes muito grandes são chamadas supergigantes, porém não há uma divisão bem definida entre os dois tipos. As estrelas entram numa fase curta de gigantismo durante o período de fusão quando perdem hidrogênio. Apesar das estrelas gigantes serem raras (pois o estágio gigante é muito breve na vida de uma estrela) elas são facilmente identificadas devido ao seu brilho intenso. Muitas das estrelas mais brilhantes que vemos no céu são gigantes.

Estrela Polar
Nome popular de Polaris. Contudo, devido à precessão, daqui a aproximadamente 5.000 anos a estrela Alfa de Cefeu será a estrela polar, e, daqui a mais ou menos 12.000 anos, a estrela polar será Vega.

Estrela Variável
Estrela cuja magnitude varia ao longo de seu ciclo. Um terço das estrelas apresentam variações em suas emissões de luz. As estrelas variáveis são muito importantes porque elas permitem aos astrônomos determinar as distâncias e os tamanhos das estrelas. Elas também revelaram que o Universo é dinâmico e não estático como acreditavam os gregos.
Variáveis Eclipsantes:
Algumas estrelas apresentam variações em sua luminosidade porque há poeira ao seu redor. Os astrônomos acreditam que haja um espesso disco de matéria aglutinada ao redor das estrelas T Tauri. Esta matéria eclipsa a luz da estrela fazendo com que pareça que a luminosidade varie de forma irregular. Outras estrelas, como o Sol, têm manchas que maculam suas superfícies modificando sua geração de luz. Seu brilho varia ligeiramente a medida que as manchas solares passam por seus discos.
Algumas estrelas binárias são variáveis quando o plano de sua órbita está na linha de visão da Terra e as estrelas se eclipsam mutuamente. As binárias eclipsantes são úteis porque os astrônomos podem medir o tamanho de cada estrela através da determinação da duração do eclipse. Estes pares repetem estes ciclos de brilho e escurecimento com uma regularidade monótona. Um exemplo famoso é a estrela Algol na constelação de Perseu. Os antigos árabes consideravam seu ciclo de 2,87 dias, chamando-o de O Vampiro.
Variáveis Verdadeiras:
Algumas variáveis se contraem, alterando sua luminosidade, devido a ondas de choque que emanam de seus núcleos e dilatam sua parte externa. As primeiras e mais famosas são as variáveis Cefeu, cujo nome foi dado a partir da estrela protótipo Delta de Cefeu. Identificadas por John Goodricke em 1784, estas gigantes vermelhas pulsam em ciclos de 2 a 40 dias.
Henrietta Leavitt encontrou uma relação direta entre a extensão do período de uma variável Cefeu e sua magnitude absoluta após estudá-las na Pequena Nuvem de Magalhães. Como todas as estrelas nesta nuvem estão a mesma distância, ela observou seus ciclos com relação ao seu brilho. Esta famosa equação é chamada de relação período-luminosidade. Mais tarde Edwin Hubble utilizou os dados de Leavitt para calcular a distância até as galáxias próximas e lançou o debate sobre se estas nebulosas espirais eram aglomerados de poeira dentro da Via Láctea ou verdadeiras galáxias isoladas.
As estrelas W Virginis se assemelham às variáveis Cefeu. Elas foram confundidas com estas últimas devido ao seu período, porém elas são 4 vezes menos brilhantes. Isto fez com que as pessoas calculassem suas distâncias como sendo quatro vezes superior ao que era na verdade, pois as variáveis Cefeu são usadas frequentemente como padrão celeste para calcular as distâncias no Universo.
Outro tipo de estrelas variáveis são as RR Lyrae. Estas estrelas alteram seu brilho em até uma magnitude num período de diversas horas. Todas as RR Lyrae tem a mesma magnitude absoluta, por isso os astrônomos as utilizam como padrão para determinar as distâncias até os aglomerados globulares.
Nem todas as variáveis apresentam ciclos regulares, portanto nem todas podem ser utilizadas como indicadores de distância. O brilho de algumas estrelas irregulares, como a Betelgeuse na constelação de Órion, muda de forma imprevisível em poucas horas. Outras, como a estrela Mira, seguem ciclos que podem durar um ano ou mais, sendo que sua geração de luz varia em até 1700%. Os astrônomos ainda estão tentando entender porque as variáveis Mira mudam tão drasticamente.

 
Estrelas Anãs
Estrelas vermelhas com luminosidade, massa e tamanho variando de baixo a médio. A maior parte das sequências de estrelas são formadas por estrelas anãs. Essas estrelas anãs não devem ser confundidas com as anãs brancas.

Estrelas de Nêutrons
Estrelas com massa 1,5 a 3 vezes superior à do Sol, cujo núcleo rompeu- se, sob a pressão da gravidade, após seu combustível nuclear ter acabado. No momento do colapso, quando a força da gravidade equilibra a pressão entre os nêutrons, a maior parte das camadas externas da estrela explode formando uma supernova. A estrela mãe, que era tão grande quanto o Sol, encolheu formando uma estrela de nêutrons, do tamanho aproximado de uma cidade. A densidade desta estrela de nêutrons é praticamente incalculável: Um dedal repleto desta matéria pesaria 100 milhões de toneladas. Se este dedal fosse jogado no chão, ele formaria um buraco que atravessaria a Terra.

Estrelas Duplas
Duas estrelas que descrevem uma órbita em torno de um centro comum de gravidade. Acredita-se que 46% de todas as estrelas sejam formadas por sistemas de estrelas duplas, e 39% destas estrelas fazem parte de sistemas múltiplos de estrelas (com mais de duas estrelas). As órbitas das estrelas duplas, que são muito regulares, podem ser curtas, ou seja de poucas horas, como no caso da estrela Algol, ou longas, com até milhões de anos, como no caso das estrelas Próxima e Alfa do Centauro.
Quando mais próximas estiverem as estrelas, mais curta será sua órbita. Algumas estrelas, chamadas de binárias de contato, chegam realmente a se tocar. Muitas delas são chamadas de estrelas binárias espectroscópicas, pois só podem ser vistas separadamente com o auxílio de um espectroscópio. Acredita-se que estas estrelas foram formadas a partir de uma nuvem.
As estrelas duplas mais distantes entre si podem ser reconhecidas se a Lua se posicionar à frente delas, pois elas piscarão separadamente. As estrelas duplas que são vistas passando uma em frente a outra são chamadas de binárias eclipsantes. Num sistema duplo, a estrela mais brilhante é denominada primária, e a outra secundária. Geralmente as duas estrelas se formam separadamente, mas a medida que a estrela primária cresce ela doa algum material para a secundária. Caso a estrela secundária seja uma anã branca, se lhe for adicionado material suficiente para ultrapassar o limite de Chandrasekhar, ela poderá explodir transformando-se numa supernova do Tipo I. Algumas estrelas, chamadas de estrelas duplas áticas, dão a ilusão de serem duplas, porém estão localizadas a anos-luz uma da outra.

Estrelas Supergigantes
Maiores e mais brilhantes estrelas do Universo. As supergigantes contêm de 20 a 100 vezes a massa do Sol e brilham milhões de vezes mais. Como as estrelas supergigantes vivem apenas poucos milhões de anos e como apenas 1 em cada 10.000 estrelas é uma supergigante, os astrônomos só conseguem localizar poucas delas. Contudo essas usinas de energia brilham através de grandes distâncias no espaço galáctico. Quando os astrônomos vêem braços espirais em galáxias distantes, só o que conseguem ver é a luz destas estrelas supergigantes. Dezesseis entre as cem estrelas mais brilhantes que vemos no céu noturno são supergigantes. Exemplos: Betelgeuse e Antares.

Europa
A menor das luas galileanas de Júpiter. Situada a 670.900 km (415.900 milhas) do centro de Júpiter, sua órbita é de 3 dias, 13 horas, 17 minutos e 53 segundos. Com massa 0,66 vezes superior à da Lua da Terra, Europa está a 3.138 km (1.946 milhas) de distância e apresenta densidade três vezes maior que a da água. Sua superfície incrivelmente lisa (o sistema mais liso de nosso Sistema Solar) é formada de gelo com rachaduras que foram preenchidas por mais gelo.

Excentricidade
Unidade de medida do alongamento da órbita. Os círculos possuem excentricidade igual a zero, e a das parábolas é igual a 1. As elipses apresentam excentricidade entre 0 e 1. A excentricidade da órbita da Terra é muito baixa, 0,02 (quase circular), enquanto a da órbita do cometa Halley é bastante elevada.

Exobiologia
Procura por vida extraterrestre, incluindo o estudo da composição dos outros planetas. Este campo é também chamado de astrobiologia.

Galáxia
Sistema formado por bilhões de estrelas unidas pela gravidade. As galáxias são geralmente encontradas nos aglomerados, a maioria dos quais se juntam com outros, formando superaglomerados.
As diferenças estruturais entre os diferentes tipo de galáxias parece ser consequência do seu tipo de formação: algumas parecem ter sido formadas rapidamente por gás espiralando a alta velocidade, enquanto outras parecem terem sido formadas gradualmente a partir de gás espiralando vagarosamente. Os astrônomos utilizaram o sistema de classificação proposto por Edwin Hubble para dividir as galáxias em quatro tipos:
Elíptica: Estas galáxias se formaram vagarosamente, e, de longe, se assemelham a círculos brilhantes. Nestas galáxias não há nenhum núcleo significativo e elas são formadas por estrelas velhas (população II). Seu tamanho varia entre o dos aglomerados globulares até mais de 30.000 anos-luz.
Espiral: Estas galáxias se formaram rapidamente. Elas apresentam um núcleo brilhante, formado por estrelas velhas (população II), ao redor do qual gira um disco formado por estrelas novas (população I) e material interestelar. O núcleo geralmente possui uma extensão de 100.000 anos-luz e espessura de 2.000 anos-luz, os braços do espiral são uma formação estrutural através da qual passam as estrelas. As galáxias espirais constituem 70% das galáxias brilhantes, inclusive a Via Láctea. As galáxias em espiral são subdivididas de acordo com a proximidade e o tipo de seus espirais, e o tamanho de seu núcleo.
Espirais em Barra: Estas assemelham-se às galáxias espirais, porém os braços dos espirais saem, não diretamente do núcleo, mas dos dois lados de uma barra alongada, ou de um grupo de estrelas e de material interestelar que passa por eles.
Irregular: Estas galáxias não apresentam forma definida. Elas assemelham-se à uma massa disforme pois não apresentam um núcleo definido.
Algumas galáxias, chamadas radiogaláxias, podem ser detectadas através da radioastronomia. As galáxias Seyfert possuem um núcleo central brilhante e violentos gases girando a milhões de quilômetros por segundo.
Até agora a galáxia mais distante está a 15.000 milhões de anos-luz. Esta galáxia, que está em desenvolvimento, chama-se 4C41.17 e possui uma grande nuvem brilhante de gás, formada por hidrogênio, ao seu redor. Outros exemplos de galáxias: Galáxia de Andrômeda, Galáxia do Olho Negro, Galáxia Pinhão.
Núcleo Galáctico: No centro de uma galáxia as estrelas são geralmente velhas e se fundiram formando elementos mais pesados. Nesta região as estrelas também estão mais juntas do que nas regiões mais externas das galáxias. Muitas galáxias, inclusive a Via Láctea, apresentam emissões de rádio a partir de seus núcleos. Isto levou os cientistas a acreditarem na existência de buracos negros no centro destas galáxias, e que estas emissões de rádio ocorrem à medida que os buracos negros absorvem matéria.

Ganímedes
Uma das quatro luas de Júpiter descobertas por Galileu e a maior do Sistema Solar. Ela tem 5.262 km (3.262 milhas) de largura, está situada a 1.070.400 km (665.120 milhas) de Júpiter, e sua órbita dura 7 dias, 3 horas, 42 minutos e 30 segundos. Sua densidade é duas vezes superior a da água, e ela é composta por gelo e rocha de silicato. Ganimedes apresenta um lado claro e um lado escuro. Acredita-se que as regiões claras se formaram a partir de uma ruptura na crosta de Ganimedes logo após seu surgimento.

Gigante Azul
Estrelas grandes, quentes e brilhantes, com tamanho dez vezes superior ao do Sol, temperatura de 20.000 K e brilho equivalente ao de 20.000 sóis. As Plêiades são um exemplo de estrelas gigantes azuis. Por serem tão grandes e quentes, estas estrelas se queimam e morrem relativamente rápido.

Gigante Vermelha
Um dos últimos estágios no ciclo de vida sideral quando o núcleo de uma estrela da sequência principal perde todo o oxigênio e morre. Após o colapso, o núcleo fica quente o suficiente para fundir o hélio em carbono. Há a liberação de energia a partir do núcleo o que faz com que as camadas externas da estrela se expandam alcançando 10 a 100 vezes o diâmetro do Sol. A superfície destas estrelas se resfria até 2.000/3.000 K e brilha tanto quanto 100 sóis. Exemplos de gigantes vermelhas: Betelgeuse, Arcturus e Aldebarã.

Glóbulo
Nuvens de gás e poeira, em forma de esfera ou charuto, que são iluminadas por estrelas ou nebulosas luminosas vizinhas. Seu tamanho varia entre o dos pequenos glóbulos de Bok, cujo tamanho é similar ao do nosso Sistema Solar e cuja massa é similar à do Sol, e o dos glóbulos grandes que se localizam a poucos anos-luz de distância e possuem massa igual à de muitos sóis.

Grade de Difração
Aparelho com uma série de fendas paralelas que separam a luz em seu espectro de cores. Quando se olha a parte posterior de um CD (compact disc), vê-se o mesmo processo quando a luz incide sobre ele formando um arco-íris.

Grande Mancha Vermelha
Sistema de tempestade anticiclônica, situada a 240 ao sul do Equador de Júpiter que foi vista pela primeira vez por Giovanni Cassini em 1666. Este ciclone elíptico, com 22.000 km (35.200 milhas) de comprimento, é grande o suficiente para engolir três Terras. Sua cor alterna-se caoticamente entre o laranja, o vermelho e o creme. Ele parece ser a única característica atmosférica permanente de Júpiter.

Grande Matriz de Telescópios (VBLA - Very Long Baseline Array)
Rede composta por dez radiotelescópios, situados desde o Havaí até o nordeste do Canadá. As antenas são unidas por um computador, gerando uma resolução de 0,2 milissegundos de arco.

Grande Matriz de Antenas (VLA - Very Large Array)
O maior e mais sensível telescópio que existe. Ele está localizado a 64 km a oeste de Sorocco, Novo México. Suas 27 bandejas móveis podem ser ajustadas, pois elas estão colocadas sobre trilhos que formam um Y. Cada braço do Y tem 21 km (13 milhas) de comprimento. Estas antenas podem captar sinais de ondas com comprimentos de até um centímetro. Com a síntese de sua abertura, esta rede atinge uma resolução equivalente a de um grande telescópio de 27 km (17 milhas) de diâmetro.

Grande Telescópio (VLT - Very Large Telescope)
Arranjo de vários telescópios menores que trabalham em conjunto como se fossem um grande telescópio.

Granulação
Característica da fotosfera solar que surge a partir das células de convecção e que é responsável pelo brilho da fotosfera. Este fenômeno é provocado pelos gases quentes que emanam do Sol e os gases frios que vão em direção à superfície. Os grânulos são como cintos de convecção, sempre liberando gás quente que perdura por poucos minutos. O tamanho dos grânulos varia entre 300 e 1.500 km (200 e 1.000 milhas). Seu núcleo, de onde emanam os gases, é muito brilhante, e suas beiradas, onde caem os gases frios, é escuro.

Gravidade
Força de atração entre todos os corpos celestes que aumenta de acordo com a massa e decresce de acordo com a distância. A gravidade é uma, dentre muitas outras forças que segue a lei do inverso da distância ao quadrado. Apesar de ser a mais fraca dentre as forças conhecidas, a gravidade é muito importante na Astronomia pelas massas envolvidas serem muito grandes. De acordo com a lei da gravitação de Newton, a força gravitacional entre dois corpos é proporcional ao produto de suas massas dividida pela distância entre seus núcleos elevada ao quadrado. Por exemplo, se a Lua ficar três vezes mais distante da Terra, a gravidade entre a Terra e a Lua seria 9 vezes menor. A teoria geral da relatividade de Einstein, contudo, considera a gravidade não uma força, mas o resultado da distorção no espaço e no tempo.

Greenwich, Observatório Real de
A mais antiga Instituição Científica Britânica, fundada em 1675 pelo Rei Carlos II. O observatório de Greenwich, na Inglaterra, foi construído para estudar a Lua e fazer mapas das estrelas com o intuito de ajudar os navegantes. Seus diretores recebiam o título de Astrônomo Real. Porém, em 1972, isto mudou porque os deveres dos diretores foram separados daqueles do Astrônomo Real. Posteriormente, o Observatório de Greenwich dedicou-se a estudar o tempo. A hora média de Greenwich tornou-se a horário padrão para o mundo da Astronomia. Além disso, em 1884, o meridiano de Greenwich tornou-se o meridiano principal a partir do qual são medidas todas as outras longitudes. Devido às nuvens de fumaça e à poluição de luzes, o observatório foi transferido para Sussex em 1958. Atualmente ele abriga o telescópio refletor de 250 cm de Isaac Newton.

Grupo Local
Grupo formado por aproximadamente 30 galáxias, incluindo a Via Láctea, que se mantém unido devido ao efeito gravitacional. A maior galáxia do Grupo Local é a Andrômeda, cuja massa é aproximadamente duas vezes superior a da Via Láctea.

Impulso Específico
Taxa de desempenho do motor do foguete. Os engenheiros calculam esta taxa dividindo a potência de empuxo do motor pelo peso do combustível consumido por segundo. Isto fornece o tempo que uma unidade de combustível produzirá empuxo. Quanto maior for o impulso específico de um motor, mais eficaz será sua queima.

Inclinação
O ângulo formado por uma plano de referência e o plano da órbita de um corpo celeste. Em relação aos corpos que orbitam a Terra, o plano de referência é geralmente o Equador. Para os demais corpos utiliza-se como plano de referência a órbita da Terra, isto é a eclíptica. Por exemplo, a órbita da Lua apresenta uma inclinação de 5 graus em relação à eclíptica.

Intensificador de Imagem
Equipamento que através do aumento eletrônico do brilho de uma imagem esmaecida permite a diminuição do tempo de exposição fotográfico.

Interferometria
Junção de diversos telescópios pequenos (ex. rádio e óptico) a fim de obter um resultado idêntico ao conseguido com a utilização de um grande telescópio.

Interferômetro Speckle
Método que permite uma melhor resolução das imagens geradas por observatórios terrestres. Se forem tiradas diversas fotografias, um laser poderá detectar as interferências e criar um gabarito. Depois, um computador une as fotos formando uma imagem nítida. Com este método podem ser obtidas resoluções de 0,01 segundo de arco.

lo
Segunda lua mais próxima a Júpiter. Com diâmetro de 3.632 km (2.233,5 milhas), lo situa-se a 421.600 km (261.813,6 milhas) de distância de Júpiter e sua órbita é de 42 horas, 28 minutos e 36 segundos. Esta lua vermelha e manchada apresenta densidade 3,5 vezes superior à da água. lo, que é uma das poucas luas em nosso Sistema Solar que possui atmosfera, é o único corpo celeste, além da Terra, onde foram presenciadas explosões vulcânicas. Como lo tem uma ionosfera, ela sofre influência do campo magnético de Júpiter. Pelo movimento de rotação de Júpiter ser mais rápido do que o de lo e pelo campo magnético de Júpiter rodar em conjunto com Júpiter, os gases de lo são puxados por este magnético formando um fluxo em frente de lo e gerando sinais de rádio que são detectados na Terra.
Características de lo:
Temperatura Média de aproximadamente 140 K
Pressão Máxima de 0,0000009,8 atm da Terra
lo apresenta traços de oxigênio, porém parece não existir nitrogênio ou qualquer quantidade significativa de dióxido de carbono ou água.

Íon
Átomo que ganhou ou perdeu um elétron, tendo portanto carga negativa ou positiva. A mistura de íons e seus elétrons perdidos, que existe nas estrelas e nas nebulosas de emissão, é chamada plasma.

lonosfera
Parte da atmosfera da Terra que contém átomos que foram ionizados pela radiação solar.

K

K
Símbolo da temperatura absoluta no sistema internacional de unidades, o Kelvin.

 
Kelvin
Unidade de temperatura absoluta no sistema internacional de unidades. Por definição, a temperatura de zero kelvin (o ponto zero da escala kelvin) é colocada no zero absoluto, e equivale a -273,15°C (ou seja, 273,15 graus centígrados negativos). Uma diferença de um kelvin é igual à diferença de um grau centígrado, daí, para converter graus centígrados em kelvin, soma-se 273,15 à temperatura em graus centígrados. Inversamente, para converter kelvin em graus centígrados, subtrai-se 273,15 da temperatura em kelvin. A abreviatura de kelvin é K (a letra k maiúscula).

Kepler, Leis de
Três leis, escritas por Kepler, que governam a movimentação planetária:
1. Todo planeta se movimenta numa elipse em torno do Sol, o qual se encontra num dos focos.
2. O raio vetor de um planeta, ou seja, a linha de ligação planeta - Sol, percorre áreas iguais em períodos iguais.
3. Há uma equação fixa, T² = C a³ (onde T é o período orbital, a é o comprimento do semi-eixo maior da elipse e C é uma constante de proporcionalidade), que determina o período orbital de um planeta. Os planetas mais distantes levam mais tempo para completar sua órbita.

Kirkwood, Lacunas de
Lacunas localizadas no cinturão de asteroides onde há poucos ou nenhum asteroide. Daniel Kirwood explicou estas lacunas mostrando que elas se situam a uma distância específica de Júpiter, o que faria com que qualquer objeto orbitando em sua zona fosse arrancado de sua órbita.

Kitt Peak, Observatório Nacional de
Observatório localizado próximo a Tucson, no Arizona onde está a maior coleção de telescópios de observação do mundo. O maior telescópio é o Mayall, com 4 metros.

M

Magnetosfera
Estrelas situadas a uma altitude de 500 km (300 milhas) que formam a camada mais externa da atmosfera da Terra. Nesta camada, partículas ionizadas são aprisionadas pelo campo magnético e interagem com o vento solar. As partículas carregadas do vento solar sopram a magnetosfera em forma de lágrimas ou de cometa.

Magnitude
Intensidade do fluxo de radiação (por exemplo, luz) que se recebe de um astro. Substituiu o antigo termo “grandeza” na medida do brilho de um astro. Para manter certa associação com grandezas, uma menor magnitude representa um maior brilho e uma maior grandeza representa um menor brilho. A diferença de uma magnitude representa uma variação de brilho de 2,53 vezes (daí, uma diferença de três magnitudes representa uma variação de brilho maior que 16 vezes). Exemplos de algumas magnitudes:

Magnitude absoluta
Magnitude que um astro teria se fosse colocado a uma distância de 10 parsecs. A magnitude absoluta do Sol é de 4,85 (aproximadamente o que antigamente se chamava de “estrela de quinta grandeza”).

Magnitude aparente
Magnitude de um astro medida com a observação, sem considerar que a medida é afetada pelas diferentes distâncias dos astros (astros mais próximos tendem a uma menor magnitude, ou seja, maior brilho). Para anular o efeito das distâncias usa-se a magnitude absoluta.

Magnitude limite
A maior magnitude (o menor brilho) que um dado instrumento pode detectar.

Manchas Solares
Áreas escuras e relativamente frias presentes na superfície do Sol. As manchas solares variam de 1.500 km (900 milhas) de diâmetro a sistemas medindo 150.000 km (90.000 milhas). As manchas solares aumentam de tamanho e se tornam mais numerosas a medida que as erupções na coroa solar aumentam. Grupos de manchas solares recobrem milhões de quilômetros quadrados do Sol. Estas manchas se assemelham às células nervosas, com uma sombra central rodeada por uma leve penumbra. A penumbra é 500 graus mais fria do que a fotosfera e a sombra 1600 graus mais fria. Estas temperaturas mais baixas permitem a formação de moléculas, e os astrônomos já detectaram gases indo da sombra para a penumbra.
Os cientistas acreditam que o campo magnético do Sol, que é milhares de vezes mais forte do que o da Terra, impede que as correntes da zona radioativa cheguem à superfície. Como outros fenômenos magnéticos, as manchas solares seguem um ciclo de 11 anos. Elas raramente se formam a mais de 40 graus ou a menos de 10 graus de distância do equador solar. A maior parte dos grupos dura 10 dias. O campo magnético permanece até as manchas desaparecerem.

Marte
Quarto planeta em distância a partir do Sol, chamado também de Planeta Vermelho devido à sua cor. Marte apresenta algumas características semelhantes à Terra como o seu período rotacional que é de quase 24 horas, seu eixo que apresenta uma inclinação de 23,98°, suas nuvens atmosféricas, leitos de rio secos, vulcões e calotas polares de gelo. Porém, em outros aspectos Marte e a Terra são totalmente diferentes: Marte possui muitas crateras resultantes de impactos, seu clima é muito frio e seco, e, ocasionalmente, ocorrem grandes tempestades de poeira. Marte não possui um núcleo líquido ou qualquer placa teutônica.
Marte leva 687 dias para completar uma órbita ao redor do Sol, a uma distância de 227.941.000 km (141.636.000 milhas). Seu raio é de 3.384 km (2.030 milhas), sua densidade 3,9 vezes superior a da água e apresenta uma inclinação de 1,85° em relação ao plano da eclíptica. Para conseguir escapar da gravidade de Marte é necessário viajar a uma velocidade de 5 km (3 milhas) por segundo.
Atmosfera:
Nos primórdios de sua história Marte possuía uma atmosfera similar a da Terra, porém atualmente sua densidade equivale a 1/250 da Terra (praticamente um vácuo). A atmosfera de Marte é composta principalmente por dióxido de carbono (95%) com traços de argônio, nitrogênio, água, oxigênio e monóxido de carbono. A água existente em Marte não se apresenta sob a forma líquida devido às baixas temperaturas, porém há água congelada na superfície dos pólos, e alguns cientistas acreditam que parte da água esteja escondida sob a superfície na forma de gelo. No verão a temperatura varia entre -100°C, ao amanhecer, até 0°C ao meio-dia, e no inverno ela cai até -150°C à noite.
Condições Climáticas:
Ocasionalmente acontecem tempestades de poeira com ventos fortes e uma fina camada de gelo. A cada começo de primavera, o dióxido de carbono que se encontra congelado nas calotas polares se dissolve e entra na atmosfera.
Topografia:
Há uma linha circundando Marte que separa o antigo e alto Hemisfério Sul do Hemisfério Norte. O Hemisfério Sul mostra sinais dos bombardeios de meteoros que aconteceram quando Marte foi formado. Contudo, o hemisfério norte apresenta poucas crateras antigas e novas. Existem em Marte estruturas que parecem terem sido formadas por água corrente, sugerindo que algum dia seu clima foi diferente do atual. As calotas polares são compostas por um núcleo de gelo com uma camada de dióxido de carbono.
Em Marte situa-se o Monte Olimpo, o maior vulcão conhecido do Sistema Solar, e o Vale Marineris, um sistema de cânion com mais de 5.000 km (3.100 milhas) de comprimento.
Características de Marte:
Temperatura Média durante o dia: -5°C (22°F)
Pressão: 0,006 atmosferas da Terra.

Marés
Movimento periódico das águas do mar, pelo qual elas se elevam ou descem em relação a um referencial fixo no solo. E produzido pela ação conjunta da Lua e do Sol, e em muito menor escala, dos planetas. Sua amplitude varia para cada ponto da superfície terrestre dependendo das posições daqueles astros.
As marés são mais fortes na época próxima às luas novas e cheias porque o Sol, a Lua e a Terra formam uma linha reta. Por exemplo, a Maré da Lua, que é uma maré de grande amplitude que se segue ao dia da lua cheia ou da lua nova. As marés são mais fracas durante o quarto crescente e minguante quando a Lua se situa num ângulo reto em relação à Terra e ao Sol. As forças das marés do Sol e da Lua tendem a anular um ao outro ocasionando uma maré neutra (quando as marés são fracas, nem altas nem baixas). As diferenças diárias nas marés variam de poucos centímetros a muitos metros, e elas dependem da fase da Lua e do formato da costa.

Massa
Medida da quantidade de matéria que compõe um corpo. Quanto maior a quantidade de matéria de um corpo, mais inércia ele terá. (Inércia: resistência que todos os corpos materiais opõem à modificação do seu estado de movimento). Por exemplo, uma bola de boliche tem mais massa do que uma de beisebol, portanto é mais fácil jogar a de beisebol do que a de boliche. Observação: a massa não é igual ao peso. Se jogássemos as duas bolas no espaço, ambas ficariam sem peso, mas mesmo assim a de boliche ainda seria a mais difícil de ser movimentada.

Matéria Escura
Massa que forma de 90 a 99% do Universo. Os cosmologistas definiram que, para que o Universo exista, é necessário que ele seja composto por uma massa crítica de seis átomos de hidrogênio por metro cúbico. Se a quantidade fosse maior, o Universo teria desaparecido logo após o Big Bang, e se fosse menor, teria se expandido muito depressa, não permitindo a formação de estrelas e galáxias.
De acordo com estes cálculos, não há matéria visível suficiente para que o Universo exista, portanto, se estas teorias estiverem corretas deve existir matéria invisível. Suporte para a teoria da existência de matéria escura é fornecida pelo seu efeito gravitacional nos objetos celestes visíveis. Por exemplo, a movimentação das estrelas distantes pode ser reduzida pelo efeito gravitacional da matéria escura. Pode ser que esta matéria exista sob a forma de “matéria sombra”, que seria a imagem refletida de nossa própria matéria e que interagiria com a nossa matéria através da gravidade.
Outras explicações mais verossímeis envolvem as estrelas anãs marrons ou outras estrelas pequenas, com pouco brilho, que seriam invisíveis. Os cientistas conseguiram detectar 10% do total que deveria existir de matéria escura analisando seu efeito gravitacional na matéria visível.

Mecânica Celeste
Ramo da Astronomia que trata do movimento e das ações recíprocas dos corpos no espaço. Os astrônomos utilizam a mecânica celeste para calcular as órbitas dos corpos celestes e das espaçonaves. A mecânica celeste surgiu quando Isaac Newton escreveu suas três leis do movimento em 1687. Ele descobriu que todos os corpos se atraem devido à força gravitacional. Utilizando a mecânica celeste os astrônomos descobriram que a órbita do cometa Halley é perturbada (alterada) pelos planetas Júpiter e Saturno. Leverrier e Adams também fizeram uso da mecânica celeste para determinar a posição de Netuno, através da análise de seu efeito na órbita de Urano.

Mercúrio
Planeta mais próximo do Sol. Mercúrio é estranho, assemelhando-se mais a uma lua do que a um planeta. Ele apresenta um raio pequeno (1.739 km, 1.043 milhas), porém tem um grande núcleo de ferro e sua densidade é 5,45 vezes superior a da água. Para conseguir escapar do efeito gravitacional de Mercúrio é necessário viajar a 4,3 km (2,6 milhas) por segundo. Sua órbita excêntrica apresenta uma inclinação axial de 7°. Mercúrio possui um campo magnético e uma atmosfera fraca composta basicamente por sódio e potássio.
Antigamente, acreditava-se que era sempre o mesmo lado de Mercúrio que ficava voltado para o Sol, porém descobriu-se que na verdade ele completa um giro em torno de seu eixo a cada 58,64 dias. Este número representa dois terços da sua órbita de 87,97 dias, o que significa que ele gira três vezes em seu eixo a cada duas órbitas completadas.
Visibilidade:
Mercúrio é muito difícil de ser visto. Isto acontece porque ele só se torna visível durante algumas semanas por ano e pelo fato de ele nunca ficar mais de 28° acima do horizonte enquanto o Sol fica abaixo do horizonte. Embora este planeta seja brilhante devido à sua proximidade do Sol, não é possível desvendar as características de sua superfície a partir da Terra. A sonda espacial Mariner 10 visitou Mercúrio e descobriu que é recoberto por crateras de impacto, incluindo uma com 1.400 km (850 milhas) de diâmetro chamada Bacia de Calor. Do lado oposto desta bacia há um terreno com características interessantes como cristas, grandes vales, crateras deformadas e planícies. Outra característica interessante de Mercúrio são suas calotas polares formadas de gelo.
Características de Mercúrio:
Temperatura Média durante o dia: 427°C (826°F)
Como Mercúrio não possui uma atmosfera mensurável de gases leves, também não apresenta pressão atmosférica. Isto significa que Mercúrio não possui oxigênio, nitrogênio, dióxido de carbono ou vapor d’água.

Meridiano
1. Círculos que vão de norte a sul na esfera celeste.
2. Círculo de longitude.

Mês
Período de tempo que corresponde aproximadamente a uma lunação. Período de tempo, por volta de 30 dias, que compõe cada uma das 12 divisões do ano solar.

Meteorito
Fragmento de meteoróide que chegou ao solo sem ser completamente destruído em sua passagem pela atmosfera. O nome meteorito deve ser usado independente do seu tamanho, embora muito pensem que “meteorito” seja o diminutivo de “meteoro”, o que não é correto. O maior meteorito encontrado no Brasil foi batizado de Bendengó, possuindo cerca de um metro e meio de comprimento e uma massa de mais de cinco toneladas.

Meteoro
Fenômeno luminoso que ocorre na atmosfera terrestre proveniente do atrito de um fragmento de matéria cósmica (um meteoróide) com a atmosfera. Para a meteorologia, o termo “meteoro” refere-se a qualquer fenômeno óptico ou acústico que ocorre na atmosfera (por exemplo, uma gota de chuva é um meteoro). Popularmente os meteoros são chamados de “estrelas cadentes”, e geralmente possuem um tamanho entre o de um grão de areia e o de um grão de feijão. Embora possam ser muito maiores, quanto maior, muito mais raro. Normalmente um meteoróide queima completamente antes de atingir a superfície da Terra. Caso algum pedaço chegue ao solo, passa a se chamar de meteorito, independente de seu tamanho.

Michelson-Morley, Experiência de
Experiência efetuada em 1887 que pretendia detectar os efeitos do éter. Antigamente acreditava-se que o espaço era preenchido por uma substância chamada éter, pois achavam que a luz precisava viajar através de um meio. Michelson e Morley conseguiram provar que a Terra não viajava através do éter, por meio da divisão de um feixe de luz e da posterior reunião do mesmo.

Milky Way
A Via-Láctea, uma galáxia espiral que contém nosso Sol.

Minuto de Arco, Segundo de Arco
Pequena divisão do grau. Um grau é formado por 60 minutos, e um minuto por 60 segundos (portanto 60 x 60 ou 3.600 segundos num grau). Estas unidades angulares não devem ser confundidas com unidades de tempo. A lua cheia está a uma distância aproximada de 30 minutos de arco (um grau e meio).

Montagem Equatorial
Modo de se posicionar um telescópio no qual um dos eixos, chamado eixo polar, está alinhado com o eixo da Terra. Consequentemente, os efeitos da rotação da Terra podem ser facilmente corrigidos pela simples rotação do telescópio no eixo polar. Por outro lado, a montagem Azimute não cria um alinhamento com o eixo da Terra, tornando necessário mover o telescópio em dois planos para corrigir os efeitos da rotação da Terra.

Monte Olimpo
Ponto mais alto do planeta Marte e a mais alta montanha do Sistema Solar. Olimpo é um vulcão com 26,4 km de altura e 600 quilômetros de diâmetro. Como não foi possível definir sua natureza, a partir da Terra, e devido a presença de nuvens ao seu redor, ele foi originalmente chamado de Nix Olympica (Neve de Olimpo).

Monte Palomar
Local onde está situado o telescópio refletor de 508 cm do Observatório de Hale, próximo a San Diego.

Monte Wilson
Local onde está situado o telescópio refletor de 254 cm do Observatório de Hale, a nordeste de Los Angeles. A performance deste telescópio foi muito prejudicada pelas luzes da cidade de Los Angeles. Entre 1917 e 1957, este telescópio foi o maior do mundo. Hubble utilizou-o para encontrar provas de que o Universo está em expansão e que a Via Láctea é uma galáxia comum. Em Monte Wilson, Shapley descobriu que nosso Sistema Solar localiza-se a 30.000 anos-luz do centro da Via Láctea, e Baade efetuou a pesquisa que levou à diferenciação entre as populações I e II das estrelas. Hale utilizou o telescópio do Monte Wilson para explorar as manchas solares, e, atualmente, estão sendo efetuadas mais pesquisas sobre estas manchas e a atividade solar neste mesmo local. Os projetos futuros deste observatório incluem a utilização de um novo telescópio para mapear Marte e descobrir como suas tempestades de poeira iniciam e evoluem.

Movimento Retrógrado
Movimento de um corpo, no sentido leste/oeste, no sentido oposto ao da órbita normal dos planetas. Parte do movimento retrógrado é apenas aparente. Por exemplo, parece que Marte se move para trás quando a órbita da Terra o alcança, mas na verdade este movimento de recuo não ocorre. Para visualizar este tipo de movimento, imagine estar dirigindo numa rodovia e ultrapassando um caminhão. Se você olhar para o caminhão quando o estiver ultrapassando terá a sensação de que ele está andando para trás. Isto acontece porque você está trafegando a uma velocidade superior à dele.
Algumas massas do Sistema Solar apresentam movimentos retrógrados reais. Muitas das luas de Júpiter e Saturno, assim como a lua Tríton de Netuno, possuem órbitas retrógradas. Vênus gira do oeste para o leste, apresentando uma rotação retrógrada. Os cientistas ainda não conseguiram compreender com exatidão porque estes corpos orbitam ou giram para trás.

O

Objeto do Céu Profundo
Qualquer objeto visível que não pertence ao nosso Sistema Solar.

Objetos Circumpolares
Corpos celestes que circundam o pólo celeste. São sempre vistos no céu independente da época do ano.

Observatórios, História dos
Embora as pessoas olhem para o céu deste a pré-história, apenas recentemente começaram a ser construídos prédios específicos para este fim. No princípio os movimentos das estrelas eram estudados com vistas à astrologia. Parece que um dos propósitos de Stonehenge (2500 AC - 1700 AC) tenha sido o de observar as estrelas, porém isto não pode ser confirmado. Acredita-se também que a famosa Torre de Babel tenha sido um observatório astrológico dos babilônios.
O observatório de Hipparchus, construído em 150 AC na ilha de Rodes, parece ter sido o primeiro a utilizar equipamentos de observação, tais como os quadrantes (usados para determinar a altitude). Observatórios semelhantes aos atuais foram construídos em Damasco e Bagdá entre os anos de 800 e 900. Em 1260, foi construído um observatório onde é atualmente o Irã utilizado para modificar a visão do Universo de Ptolomeu. Em 1420, um príncipe chamado Ulugh Beg construiu um observatório que foi utilizado por ele para confeccionar um catálogo sideral. O famoso observatório de Tycho Brahe, chamado Uraniborg, foi erguido em Hven em 1576.
Contudo, nenhum destes observatórios possuía telescópios, já que estes só foram inventados a partir de 1609. Nos séculos XVII, XVIII e XIX foram construídos observatórios equipados com grandes telescópios em Cabo Canaveral, Greenwich, Paris e Washington. Atualmente o maior telescópio ótico está no observatório de Mauna Kea, no Havaí. Nos anos 30, os astrônomos passaram a estudar outros comprimentos de onda de radiação, além da luz visível, e, após Karl Jansky ter descoberto, em 1931, as ondas de rádio que emanam do centro da Via Láctea, passaram a ser construídos os radiotelescópios. Um deles é composto por 27 radiotelescópios cujos dados podem ser combinados para formar uma imagem.
Com o advento da era espacial, muitos telescópios foram lançados no espaço, além da atmosfera terrestre, como o Telescópio Espacial Hubble, o Satélite Astronômico Infravermelho (IRAS), o Observatório Solar Orbital (SOHO), e futuramente o Telescópio Espacial James Webb. Estes equipamentos permitem observações espaciais isentas de obstáculos bem como em comprimentos de onda que são absorvidos pela atmosfera.

Ocular
Uma combinação de lentes usada para ver as imagens formadas nos telescópios. A maior parte das oculares são feitas com lentes de campo, que aumentam a área que pode ser vista com o telescópio, em adição às lentes oculares. Áreas variáveis podem ser vistas com diferentes oculares. Algumas oculares corrigem melhor as aberrações cromáticas e esféricas do que outras, algumas deixam mais espaço entre os olhos do observador e as lentes, e algumas evitam mais do que outras a formação de imagens duplas ocasionadas pelas reflexões no telescópio e na ocular.

 
Ocultação
Fenômeno de desaparecimento de um astro pela interposição de outro de diâmetro aparente superior a sua frente, durante o seu movimento relativo. Existem dois casos: a ocultação de estrelas, planetas e asteroides pelo disco lunar, e a ocultação de satélites de Júpiter e Saturno pelos planetas. A ocultação começa por uma imersão e termina por uma emersão.

Olber, Paradoxo de
Por que o céu é escuro? Olber dizia que se alguém partisse do princípio de que o Universo é muito antigo e que contém a mesma quantidade de estrelas em cada área, então existiriam estrelas para qualquer lugar que se olhasse e o céu noturno seria extremamente brilhante. Muitas explicações foram dadas para o fato óbvio do céu não brilhar por igual. Olber achava que o motivo principal seria a existência do gás interestelar, outros que isto se devia ao rastro avermelhado das galáxias. Mais tarde, a explicação para o céu não ser todo iluminado, foi de que o Universo não era suficientemente antigo e, portanto, ainda não teria havido tempo suficiente para que as estrelas preenchessem todo o Universo. Esta última teoria é considerada a mais correta: o céu noturno é escuro não porque o Universo está em expansão e sim por ser ele muito jovem.

Oort, Nuvem de
Nuvem localizada entre 40.000 e 50.000 UA do Sol, de onde origina-se a maior parte dos cometas de nosso Sistema Solar. Ocasionalmente, um cometa é desviado da Nuvem Oort para a órbita do Sol em uma longa trajetória elíptica. A existência desta nuvem, que parece ter sido formada pelo que restou quando da formação de nosso Sistema Solar, foi proposta por Jan Heinrich Oort em 1950.

Oposição
Posição de um planeta, fora da órbita terrestre (planeta superior) quando ele fica em oposição ao Sol e apresenta uma elongação de 180 graus. Em oposição, os planetas encontram-se em sua fase cheia e o mais próximo possível da Terra. Como a órbita de Marte é um pouco alongada, isto faz com que este planeta, em algumas de suas oposições, fique mais próximo da Terra do que os outros planetas.

Órbita
Trajetória circular, elíptica, parabólica ou hiperbólica descrita por um corpo celeste menor em torno de outro maior que o atrai gravitacionalmente.

Órbita Geoestacionária
Órbita circular a 35.900 km (22.300 milhas) acima do Equador cuja velocidade é igual a da rotação da Terra. Como as duas órbitas são idênticas ou sincronizadas, do ponto de vista do satélite, parece que a Terra está parada. Este tipo de órbita é frequentemente utilizada com os satélites de comunicação.

Outburst
Emissão repentina de grande quantidade de poeira e gás proveniente da sublimação, devido provavelmente por ruptura do núcleo de cometas.

Q

Quasar
Fonte de emissão de rádio semelhante a uma estrela. O nome quasar é uma versão moderna de Objetos Quase Estelares. Aproximadamente 200 quasares já foram identificados.
Em 1963, os astrônomos descobriram poderosas fontes de energia que provinham de estrelas que pareciam comuns. Quando os espectros dos quasares foram analisados utilizando-se recursos ópticos, foram descobertas estranhas linhas de absorção. Maarten Schmitt percebeu que estas “estrelas de rádio” emitem a maior parte desta energia na forma de luz visível, que vai se transformando de luz avermelhada em ondas de rádio (veja o Efeito de Doppler). Grandes luzes avermelhadas implicam em enormes movimentos para longe da Terra, e aplicando a lei de Hubble, pode-se calcular que os quasares se localizam a bilhões de anos-luz de distância, muito distantes das estrelas comuns.
Os astrônomos concluíram que se os quasares estão tão distantes e brilham com tal intensidade, eles devem produzir enormes quantidades de energia. Um quasar típico irradia uma quantidade de energia equivalente a de 100 galáxias. Além disso, como sua luminosidade se altera num período de poucas horas, eles devem ser tão grandes quanto nosso Sistema Solar. Os astrônomos discutem estas observações, tentando descobrir que mecanismo poderia fornecer um dínamo.
Atualmente eles acreditam que os quasares sejam os núcleos de galáxias novas que irradiavam quantidades incríveis de energia quando o Universo era novo.

S

Satélite
Qualquer corpo pequeno que orbita um corpo celeste maior. Os satélites podem ser naturais, como a Lua, ou artificiais, como o ônibus espacial. O primeiro satélite artificial, lançado no dia 4 de outubro de 1957, foi o Sputnik 1 soviético. O primeiro satélite americano foi o Explorer 1, lançado em 31 de janeiro de 1958.

Saturno
Sexto planeta em distância a partir do Sol, famoso por seus brilhantes anéis. Saturno é uma esfera gasosa composta principalmente por hidrogênio e hélio. Devido a sua rápida rotação diferencial de 10 horas e 14 minutos no equador e 10 horas e 40 minutos próximo aos pólos, Saturno assume uma forma achatada (com um diâmetro equatorial de 120.660 km ou 74.975 milhas e um diâmetro polar de 108.000 km ou 66.960 milhas). O raio médio de Saturno é de 57.316 km (34.390 milhas). A uma distância média de 1.427.010.000 km (886.703.000 milhas) do Sol, Saturno leva 29,5 anos para completar uma órbita. Se você quisesse orbitar Saturno, sem ser tragado por sua força gravitacional, teria que viajar a uma velocidade de 36,0 km (21,6 milhas) por segundo.
Saturno e Júpiter podem ter favorecido a vida na Terra. Atualmente, um grande cometa atinge a Terra uma vez a cada 100 milhões de anos. Se Saturno e Júpiter não desviassem os cometas que vem em direção à Terra, ela seria atingida por uma grande cometa a cada 100.000 anos. Estes grandes cometas causariam a destruição de tudo que vive na Terra, evitando a evolução.
Estrutura:
Quando olhado através de um telescópio Saturno apresenta uma cor amarelo-esbranquiçada. Os anéis de Saturno, que possuem muito menos detalhes do que os de Júpiter, podem ser vistos através de um telescópio de tamanho médio. As cores de Saturno são menos distintas que as de Júpiter devido a menor presença de amônia em sua atmosfera superior. Por causa da grande distância que separa Saturno do Sol, os topos de suas nuvens tem uma temperatura gélida de -170°C (-250°F). Em consequência, há pouca atividade, ao contrário do que acontece em Júpiter, embora a cada poucos meses apareçam manchas claras e escuras no topo das nuvens. A última grande erupção aconteceu em 1991 quando toda a região equatorial ficou iluminada. Parece que ocorrem grandes tempestades a cada 27/30 anos, que duram alguns anos.
A atmosfera de Saturno é tão fria que a amônia se cristaliza formando nuvens na atmosfera. A atmosfera externa é composta por hidrogênio, hélio e metano. Os astrônomos acreditam que Saturno possua um núcleo sólido formado por ferro e rocha, com diâmetro de 14.000 km (8.680 milhas), circundado por milhas de gelo e hidrogênio metálico. Em seu centro, a pressão atinge 50 milhões de atmosferas, e as temperaturas alcançam 15.000°C (27.000°F). Como acontece com Júpiter, Saturno irradia mais energia do que a que recebe do Sol. Esta energia pode ter sido deixada durante sua formação ou pode ser gerada pelo calor produzido a medida que o planeta se contrai. Ela também pode ser gerada pela “chuva de hélio” provocada por gotas de hélio descendo da atmosfera e liberando calor.
Os famosos anéis de Saturno são os mais belos de todo o Sistema Solar. Eles parecem sólidos, porém são na verdade compostos por milhões de partículas que circundam o equador de Saturno. Os anéis medem 275.000 km (170.000 milhas), de ponta a ponta com apenas 1,6 km (1 milha) de espessura. Eles apresentam um espaço escuro, chamado de Divisão de Cassini, provocado pelo arrasto da lua Mimas de Saturno. Outra divisão nos anéis, a divisão Encke, parece ter uma lua em sua órbita.
Os astrônomos constataram a existência de formas estranhas nos dois lados de Saturno quando o viram pela primeira vez com o auxílio de telescópios, mas não foram capazes de dizer o que eram. Galileu chamou essas estranhas formações de “Orelhas”. Christian Huygens, em 1655, descobriu que eram anéis. Ele também percebeu que a medida que Saturno orbita o Sol, vemos os anéis de diferentes ângulos.
Embora Cassini tenha dito, no século XVII, que os anéis de Saturno eram compostos por um sem número de satélites, somente em 1859 os astrônomos demonstraram que os anéis não eram sólidos. Em 1895 o astrônomo americano James Kepler concluiu que diferentes partes dos anéis mostravam efeitos Doppler diversos, indicando que eles viajavam a velocidades diferentes. Então, quando Saturno ocultou uma estrela, foi detectada luz desta estrela passando através dos anéis, mostrando mais uma vez que eles não eram sólidos. A luz da estrela também mostrou que algumas partículas estão mais unidas do que outras, e então os astrônomos nomearam com letras cada tipo de anel. Os anéis A e B são dois anéis grandes separados pela divisão de Cassini. O anel D, que se situa dentro do anel C, é o mais próximo ao planeta e é composto por tão poucas partículas que pode-se ver Saturno através dele. Os anéis são compostos basicamente por partículas de gelo o que faz com que eles tenham um albedo de 0,70, que é maior do que o de Saturno.

SETI
“Search for Extraterrestrial Intelligence”, Busca de Inteligência Extraterrestre. Este projeto, dirigido pela NASA, utiliza os radiotelescópios para captar sinais de civilizações alienígenas. O computador principal analisa 8 milhões de frequências de rádio, procurando sinais que não sejam de origem natural.

Siderita
Meteorito de ferro. As sideritas são compostas por uma mistura de ferro e níquel com traços de carbono, cobalto, cobre e fósforo. As sideritas são massas sólidas com densidade 7,8 vezes superior a da água. Elas são classificadas de acordo com seu teor de níquel: as com 5-6% de níquel são os hexaedros, as com 6-20% de níquel são as octaedritas e os que tem mais de 20% de níquel são os aerólitos. Todos os meteoritos de ferro se formam dentro de um asteroide e se cristalizam lentamente. As sideritas provavelmente se formaram em asteroides que colidiram e se despedaçaram a mais de 1 milhão de anos.

Singularidade
Teoria que prevê que a matéria pode ser comprimida em um ponto com volume zero. Toda a massa de um buraco negro se concentra neste ponto, forçando o tempo e o espaço se curvarem sobre si mesmos. Os cientistas também acreditam que toda a massa do Universo estava contida em singularidade antes do Big Bang. As leis da física conhecidas não se aplicam à singularidade.

Sistema Catadióptrico
Tipo de telescópio, basicamente um telescópio refletor, que combina características refletoras e refratoras. Foi desenvolvido nos anos 40 por Bernard Schmidt.

Sistema Sideral Triplo
Grupo de três estrelas que orbitam um único centro de massa.

Sistema Solar
Família de planetas, asteroides e cometas que orbitam o Sol. O Sol, que contém mais de 99% da massa do Sistema Solar, situa-se no centro e comanda toda a vizinhança por ser a única fonte de luz e calor. O Sol governa todas as interações gravitacionais que ocorrem até a 2.400 anos-luz de distância de seu centro.
Os cientistas classificam os planetas em dois grupos: terrestres e gigantes gasosos. Os planetas terrestres (que significa semelhantes à Terra) são Mercúrio, Vênus, Terra e Marte. Estes corpos rochosos são menores do que os gigantes gasosos e possuem superfícies sólidas. Os astrônomos acreditam que, como os planetas terrestres orbitam próximos ao Sol, eles tenham sido formados a partir do que restou após o Sol ter liberado os elementos mais leves no centro do Sistema Solar.
Os gigantes gasosos são enormes bolas de gás leve cujas camadas de gás se tornam mais densas em direção ao núcleo. Júpiter, Saturno, Urano e Netuno são gigantes gasosos. Há uma grande lacuna entre Marte e Júpiter onde se localiza o faixa de asteroides. Os asteroides, também chamados de planetesimais, são pequenos corpos rochosos cujo diâmetro varia de poucos centímetros a 960 km (600 milhas). Embora a maior parte dos asteroides esteja no cinturão principal, cinturões menores como o grupo Apoio, o grupo Amor e o grupo Troiano também circulam ao redor do Sol.
Os componentes finais da família solar são os cometas. Eles parecem bolas de neve do tamanho de pequenas cidades. Estes corpos celestes apresentam órbitas excêntricas que os levam, periodicamente, para perto do Sol. Durante suas visitas, o Sol vaporiza suas superfícies, e eles criam longas caudas. A maior parte dos cometas se encaixa na classificação de curta ou longa duração. Os de curta duração visitam o Sistema Solar central frequentemente, permanecendo dentro do espaço delimitado pelos planetas mais distantes. O cometa de Halley, com um período de 76 anos, é considerado um cometa de curta duração. Os cometas de longa duração apresentam períodos de até 100.000 anos. Eles se locomovem para longe dos planetas retornando à nuvem Oort, que é uma nebulosa esférica composta por poeira e gelo que restou quando da formação do Sistema Solar.

Sol
Estrela localizada no centro de nosso Sistema Solar. Ele contém mais de 99% de toda a massa do Sistema Solar e controla a órbita dos planetas, dos cometas e dos asteroides localizados a até 2.400 anos-luz de distância de seu centro.
Nosso Sol é uma das 200 bilhões de estrelas que habitam a Via Láctea. Ele se situa a 23.000 anos-luz de distância do núcleo galáctico. Estas estrelas da População I (relativamente jovens) se situam nos braços espirais e viajam a 250 km (150 milhas) por segundo. O Sol demora aproximadamente 240 milhões de anos para circundar o núcleo.
Características Gerais:
A Terra orbita o Sol a uma distância de 150 milhões de quilômetros (93 milhões de milhas). Por estar tão próximo à Terra, o Sol é a única estrela a revelar as características de sua superfície. Ele é uma estrela amarela média, com espectro do tipo G2, temperatura de superfície de 5.779 K e temperatura interna de 15 a 20 milhões de kelvin. Ele aparece no céu com um brilho cegante, magnitude aparente de -26,5 (500.000 mais brilhante do que a Lua cheia), porém sua magnitude absoluta é de apenas 4,6. Comparado às outras estrelas, o Sol é relativamente grande (80% de todas as estrelas são anãs brancas), com diâmetro de 1.392.000 km ( 865.000 milhas), porém se comparado às estrelas gigantes ou supergigantes ele se torna pequeno. Ele é 109 vezes maior do que a Terra e seu volume um milhão de vezes superior ao de nosso planeta. O Sol, com uma massa de 2 x 10³³ gramas é 330.000 vezes mais volumoso do que a Terra, mas sua densidade é apenas um quarto a da Terra.
Por não ser uma esfera sólida, o Sol apresenta taxas de rotação diferentes de acordo com a latitude. O Sol gira a cada 24,7 dias no equador, 28,2 dias nas latitudes médias e 34 dias próximo aos pólos. O período de rotação sideral dura 25,38 dias, este período difere do que se vê da Terra porque enquanto o Sol gira, a Terra revolve em sua órbita, e o Sol precisa se virar um pouco mais para mostrar a mesma face. O tempo que o Sol leva para rodar o suficiente para apresentar a mesma face à Terra por duas vezes é chamado de período sinódico e equivale a 27,27 dias. O eixo de rotação do Sol apresenta uma inclinação de 7,25°Com relação ao plano no qual a Terra orbita o Sol (eclíptica).
Camadas e Atmosfera da Superfície:
A superfície do Sol, chamada de fotosfera, é composta por uma densa camada de gás com alguns quilômetros de espessura. A medida que se penetra nesta camada, a temperatura vai de 4.300 K a 9.000 K. Acima da fotosfera está a cromosfera, uma região transparente formada por gás quente com 19.200 km (12.000 milhas) de espessura. Aqui a temperatura atinge 1 milhão de kelvin. Depois da cromosfera, encontra-se a coroa solar, um quase vácuo contendo partículas de gás a uma temperatura de 4 milhões de kelvin. A coroa se espalha por milhões de quilômetros acima da fotosfera e se transforma em vento solar, um fluxo de partículas que foi detectado até na órbita de Júpiter.
O espectro do Sol possui milhares de faixas escuras de absorção chamadas de linhas de Fraunhofer. Elas revelam a composição química da atmosfera do Sol. A abundância de elementos mostra a natureza do gás a partir do qual o Sol se formou: 90% de hidrogênio, 8% de hélio e 2% de elementos pesados. As mesmas proporções de elementos pesados estão presentes tanto no Sol quanto na Terra.
Produção de Energia:
O Sol produz 3,85 x 10³³ erg de energia por segundo, sendo que cada centímetro da fotosfera irradia uma quantidade de energia que equivale à de um motor de 9 cavalos. Esta quantidade é milhares de vezes superior à energia necessária para acender todas as luzes das casas da Terra. A Terra está a uma distância tão grande que ela intercepta apenas uma pequena quantidade desta energia. Mesmo assim, cada metro quadrado da Terra recebe uma média de 1,36 quilowatt de energia, valor este chamado de constante solar.
Durante séculos os cientistas debateram acerca de como é gerado o brilho do Sol. Surgiram ideias como a queda de meteoros ou a existência de carvão incandescente, porém estas explicações determinariam que o Sol poderia brilhar durante poucos milhões de anos, e as evidências geológicas mostram que a Terra existe a mais tempo. No início do Século XX, surgiu uma teoria baseada na famosa equação de Einstein E = mc². As pessoas perceberam que apenas a fusão nuclear poderia gerar energia para os 10 milhões de anos de idade do Sol.
Uma das reações que poderia energizar o núcleo, chamada cadeia próton-próton, requer núcleos de hidrogênio em colisão que se transformam em hélio. Esta reação está presente no núcleo das estrelas com temperatura inferior a 15 bilhões de kelvin. Nos núcleos mais quentes predomina o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio (CNO). Estes elementos não se alteram porém eles auxiliam as estrelas a fundirem hidrogênio em hélio e a gerar energia.
Os cientistas não sabem ao certo qual o tipo de reação que ocorre no núcleo solar, porém sabem que ele transforma 4 milhões de toneladas de matéria em energia a cada segundo e que possui massa suficiente para manter-se estável durante os próximos 5 bilhões de anos. Depois, quando envelhecer, ele se transformará numa estrela gigante vermelha e brilhará por mais alguns milhões de anos. Eventualmente suas camadas externas se soltarão e ele morrerá sob a forma de uma anã branca.

Solstício
Época em que o Sol passa pela sua maior declinação boreal ou austral, e durante a qual cessa de afastar-se do equador. Os solstícios situam-se, respectivamente, no dia 22 de junho para a maior declinação boreal e no dia 22 de dezembro para a maior declinação austral do Sol. No hemisfério sul, a primeira data se denomina solstício de inverno e a segunda solstício de verão; e como as estações são opostas nos dois hemisférios, essas denominações são invertidas no hemisfério norte.

Sombra
1. Parte mais escura de uma sombra. As pessoas que estão numa determinada faixa na Terra na sombra da Lua durante um eclipse solar vêem um eclipse total, enquanto as que estão na parte da Terra na penumbra da Lua (sombra parcial) vêem um eclipse parcial.
2. Parte mais escura e interna de uma mancha solar.

Stonehenge
Círculo pré-histórico formado por pedras gigantes situado em Salsbury, no sul da Inglaterra. As evidências demonstraram que ele foi construído em três estágios. O primeiro, Stonehenge 1, construído entre os anos de 3100 e 2300 a.C., possuía um dique circular e um círculo com 56 buracos, que foram preenchidos rapidamente. Stonehenge II, construído entre 2150 e 2000 a.C., possuía uma entrada e dois círculos formados por pedras trazidas do Pais de Gales a 385 km (200 milhas) de distância. Stonehenge III, construído entre 2100 e 1100 a.C., possuía um tipo de tampa nas pedras verticais, sendo que algumas chegavam a pesar 50 toneladas.
Não se sabe ao certo porque Stonehenge foi construído, porém, as teorias atuais dizem que ele foi criado com fins astrológicos ou religiosos.

Superaglomerado
Conjunto de aglomerados de galáxias. Estes enormes corpos celestes são constituídos por galáxias espalhadas ao longo de filamentos e grandes lacunas sem matéria luminosa. Nosso Grupo Local faz parte do superaglomerado de Virgem. O superaglomerado típico é composto por doze aglomerados galácticos e atravessa centenas de milhões de anos-luz. São conhecidos aproximadamente 50 superaglomerados.

Supernova
Explosão que ocorre quando uma enorme estrela consumiu todo seu estoque de combustível nuclear.
Tipo I: Num sistema de estrelas duplas, no qual uma das estrelas é uma anã branca e a outra uma gigante vermelha, poderá acontecer uma queda de material da gigante vermelha no núcleo denso da anã branca suficiente para gerar ondas de choque e produzir a explosão de uma supernova.
Tipo II: Por volta do final de seu curto ciclo de vida, as estrelas de grande massa fundem seus elementos. Elas produzem oxigênio, neônio, silício, etc. até chegar ao ferro. As estrelas não conseguem produzir energia a partir da fusão do ferro.
Portanto, a medida que há o acúmulo de ferro no núcleo, a estrela não consegue mais suportar seu peso. Num instante, o núcleo da estrela entra em colapso formando uma estrela de nêutrons. Isto estabiliza o núcleo, e a estrela expande-se criando uma onda de choque e uma queima de neutrinos detonando a maior explosão conhecida no Universo.
Durante algumas semanas, as supernovas brilham como uma galáxia. Os astrônomos podem localizar supernovas situadas a milhões de anos-luz de distância. Estas explosões titânicas criam todos os elementos exceto o ferro. Isto significa que os planetas e os seres humanos são compostos por pó sideral, já que cada elemento na Terra e em nossos corpos num determinado momento ardeu no fogo de uma supernova.
Após a explosão da supernova, as camadas externas da estrela se deslocam para o espaço ao seu redor, criando uma nebulosa que cresce durante milênios. As ondas de choque das supernovas passam pelos braços das galáxias espirais. Elas enriquecem o meio interestelar com elementos pesados e perturbam a nebulosa que gera novas estrelas. Elas também lançam raios cósmicos no Universo.

U

UA
É uma unidade de distância, aproximadamente igual à distância média entre a Terra e o Sol. É bastante utilizada para descrever a órbita dos planetas e outros corpos celestes no âmbito da Astronomia planetária, valendo aproximadamente 150 milhões de quilômetros(149.597.870 km).

Universo
O conjunto de tudo o que existe. O Universo contém todo o espaço, tempo, energia e matéria. O estudo do Universo é chamado de Cosmologia.
História:
Muitas civilizações antigas consideravam a Terra o centro do Universo. Na antiga Grécia, Aristóteles afirmava que a Terra permanecia parada enquanto uma grande esfera celeste girava ao seu redor. Ptolomeu promoveu este modelo e tentou achar uma explicação matemática para o movimento dos planetas.
O modelo geocêntrico do Universo durou por quase 2.000 anos até que os cientistas perceberam que a Terra era um planeta que girava ao redor do Sol. Também chegaram a conclusão de que as estrelas deveriam ser similares ao Sol porém se localizavam a uma distância muito maior do que os planetas. William Herschel estudou a posição do Sol com relação às outras estrelas. Observando a Via Láctea movimentar-se no céu ele conclui, corretamente, que nossa galáxia possui a forma de um disco. Contando as estrelas, Herschel determinou que o Sol se localizava no centro deste disco, mas ele não percebeu que uma camada de poeira bloqueava a luz das estrelas situadas a mais de 4.000 anos-luz. A poeira faz com que só consigamos ver uma pequena parte de nossa galáxia.
Nos 200 anos seguintes, os astrônomos acreditaram que a Via Láctea englobasse todo o Universo. Depois, no início do século vinte surgiu um debate a respeito das “nebulosas espirais” que foram vistas espalhadas no céu. Alguns astrônomos pensaram que eram apenas grupos de estrelas de nossa própria galáxia, enquanto outros acreditavam que elas eram ilhas isoladas como a Via Láctea. Edwin Hubble colocou um fim à discussão.
Por volta de 1920 o astrônomo Hubble fotografou muitas nebulosas espirais com o recém construído telescópio do Monte Wilson. Com seu enorme espelho, ele separou as imagens das estrelas Variáveis Cefeu em galáxias distantes. Utilizando a relação período-luminosidade, descoberta por Henrietta Leavitt, ele concluiu que estes corpos deveriam estar localizados a centenas de milhares ou milhões de anos-luz de distância, muito longe da Via Láctea.
Quando Hubble examinou o espectro das galáxias distantes ele percebeu uma luz avermelhada. Observou que as galáxias quanto mais distantes maior era o desvio para o vermelho, implicando que elas retrocediam mais rapidamente. Ele sintetizou esta relação na Lei de Hubble, criando a moderna Cosmologia.
Cosmologia Moderna:
Atualmente os astrônomos consideram a recessão das galáxias distantes como uma evidência de que o Universo está em expansão. Isto significa que, no passado, o Universo era menor e que no passado distante ele era menor ainda. Os cosmologistas teorizam que aproximadamente a 15 bilhões de anos atrás tudo no Universo estava comprimido num pequeno núcleo de energia. Então sucedeu-se uma gigantesca explosão chamada de Big Bang.
Atualmente, a maior parte dos astrônomos aceitam o Big Bang como sendo a explicação mais plausível. Eles destacam as luzes avermelhadas galácticas e a radiação cósmica de fundo descoberta por Robert Wilson e Amo Penzias em 1963.
Qual é o destino do Universo?:
Hoje em dia os cosmologistas perguntam-se se o Universo continuará a se expandir para sempre. A resposta depende diretamente da quantidade de massa que o Universo contém, pois ela define se a gravidade é forte o suficiente para parar a expansão atual. Os pesquisadores calcularam quatro possíveis destinos para o Universo:
1. Se houver massa suficiente a expansão continuará para sempre. As estrelas agitarão as galáxias por centenas de bilhões de anos até à completa exaustão do combustível nuclear. As galáxias que eram luminosas esmaecerão e se separarão, e após um tempo infinito, a temperatura do Universo cairá até o zero absoluto.
2. Se a força da gravidade se igualar a da expansão, ela irá diminuindo até parar completamente. As galáxias permanecerão para sempre em seus lugares, apenas se afastando umas das outras. Neste cenário, as estrelas consumirão todo o combustível nuclear à medida que o cosmo se resfria.
3. Se a força da gravidade superar a da expansão, as galáxias pararão de retroceder . A luzes avermelhadas se transformarão em luzes azuladas a medida que o Universo entrar em colapso. Durante a compressão, a temperatura aumentará até perder sua identidade. Os átomos se desintegrarão. Tudo se unirá numa catástrofe chamada de Big Crunch (Grande Contração). Os gigantes telescópios atuais são direcionados para o fim do Universo visível, procurando a quantidade crítica de massa necessária para parar a expansão. Até o momento, apenas 30% deste total foi encontrado, porém os astrônomos acreditam que a maior parte dela esteja escondida na forma de matéria escura, que poderia ser composta por partículas exóticas, buracos negros, anãs marrons e até mesmo galáxias não luminosas.
4. Caso ocorra o Big Crunch, pode vir outro Big Bang, criando um novo Universo. Pode ser que exista um ciclo infindável, chamado Big Bounce (Grande Salto), de Big Bangs e Big Crunches.
Universo em Expansão:
Movimento isolado dos objetos do universo, que pode ser mensurado pelo efeito Doppler. Os cientistas deduziram, a partir deste movimento, que o Universo está em expansão. Os objetos mais distantes movimentam-se mais rapidamente do que os mais próximos.
Universo Oscilante:
Modelo de Universo que se baseia em ciclos de expansão e contração. Se existir matéria suficiente a expansão atual será interrompida e o Universo começará a se contrair lentamente. Embora não possa ser afirmado, alguns astrônomos prevêem que se isto ocorrer acontecerá um ressalto que provocará a formação de um novo Universo.

 
Urano
Sétimo planeta a partir do Sol, e é um de poucos planetas que têm um movimento de rotação retrógrado, similar ao de Vênus. Urano é um gigante gasoso quatro vezes maior do que a Terra, com raio de 25.059 km (15.035 milhas). Se quisermos escapar da força da gravidade de Urano teremos de viajar a 21,2 km (12,7 milhas) por segundo. No momento em que ele está mais brilhante, Urano é apenas visível a olho nu, porém ele só foi identificado como um planeta no dia 13 de março de 1781 por Sir William Herschel. Urano está tão distante do Sol que recebe apenas 0,27% da luz que cai na Terra, e a temperatura no topo de sua atmosfera é de aproximadamente -212°C (-350°F). Visto de um telescópio, Urano parece uma pequena bola azul-esverdeada. Apenas 5 de suas 27 luas podem ser vistas da Terra.
Propriedades Físicas:
Urano orbita o Sol a uma distância média de 19,18 UA (2.869.600.000 km ou 1.783.000.000 milhas), que é o dobro da distância entre Saturno e o Sol. Sua órbita quase circular (excentricidade de 0,047) apresenta uma inclinação com relação à eclíptica de apenas 0,75 graus, e ele completa uma órbita a cada 84 anos.
Devido às alterações na distância da Terra, a luminosidade de Urano apresenta uma variação de até 26%, e seu brilho muda a medida que ele gira através de seu dia de 17,3 horas. A característica mais estranha de Urano é a grande inclinação de seu eixo de rotação (98°) fazendo com que ele se situe próximo a seu plano orbital. Isto faz com que os pólos de Urano tenham um verão e um inverno que duram 42 anos cada.
Em 1976, uma equipe liderada por James Janesik, fotografou Urano com o telescópio de 1,54 m da Universidade do Arizona em comprimentos de onda quase infravermelhos. Através da ampliação da resolução do telescópio até quase seu limite, eles viram nuvens de metano e amônia. Depois, em 1977, uma equipe chefiada por James Elliot testemunhou Urano eclipsar uma estrela brilhante. Eles viram que a estrela esmaeceu 5 vezes antes de encontrar Urano, o que os levou a pensar que isto resultava da presença de anéis escuros ao redor do planeta. Mais tarde, foi constatada a existência de 11 anéis. Quando a nave Voyager 2 visitou Urano em 1986, ela fotografou os anéis do planeta, revelando que eles eram compostos por substâncias semelhantes ao carvão com um dos albedos mais baixos do Sistema Solar.
Quando a Voyager 2 mostrou a existência de um campo magnético em Urano, os cientistas o utilizaram para calcular o período de rotação estimado em 17,3 horas. Atualmente os cientistas acreditam que Urano possua um núcleo rochoso circundado por um mar composto de água, metano e amônia. Embora se acredite que este mar possua uma temperatura de milhares de graus Celsius ele não borbulha devido à grande pressão existente sobre ele. Acredita-se que ele seja o causador do campo magnético de Urano.

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