Aberração
Desvio angular aparente da posição de um corpo celeste na direção do movimento do observador, causado pela composição da velocidade do observador e da velocidade da luz. A aberração faz com que um astro pareça estar em uma direção diferente da real. Defeito da imagem formada por um sistema óptico. As aberrações podem ser causadas pela não convergência dos raios luminosos (aberração esférica, astigmatismo, coma), pela deformação geométrica da imagem (curvatura de campo, distorção) e pela dispersão produzida pelo vidro das lentes (aberração cromática).
 

Abertura
Diâmetro das lentes ou dos espelhos dos telescópios. A abertura é a característica principal de um telescópio astronômico, determinando quanta luz um telescópio pode reunir. Sempre devemos classificar os telescópios por sua abertura e não pela sua magnitude. Nunca compre um telescópio cuja ênfase, no anúncio, é dada ao seu poder de ampliação: a abertura e a qualidade são muito mais importantes.

 
Absorção interestelar
Absorção da luz por minúsculas partículas de poeira. Estas partículas de poeira, com tamanho aproximado de 0,00001 cm, estão espalhadas por todo espaço, mas concentram-se principalmente nos espirais da Via Láctea. Como estas partículas absorvem mais luz vermelha do que azul, a quantidade de luz vermelha num corpo celeste visto da Terra pode ser utilizada para calcular sua distância. Quanto mais distante estiver a fonte de luz, mais luz avermelhada aparecerá. Este fenômeno é conhecido como avermelhamento interestelar.

Afélio
Para um corpo em órbita elíptica (em forma de elipse) em torno do Sol, é o ponto da órbita onde um astro tem o maior afastamento do Sol. Oposto de periélio.

Aglomerado
Agrupamento de algumas dezenas até milhares de astros ligados entre si pela gravitação.

Aglomerado Aberto
Aglomerado sideral sem forma definida, cuja quantidade de estrelas varia de poucas até alguns milhares numa região localizada, geralmente, a muitos anos-luz de distância. Os aglomerados abertos são formados por estrelas jovens, quentes, de brilho intenso, que se deslocam separadamente. Elas estão situadas no disco da galáxia (por isto algumas vezes são chamados de aglomerados galácticos) que se situa nos braços espirais. Exemplos de aglomerados abertos: as Plêiades (M45), a Colméia (M44) e a Caixa de Jóias.

 
Aglomerado Galáctico
Grupo de galáxias que é unido pela gravidade. A maior parte das galáxias encontra-se em aglomerados e é mais provável que se encontre uma galáxia próxima a outra do que numa parte isolada do céu.
Os aglomerados galácticos podem ser compactos, com largura aproximada de 50.000 anos-luz, contendo de 10 a 50 galáxias de tipos diferentes. O Grupo Local, ao qual pertence a Via Láctea, é um exemplo destes aglomerados. Outros aglomerados compactos podem ser formados principalmente por galáxias elípticas Alguns membros dos aglomerados se aproximam tanto que um retira material do outro. A isto dá-se o nome de “Colisão de Galáxias e acontece atualmente entre a Via Láctea e diversas pequenas galáxias vizinhas (com a Via Láctea engolindo suas vizinhas).
Outros aglomerados são do tipo difuso, com largura entre 10 e 50 milhões de anos-luz, contendo por volta de 1.000 galáxias de vários tipos. Como as galáxias, os aglomerados também se agrupam. Grupos de aproximadamente 7 aglomerados formam superaglomerados cujos tamanhos podem atingir 200 milhões de anos-luz. Até o momento não se sabe com certeza se os superaglomerados se formaram primeiro partindo-se depois em aglomerados e galáxias, ou se as galáxias foram as primeiras a se formarem unindo-se depois para formar os aglomerados e os superaglomerados.

 
Aglomerado Globular
Os aglomerados globulares são formações esféricas densas contendo milhões de estrelas antigas (População II). Com um tamanho aproximado de 100 anos-luz, eles envolvem o núcleo galáctico. Eles se formaram a quase 13 bilhões de anos. Estes aglomerados contém anãs vermelhas, que possuem poucos elementos pesados, pois foram formadas antes dos elementos serem gerados nas explosões das supernovas. Harlow Shapley utilizou as Variáveis RR Lyrae dos aglomerados globulares para determinar sua localização e definir a estrutura de nossa galáxia.
Poucos aglomerados globulares brilhantes, como Omega de Centauro e M13, aparecem como formas estranhas a olho nu. Se vivêssemos num planeta situado num aglomerado globular não existiria noite. As estrelas nestes aglomerados são tantas que seu brilho equivale ao de 20 luas cheias.
Enquanto os aglomerados globulares circundam o núcleo de uma galáxia, os braços espirais contém aglomerados abertos. Os aglomerados abertos são associações livres de estrelas jovens que se formam de uma mesma nebulosa. Os astrônomos encontraram quase 1.000 aglomerados abertos e estimam que existam 18.000 deles na Via Láctea. Ao contrário do que acontece nos aglomerados globulares, nos aglomerados abertos as estrelas se movimentam separadamente. Muitos destes aglomerados possuem gigantes azuis que morrem antes da formação de estrelas menores amarelas e vermelhas. Os astrônomos localizam a seqüência sideral principal de maior massa de um aglomerado aberto e a utilizam para calcular a idade do aglomerado. As Plêiades, por exemplo, tem apenas alguns milhões de anos porque existem estrelas azuis brilhantes iluminando este aglomerado. O tamanho dos aglomerados abertos equivale a 10 anos- luz e eles são compostos por um número de estrelas que varia entre 100 até milhares, como no caso do “aglomerado duplo” na constelação de Perseu, que pode ser visto com o auxílio de um pequeno telescópio. A Colméia (M44) na constelação de Câncer, e o Aglomerado do Pato Selvagem (Mli) na constelação de Escudo são dois outros exemplos de aglomerados brilhantes.

 
Albedo
Razão entre o fluxo luminoso refletido por um corpo e o fluxo luminoso que ele recebe. Um espelho perfeito reflete toda a luz que recebe, então o seu albedo é 1. Um absorvente perfeito impede que qualquer luz escape, então o seu albedo é 0. A Terra reflete cerca de 4O% da luz que recebe do Sol, então o seu albedo é 0,4.

 
Alfa do Centauro
Sistema sideral mais próximo ao Sol. Situada a apenas 4,3 anos-luz, Alfa do Centauro é um sistema sideral triplo composto por uma anã vermelha e duas estrelas muito semelhantes ao Sol. As três estrelas de Alfa do Centauro, em conjunto, apresentam magnitude aparente de -0,27.

 
Algol
Famosa estrela cintilante localizada a 80 anos-luz na constelação de Perseu. Também chamada Beta de Perseu e Estrela do Demônio, Algol representa a cabeça decapitada de Medusa, que foi morta por Perseu. O brilho de Algol varia durante um ciclo de 2,87 dias devido à presença de uma estrela companheira que orbita em frente a estrela principal eclipsando sua luz. Algol foi classificada como uma estrela binária eclipsante pelo astrônomo inglês John Goodricke, em 1782. Mais tarde os astrônomos descobriram que, na verdade, Algol é um sistema sideral triplo.

Alongamento
1. Ângulo, visto da Terra, formado pelo Sol e um planeta (ou a Lua).
2. Angulo formado entre um planeta inferior e o horizonte ao amanhecer e ao anoitecer.

Altazimute
Montagem que permite movimentar um telescópio para cima e para baixo (altitude) e para a esquerda e direita (azimute). Este tipo de montagem é muito utilizada nos telescópios caseiros do tipo Dobsonianos.

Altitude
Distância de um objeto em relação ao horizonte. A altitude é medida em graus perpendiculares ao horizonte.

Anã Branca
Estrela agonizante. Seu diâmetro equivale a 1/100 do raio do Sol (aproximadamente o tamanho da Terra), sua luminosidade a 1/10.000 a do Sol, e. sua massa é menor do que o limite de Chandrasekhar (1,4 vezes a do Sol). A densidade das anãs brancas é 1.000.000 de vezes superior à da água.
Embora geralmente sejam brancas, estas estrelas podem ser de qualquer cor, sendo que esta depende da temperatura de sua superfície. As anãs brancas mais quentes, que foram as primeiras a serem descobertas, são de cor branca. O estágio de anã branca é o antepenúltimo no processo de morte de uma estrela cuja massa final (após o colapso de suas camadas externas) é inferior a 1,4 vezes a do Sol. Após estas estrelas terem fundido todo seu hidrogênio elas entram em colapso. Quando, em função do colapso, elas atingem uma temperatura suficiente para reiniciar a fusão, esta se inicia com um salto e elas transformam-se em gigantes vermelhas. As gigantes vermelhas perdem a maior parte de sua massa no vento solar transformando-se em nebulosas planetárias e continuam a perder massa. Os núcleos resfriados destas nebulosas são as anãs brancas. Estas estrelas agonizantes não conseguem mais produzir energia a partir da fusão, e sua luz advém da fuga de gás quente de seu interior. Quando esta fonte de calor se esgotar elas perderão seu brilho e se transformarão em anãs pretas. Como elas não estão mais efetuando a fusão, não existe mais energia capaz de contra-atacar os efeitos da força gravitacional, e elas entram em colapso. Em conseqüência, sua matéria está degenerada, o que significa que os elétrons escaparam de seus átomos e se uniram. A força que evita que as anãs brancas tornem-se estrelas de neutros ou buracos negros é chamada de degeneração, e é provocada pela resistência mútua dos elétrons.
Os cálculos efetuados para determinar que dimensão as anãs brancas devem ter para permanecerem estáveis demonstram que quanto mais massa uma anã branca tiver, menor ela será. A anã branca mais famosa é Sirius B, companheira da estrela Sirius.

Anã Vermelha
Menor estrela da seqüência principal e provavelmente o tipo mais comum de estrela. Os astrônomos acreditam que 8O% de todas as estrelas sejam anãs vermelhas. As anãs vermelhas possuem a superfície fria (de acordo com os padrões siderais) e, como fundem seu combustível nuclear vagarosamente, elas brilham durante 50 bilhões de anos. Devido a seu pequeno tamanho e baixa temperatura (2.000 a 3.000 K), sua luminosidade corresponde a apenas S% a O,O1% da do Sol. Em conseqüência os astrônomos só conseguem ver as anãs vermelhas que estão a até 100 anos-luz de distância.

 
Andrômeda, Galáxia de
Objeto celeste mais distante que pode ser visto a olho nu. A Galáxia de Andrômeda, também chamada de M31, é uma galáxia espiral similar à Via Láctea. Ela aparece como um mancha ovulada de luz na constelação de Andrômeda. As observações desta galáxia revelam que ela se situa a aproximadamente 2,1 milhões de anos-luz da Terra e contém 300 bilhões de estrelas. Imagens desta galáxia mostram que nela há faixas claras e escuras, aglomerados e supernovas. A Galáxia de Andrômeda possui diversas galáxias satélites similares às Nuvens de Magalhães. A Galáxia de Andrômeda, a Via Láctea, e outras galáxias menores pertencem a um aglomerado chamado Grupo Local.

 
Angström
Unidade de comprimento equivalente à centésima milionésima parte do centímetro. O nome angstrom foi dado em homenagem a Anders Jonas Angstrom (1814 - 1874) que estudou o espectro das ondas de energia (luz visível, raios ultravioletas, etc.) do Sol. Os angstroms são geralmente usados para expressar o comprimento onda da luz, sendo que a luz visível classifica-se entre 4000 e 7000 angstroms.

 Ângulo de Posição
Ângulo formado por duas estrelas binárias em relação ao norte. O ângulo é uma medida em sentido horário da posição das estrelas mais esmaecidas em relação às mais brilhantes, que pode chegar a 3600.

 
Ano
Tempo que a Terra leva para orbitar o Sol. O ano que nós usamos é o tropical que se baseia no tempo entre dois equinócios de primavera e dura 365,2422 dias. O ano sideral, que é calculado pela posição da Terra em relação a outras estrelas exceto o Sol, é um pouco mais longo devido a precessão e dura 365,3564 dias. O ano anomalístico, que é o período entre um dos periélios da Terra até o próximo, e que é afetado pela força gravitacional dos outros planetas, dura 365,2596 dias.

Ano Luz
Medida astronômica que corresponde à distância que a luz percorre em um ano. Equivale a distância de 9.500.000.000.000 (9,5 trilhões) de quilômetros.

 
Ano Sideral
Tempo que a Terra leva para orbitar o Sol em relação às estrelas de fundo. O ano sideral equivale a 365,26 dias solares ou 366,26 dias siderais.

 
Antena
Dispositivo destinado a captar ou emitir radiações eletromagnéticas. Coletor de ondas.

 
Apastron
Ponto na órbita das estrelas duplas onde elas estão mais separadas.

Ápice Solar
Ponto no céu em direção ao qual o Sol se movimenta (similar ao movimento próprio das outras estrelas). William Herschel tentou calcular em que direção o Sol se movimentava, em relação às outras estrelas, determinando sua velocidade radial e seu movimento próprio. Ele acreditava que o Sol seguia em direção à Hércules, porém atualmente os astrônomos acham que o Sol vai em direção à Lira, a uma velocidade de 20 km (12 milhas) por segundo. Em oposição ao Ápice Solar está o Anti-Ápice Solar, ponto do qual o Sol se afasta.

Apogeu
O ponto mais afastado da Terra na órbita da Lua ou de um satélite artificial ao redor da Terra.

 
Apsides
Ponto em que um satélite está mais próximo ou mais distante do corpo celeste que orbita. Em relação aos planetas, o periélio e o afélio são os apsides. Numa estrela dupla, o periastro e o apoastro são os apsides.

Anel
Lua de Urano descoberta em 1851 pelo astrônomo amador inglês William Lasseli. Anel completa uma órbita a cada 2,5 dias a uma distância de 192.000 km (119.000 milhas) e está a aproximadamente 1.500 km (900 milhas) de distância. Supõe-se que Anel seja composta por água congelada misturada com metano congelado.
 
Ascensão reta
Uma das duas coordenadas equatoriais. É o ângulo de um astro no sentido leste-oeste, medido a partir do ponto gama, no sentido direto. Exprime-se em horas e frações hexadecimais. Equivale à longitude na esfera celeste.

 
Asterismo
Grupo especial de estrelas que são parte de uma constelação. São estrelas reconhecidas por formarem figuras no céu. O Cruzeiro do Sul ( Crux) é um asterismo e existem muitas outras estrelas na constelação que não fazem parte do desenho característico da cruz.

 
Asteróide
Pequenos corpos celestes rochosos e sem atmosfera geralmente encontrados numa região entre Marte e Júpiter chamada de Cinturão de Asteróides. Os asteróides que estão neste cinturão podem ser planetas que não chegaram a se formar, devido a guerra gravitacional entre Júpiter e o Sol. Alguns asteróides apresentam órbitas quase circulares, enquanto outros descrevem órbitas elípticas que os fazem atravessar as órbitas de diversos planetas. O tamanho destes pequenos corpos celestes varia entre o de Ceres, 940km (600 milhas) de diâmetro, e o de uma pedra (1 a 2 metros). Ocasionalmente, os asteróides colidem entre si liberando partículas de poeira que caem na Terra como meteoros.
Descoberta:
Em 1772, o astrônomo alemão Johann Bode previu a existência de um planeta entre Marte e Júpiter. O Barão Franz Xavier von Zach decidiu encontrar este planeta, e, para tanto, formou um grupo de astrônomos, carinhosamente chamado de “Polícia Celeste”, que iniciou a busca. Contudo, não foi um membro deste grupo que localizou o primeiro asteróide e sim Giuseppi Piazzi, em 1801. Porém o grupo de astrônomos não desistiu da busca e o astrônomo alemão Wilhelm Olbers identificou o asteróide PalIas, em 1802, e Vesta, em 1807. Karl Ludwig Harding encontrou Juno, em 1804. O número de asteróides conhecidos aumentou rapidamente: 100 até 1869, 200 até 1979. Em 1891, quando Max Wolf começou a utilizar fotografias para localizar asteróides, já haviam sido identificados 300. Com o auxílio de modernos computadores, os astrônomos conseguem visualizar atualmente mais de 2.500 asteróides. A massa total de todos os asteróides equivale a 0,0004 vezes a da Terra
Grupos:
Os asteróides podem ser agrupados de acordo com sua posição no sistema solar. A maior parte deles faz parte de um dos seguintes grupos: Cinturão Principal, Apoio e Amor, Troianos.
O grupo Cinturão Principal engloba quase 95% de todos os asteróides. Eles estão situados entre 2 e 4 U.A. (1 U.A. = distância entre a Terra e o Sol), entre as órbitas de Júpiter e Marte. Espaços chamados de lacunas de Kirkwood dividem a região entre o Sol e Júpiter em frações. Os asteróides foram retirados dali devido a repetidas perturbações com Júpiter.
O segundo grupo é chamado de Apoio e Amor. Os asteróides deste grupo apresentam uma órbita mais elíptica que os deslocam do centro do Cinturão Principal até o âmago do sistema solar. Alguns apresentam órbitas bastante inclinadas que cruzam o caminho da Terra. No último grupo, Troianos, os asteróides orbitam a mesma distância de Júpiter.
Natureza dos Asteróides:
A maior parte dos asteróides aparece apenas como um ponto de luz. Sua luminosidade se altera em até 1,5 magnitudes, provavelmente devido à sua rotação. A maioria apresenta forma irregular, com albedos entre 7% e 18%. Os astrônomos acreditam que os asteróides sejam corpos celestes sólidos e frios, com superfície rochosa e núcleo formado por ferro e níquel. Estas ilhas espaciais apresentam cicatrizes provocadas por milhares de impactos.
Origem dos Asteróides:
No final do ano de 1800, William Olbers sugeriu que os asteróides eram formados por material que não havia conseguido formar um planeta devido a força gravitacional de Júpiter. Atualmente, os astrônomos acreditam que não existiria massa suficiente para formar um planeta, mas apenas poeira capaz de formar entre 15 e 30 pequenos corpos celestes. As colisões entre eles teriam fragmentado estes corpos formando o que conhecemos hoje.

 
Astrofísica
Ciência que utiliza as leis conhecidas da física a fim de estudar os céus. Os astrofísicos calculam como os corpos celestes reagem em circunstâncias extremas. Por exemplo, eles teorizaram sobre como uma Estrela suporta seu próprio peso através da fusão e como a energia é irradiada pelo gás que vai em direção a um buraco negro. Estes fenômenos são visualizados pelos astrônomos através de fotografias e espectrografias.

Astrofotografia
Uso de placas, filmes ou equipamentos eletrônicos para coletar luz dos corpos celestes. A astrofotografia é a espinha dorsal da moderna astronomia, abrindo novas janelas para o universo.
História:
A primeira vez em que a fotografia foi utilizada em astronomia foi por volta de 1840 quando John W. Draper tirou uma foto da Lua. O filme usado naquela época era muito lento, com período de exposição de diversos minutos. A primeira foto de uma estrela, Vega, foi feita com uma exposição de 100 segundos, em 1850 por W.C. Bond no Observatório da Universidade de Harvard. Em 1858, Warren de La Rue inventou o espectro heliógrafo, com o qual começou a tirar fotos diárias do sol. Desde então, os filmes usados atualmente tornaram-se 50.000 vezes mais sensíveis.
Aplicações:
Como as fotografias acumulam luz, elas podem revelar corpos celestes de baixa luminosidade e mais detalhes do que o olho humano. As fotos mostram pequenas mudanças que não são notadas nas observações visuais tais como a paralaxe e o movimento sideral. O brilho sideral é comparado através da utilização de placas fotográficas, assim como os movimentos dos planetas, dos asteróides e dos cometas. As espectrografias das estrelas tem que ser feitas de tempos em tempos já que elas são muito esmaecidas para serem estudadas visualmente.
Avanços Recentes:
Durante os anos 80 foram inventados e utilizados pela primeira vez na astronomia os CCD (Dispositivos de Carga Acoplados). Hoje em dia, os CCD substituíram as fotografias tradicionais na maior parte dos principais observatórios. Os CCDs utilizam a mesma tecnologia das câmeras de vídeo pessoais. Um chip colocado em seu foco coleta luz num conjunto de sensores que são como pequenos baldes. Eles enviam sinais a um computador que processa os dados e mostra a imagem. Os astrônomos utilizam os computadores para melhorar e trabalhar as imagens, revelando detalhes 100 vezes mais esmaecidos do que as placas tradicionais.
Quando as câmeras CCD foram lançadas no mercado elas eram extremamente caras. Porém o aumento da demanda fez com que os preços caíssem. Atualmente, os CCDs estão tornando-se cada vez mais populares entre os astrônomos amadores, devido à sua praticidade e qualidade: ao invés de tirar uma foto com exposição de 45 minutos e depois levar muitas horas para revelá-la, os amadores utilizam os CCDs para obter a mesma imagem com um minuto de exposição e vê-la instantaneamente no computador. A tecnologia do CCD revolucionou a moderna astronomia.

Astrometria
Astrometria é o mapeamento das posições dos corpos celestes no céu. Para os navegantes e os estudiosos as cartas celestes são de suma importância. Os astrônomos que trabalham em locais como o Observatório Naval dos E.U.A. e o Observatório Real de Greenwich passam muito tempo mapeando as posições dos corpos celestes.

Astronomia
Estudo do espaço além da atmosfera da Terra. Antes do século vinte este termo significava o mapeamento dos céus.
História:
A astronomia é provavelmente a ciência mais antiga. Na pré-história, as pessoas olhavam o céu noturno e inventavam estórias a partir das figuras que viam nas estrelas. Os registros escritos mais antigos das observações astronômicas datam de 4.000 anos atrás quando as antigas civilizações utilizavam as estrelas para marcar as festas anuais. Os egípcios, por exemplo, esperavam a estrela Sirius aparecer, pois quando isto acontecia significava que a época do transbordamento do rio Nilo estava próxima.
Os babilônios descobriram que a Lua repetia suas fases a cada 8 e 19 anos, e esta informação serviu de base para os gregos. O famoso filósofo grego Aristóteles escreveu que a Terra estava localizada no centro de um universo perfeito, uma idéia que foi aceita durante 2.000 anos. Ele acreditava que as estrelas eram esferas de cristal penduradas num globo transparente que girava em volta da Terra. Por isto, teve muitas dificuldades em explicar o que eram os planetas.
Como os planetas pareciam mudar de posição com relação às estrelas, os gregos achavam que eles giravam em volta da Terra. Se isto fosse verdade, os planetas se movimentariam no céu sempre da mesma maneira, e, geralmente o fazem. Porém, algumas vezes eles parecem ir para trás: movimento retrógrado. Para explicar este fenômeno, Ptolomeu criou os epiciclos, onde os planetas giram numa direção em volta da Terra, porém se movimentam na direção oposta num pequeno percurso. Imagine que está num carrossel e que existe um peso pendurado por um cordão sobre sua cabeça. Se alguém observar o peso do centro do carrossel, imaginará ver o peso mover-se junto com a plataforma, mas também dar alguns saltos para trás.
Após a queda do Império Romano, os antigos árabes preservaram e adicionaram ao conhecimento grego. Como resultado, há ainda hoje muitas estrelas com nomes árabes. Por volta de 1500, começaram a aumentar os problemas com relação ao modelo geocêntrico. Os astrônomos tinham de adicionar um sem número de epiciclos para explicar os movimentos por eles observados. Para resolver o assunto, um monge e astrônomo polaco chamado Nicolau Copérnico optou por colocar o Sol no centro do universo, e considerar a Terra como um planeta que girava ao seu redor. Apesar desta ser uma hipótese somente um pouco mais acurada, era muito mais simples do que as centenas de epiciclos utilizados no modelo geocêntrico. Copérnico publicou seu modelo heliocêntrico de universo no livro “De Revolutionibus Orbium Coelestium” apenas um ano antes de morrer. Nos 50 anos que se seguiram, este modelo tornou-se muito aceito até ser banido pela Igreja Católica.
Com o intuito de acabar com a discussão, um astrônomo dinamarquês chamado Tycho Brahe construiu um observatório, em forma de castelo, chamado Uraniborg numa pequena ilha ao norte de Copenhague. Durante 20 anos ele efetuou as observações mais detalhadas da história, antes do aparecimento dos telescópios.
Ao final da vida, conheceu Johannes Kepler, um matemático, que analisou os dados por ele coletados. A partir destes dados, Kepler formulou suas leis sobre o movimento planetário, mostrando que os planetas descreviam órbitas elípticas e não circulares. Isto explica porque o modelo heliocêntrico de Copérnico não era perfeito.
Quase na mesma época em que Kepler desenvolveu suas leis, Galileu Galilei testava o recém inventado telescópio. Ele descobriu que o mundo estava vivo. Existiam crateras e montanhas na Lua, Vênus apresentava fases, luas circundavam Júpiter e havia imperfeições na superfície do sol. Olhando a Via Láctea, descobriu milhares de estrelas, cujo fraco brilho, não permitia que fossem vistas a olho nu.
Galileu ridicularizou a teoria do universo geocêntrico em seu livro “O Mensageiro das Estrelas”. Isto enfureceu a Igreja Católica que baniu seus livros e o forçou a desmentir seus argumentos. Porém o mal já havia sido feito. Galileu inspirou outros cientistas a observarem e analisarem os céus. Isaac Newton nasceu no ano em que Galileu faleceu. Apesar de não se considerar um astrônomo, Newton fez mais pela astronomia do que a maioria dos observadores. Suas leis sobre o movimento e a gravidade, em conjunto com seu telescópio refletor, propiciaram os maiores avanços da astronomia.
Durante os anos de 1800, a ciência da espectroscopia (estudo do espectro de um corpo que emite radiações) surgiu a partir do trabalho de Fraunhofer e suas linhas de absorção. Os astrofísicos como Norman Lockyer e William Huggins estudaram os movimentos siderais utilizando espectrógrafos. Isto fez a astronomia entrar ao século 20.
Muitos dos avanços em nosso entendimento do universo foram ocasionados pelas melhorias nas técnicas de fotografia e na criação de grandes telescópios. Henrietta Leavitt descobriu a famosa taxa de massa versus luminosidade nas variáveis Cefeu. Utilizando estes dados, Edwin Hubble descobriu alterações vermelhas nas galáxias distantes, mostrando que o universo está em expansão. Atualmente os indivíduos tem sido substituídos por equipes de astrônomos que trabalham com equipamentos ultra modernos. As sondas espaciais, como a Voyager e a Magellan, revelaram imagens dos planetas com as quais Galileu havia sonhado. A astronomia avança a cada dia e continuará a modificar nossa visão do universo.

Astronomia dos Raios Gama
Estudo do espaço através do exame das radiações com comprimentos de onda inferiores a um angstrom. Como a atmosfera da Terra bloqueia os raios gama, eles só podem ser estudados por foguetes ou satélites. Em 1967, os satélites Vela detectaram emissões de raios gama. Sabe-se que estas emissões acontecem diariamente e que provêm de um corpo celeste de tamanho similar ao do Sol, porém eles vêm de diversas direções e sua origem é ainda desconhecida. Parecem existir diversas fontes de raios gamas espalhadas pelo Universo, pois foi encontrada radiação de fundo de raios gama.

 
Astronomia dos Raios X
Estudo do espaço utilizando radiações eletromagnéticas com comprimentos de onda entre 0,1 e 300 angstroms (raios X). A astronomia dos raios X começou no dia 18 de junho de 1962 com o lançamento do foguete de sondagem Aerobee. Esperava-se que este foguete encontrasse raios X gerados pelo Sol atingindo a superfície da Lua. Ao invés disto foram detectados intensos raios X vindos da direção da constelação de Escorpião, e fracos raios X que provinham de todas as direções. Nos anos 70 foram lançados muitos satélites equipados para detectar os raios X, dentre eles ANS-1, Anel V, Copernicus e Uhuru. Os raios X do Sol, que são gerados principalmente pelo gás quente da coroa solar, também foram estudados por diversos equipamentos, dentre eles o Observatório Solar Orbital.
Existem diversas fontes conhecidas de raios X:
1. Acredita-se que os buracos negros possam ser detectados com a utilização da astronomia dos raios X. Descobriu-se que a estrela Cygnus X1 é um sistema sideral duplo, e que a massa conhecida de uma de suas companheiras faz dela uma forte candidata a buraco negro. Os raios X emitidos por Cygnus X1 emanam quando há a queda de material no buraco negro espiralando num disco de acresção que alcança o horizonte de eventos.. Cygnus X1 pode ser um sistema sideral triplo. Se a grande quantidade de massa de sua companheira fosse dividida entre duas estrelas, nenhuma se tornaria um buraco negro.
2. A Nebulosa de Caranguejo, que foi criada em 1054 pela supernova AD, é uma grande emissora de raios X, que acredita-se sejam produzidos pela interação dos velozes elétrons do pulsar localizado ao centro e pelo campo magnético.
3. Fontes extragalácticas de raios X, tais como as Nuvens de Magalhães, os quasares, as galáxias Seyfert e a área entre as galáxias localizadas no centro de aglomerados galácticos.
Scorpius X-1: Sco X-1, foi a primeira fonte de raios X identificada. Ela mostra fortes emissões ultravioletas que às vezes atingem intensidades incríveis. As emissões regulares de raios X por Sco X-1 produzem uma luminosidade 100.000 vezes superior à do Sol. Devido à quantidade de energia que ela gera e erupções ultravioletas, acredita-se que Sco X-1 seja um sistema de estrelas duplas, sendo um dos membros uma estrela de nêutrons. As emissões parecem serem provocadas pelo material das estrelas que cai sobre a estrela de nêutrons. A medida que este material vai em direção à estrela de nêutrons, ele rodopia formando um disco de acresção. Quando ele gira e cai, sua temperatura aumenta atingindo milhões de graus Kelvin, e emite raios X e outros comprimentos de onda.
4. As binárias de raios X são sistemas de estrelas duplas nos quais a estrela mais densa só pode ser detectada através de suas emissões de raios X.

Astronomia Infravermelha
Estudo do espaço utilizando radiações com comprimentos de onda que variam de 7.800 angstroms (luz vermelha) até 1 milímetro (microonda). A parte infravermelha do espectro é composta em sua maior parte por comprimentos de onda que nós percebemos como quentes. O corpos celestes cuja radiação é composta basicamente por ondas infravermelhas não são tão quentes quanto o Sol, cuja radiação é formada principalmente por ondas de comprimento visíveis. Como o vapor d’água da atmosfera absorve a maior parte das radiações infravermelhas, os estudos deste tipo de radiação são mais precisos quando os instrumentos são levados para além da atmosfera terrestre. Em 1983, os Países Baixos, o Reino Unido e os Estados Unidos lançaram o Satélite Astronômico Infravermelho (IRAS), que descobriu, dentre outras coisas, nuvens de resíduos ao redor das estrelas Vega e Formalhault. O satélite IRAS é tão sensível que pode detectar o calor do bulbo de uma lâmpada situado a uma distância equivalente à de Plutão.

 
Astronomia Ultravioleta
Estudo dos corpos celestes do universo que irradiam, basicamente, energia ultravioleta, que se situa entre a luz visível e os raios X, e cujo comprimento de onda varia entre 3.00 e 3000 angstroms (1 angstrom = Centésima milionésima parte de um metro). Estas investigações revelam uma atividade violenta já que um objeto celeste precisa ser aquecido acima de 50.000 graus para irradiar basicamente raios ultravioleta. Utilizando a astronomia ultravioleta é possível compreender alguns dos processos dinâmicos nas vidas e na evolução das estrelas e das galáxias, assim como identificar quais os elementos presentes no espaço interestelar e examinar a atmosfera das estrelas e dos planetas. Apenas os satélites espaciais podem observar as fontes de raios ultravioleta porque a maior parte deles não penetra na atmosfera terrestre.

Átomo
Bloco de matéria, O átomo é formado por três partes principais: prótons e nêutrons,que formam o núcleo, e elétrons que circundam o núcleo, O átomo possui uma quantidade igual de elétrons e prótons e é classificado de acordo com o número de prótons que há em seu núcleo.

AU
Antiga sigla em inglês para unidade astronômica (de “astronomical unit”). A sigla atualmente adotada é A.

 
Aurora
Lençóis fluorescentes de luz vistos próximos aos Pólos Norte e Sul. Chamada de Aurora Boreal no norte e Aurora Austral no sul., são compostas por luzes que variam entre o vermelho e o verde, e podem ir e vir em segundos ou permanecer por diversos minutos.
Os cientistas lançaram muitos foguetes e satélites com o intuito de estudar as luzes do norte. Eles acreditam que estas luzes são provenientes de erupções solares que vão em direção à Terra. A medida que as partículas caem na atmosfera elas fazem brilhar as moléculas de oxigênio e nitrogênio
Estas erupções luminosas acontecem num ciclo de onze anos de violenta atividade. Recentemente, os cientistas descobriram que as auroras dos hemisférios norte e sul estão ligadas pelo campo magnético da Terra.

Austral
Relativo ou pertencente ao sul.

Azimute
É a direção horizontal medida em graus, no sentido horário em relação ao Norte, para uma estrela ou algum ponto terrestre.

 

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B

Baricentro
Centro de gravidade da massa de dois planetas que orbitam um ao outro. O termo baricentro geralmente é aplicado ao sistema Terra-Lua.

  
Big Bang
Explicação mais plausível para a criação do Universo. Esta teoria, desenvolvida por Friedmann e Lemaitre no anos 20 e adaptada por Gamow nos anos 40, diz que o Universo foi criado a 15 bilhões de anos atrás quando a bola de fogo original contendo todo o espaço, tempo e matéria começou a se expandir. Antes disto, tudo (espaço, tempo e matéria) existia num espaço tão pequeno quanto o ponto ao final desta sentença. Já que as leis da física conhecidas hoje não existiam antes do Big Bang, é impossível determinar que forma a matéria tomou. A medida que o universo se expandiu, ele não se transformou em algo conhecido, pois nada existia. E melhor não imaginarmos esta expansão de fora para dentro e sim de dentro para fora. Num certo sentido o universo criou o espaço no qual se expandiu. Esta teoria, é baseada na hipótese do Universo ser homogêneo (ou igual em toda parte) e nas teorias da gravidade de Einstein estarem corretas; ela é também referendada pela presença de radiação cósmica de fundo. Antes do Big Bang o Universo era insuportavelmente quente. A medida que ele começou a se expandir iniciou-se um processo de resfriamento. Atualmente a temperatura do Universo, medida pelo Explorador Cósmico de Fundo é de 2,276K.

Binária Eclipsante
Sistema de estrelas duplas no qual, visto da Terra, uma estrela passa em frente à outra. Durante a órbita o fluxo de luz deste sistema sideral varia de maneira uniforme. O eclipse primário acontece quando a estrela de brilho menos intenso passa em frente da mais brilhante, fazendo com que a luminosidade seja drasticamente reduzida. O eclipse secundário ocorre quando a estrela mais brilhante passa em frente da outra, reduzindo pouco a luminosidade. O tamanho destas estrelas pode ser determinado calculando-se quanto tempo uma estrela leva para passar em frente à outra. A estrela Algol, descoberta por Goodricke em 1782, foi a primeira a ser classificada como uma binária eclipsante.

Binárias Espectroscópicas
Estrela dupla cuja órbita é tão próxima à da companheira que não podem ser vistas em separado, mesmo com o auxílio de um telescópio. Quando uma das estrelas aproxima-se de nós, a outra se afasta, e, isto faz com que um dos espectros fique azulado enquanto o outro se avermelha. Em 1889, E.C. Pickering descobriu a primeira estrela binária espectroscópica: Mizar.
Quando duas estrelas possuem brilho quase igual elas são chamadas de binárias de linha dupla. Os astrônomos podem fotografar seus diferentes espectros e calcular a massa de cada estrela. Se o brilho de uma das estrelas é mais intenso do que o da outra ela é chamada de binária espectroscópica de linha única. Os astrônomos só podem determinar a massa destas estrelas.
Os astrônomos utilizam as binárias espectroscópicas para localizar companheiras invisíveis. Se uma estrela luminosa orbita uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, seu espectro se alterará revelando a massa de sua companheira invisível.

Bólido
Meteoro luminoso em forma de bola magnitude é no mínimo -4. Alguns destes meteoros são tão brilhantes que sua magnitude atinge -25. Algumas vezes, um meteorito se desintegra à medida que cai através da atmosfera e, freqüentemente, com uma explosão sônica, produz um bólido (um meteoro explosivo).

Boreal
Relativo ou pertencente ao norte.

 

Brilho da Terra
Iluminação sutil da parte escura da lua crescente pela reflexão da luz do Sol na Terra. E a nossa própria luz refletida de volta pela superfície da Lua.

 
Buraco Negro
Corpo celeste compacto com incrível densidade comprimido em um espaço relativamente pequeno. Isto é chamado de singularidade. Qualquer coisa que se aproxime do horizonte de eventos (onde a velocidade de fuga supera a da luz) é engolida pela gravidade extremamente forte do buraco negro. Uma vez dentro do buraco negro, não há como escapar. Os buracos negros podem se formar de diversas maneiras. Por exemplo, eles podem ser o núcleo que sobrou de uma supernova cuja massa era três vezes superior à do Sol.
Quando uma estrela não mais consegue fundir os átomos para produzir a energia necessária para manter suas camadas externas, estas camadas caem sobre o núcleo. Quando a massa final de uma estrela é três vezes superior à massa solar, o peso de suas camadas externas é tão grande que nenhuma força consegue sustentá-las. Então, estas camadas vão se partindo e caindo sobre o núcleo, formando um buraco negro.
Como nada pode escapar de um buraco negro, é impossível detectá-los diretamente. Eles são descobertos a partir da análise do efeito de sua gravidade nas estrelas próximas. Por exemplo, acredita-se que o sistema de raios X Cygnus X1 possua um buraco negro, pois uma das estrelas deste sistema possui uma massa tão volumosa que só pode ser uma estrela de nêutron ou um buraco negro. Também foram detectadas emissões de raios X a partir deste sistema, que se devem, provavelmente, a existência de um buraco negro que está engolindo pedaços de sua companheira, os quais emitem a energia na forma de raios x à medida que entram em forma de espiral e a alta velocidade no buraco negro. A matéria que vai entrando em forma de espiral no buraco negro é denominada “disco de acresção”. Em maio de 1994 foi anunciado que o Telescópio Espacial Hubble havia encontrado evidências conclusivas das existência de um buraco negro no centro da galáxia M87, localizada a 50 milhões de anos- luz. Este buraco negro, cuja massa é estimada em dois bilhões de vezes a do sol, foi detectado através da presença de uma nuvem de gás espiralando ao seu redor a uma velocidade de 1,2 milhas por hora, com temperatura de 18.0000 E. Tanto a temperatura, quanto a velocidade do gás convenceram os astrônomos de que ele está sendo engolido por um buraco negro. Os astrônomos também acreditam na existência de buracos negros similares no centro de outras galáxias, inclusive na Via Láctea.
O astrofísico Stephen Hawking considerou a possibilidade da existência de um outro tipo de buraco negro, com massa similar a de um asteróide, que teria sido formado bilhões de anos atrás a partir do calor gerado pelo Big Bang. Estes mmi buracos negros poderiam criar prótons, anti-prótons e partículas sub-atômicas. Contudo, eles desapareceriam ocasionalmente: durante a criação de elétrons e anti-elétrons (que destruiriam uns aos outros), eles perderiam sua energia e “evaporariam”.

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C

Cadeia Próton-Próton
Fusão nuclear que produz hélio a partir do hidrogênio. São necessários quatro núcleos de hidrogênio, que também são prótons, para fundir um átomo de hélio. O Sol transforma quase 600 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio, através deste processo, a cada segundo. Sete por cento, ou aproximadamente 4 milhões de toneladas, deste material é convertido em energia.

Calendário
Sistema utilizado para medir a duração de um ano e depois dividi-lo em unidades menores, tais como meses, semanas e dias. O calendário mais utilizado atualmente é o Gregoriano, criado em 1582, contendo 365,2422 dias.
Os primeiros calendários baseavam-se provavelmente nas fases da Lua. Usando-se este método, ficou determinado que o mês era composto por 29,53 dias. Existiam doze meses lunares num ano lunar, portanto, o ano lunar possuía 354,36 dias, 11 dias a menos do que a Terra realmente leva para circundar o Sol. Essa diferença de das fez com que o calendário entrasse em descompasso com o ano solar e agrícola. Júlio César percebeu este fato e, juntamente com o astrônomo Sosigenes, criou um novo calendário chamado Juliano. Nele no quarto ano acontecia o acréscimo de um dia.
Contudo, com esse calendário, para cada 358 adições deveriam existir 3 alterações a mais. Este erro, que poderia ser considerado pequeno, faria com que o calendário Juliano tivesse 10 dias a menos em 1545. O papa Gregário XIII solicitou então um novo calendário que lhe foi enviado por Chritopher Clavis. Neste calendário, chamado de Gregoriano, só poderiam ocorrer anos bissextos nos anos divisíveis por quatro

Calisto
Segunda maior lua de Júpiter (4.900 km; 3.100 milhas). Esta lua, descoberta por Galileu, é a mais escura e menos densa, tem a superfície cheia de crateras, mostrando não ter sido alterada por atividade geológica desde a sua formação. Em Calisto existe uma cratera formada por um meteoro gigante, com extensão de 2.600 km (1.612 milhas), chamada ValhalIa.

 
Câncer, Trópico de
Ponto mais distante ao norte do Equador onde a luz do Sol pode incidir perpendicularmente. O Sol fica sobre esta latitude (23,50) durante o solstício de verão.

Capricórnio, Trópico de
Latitude mais distante ao sul (-23,5°) onde o Sol pode incidir perpendicularmente. Este fato ocorre no solstício de inverno.

Cassini, Divisão de
Lacuna elíptica com extensão de 2.700 km (770 milhas) entre os anéis A e B de Saturno detectada por Giovanni Cassini. Embora este espaço não esteja totalmente vazio, suas partículas são removidas pelo efeito gravitacional da lua Mimas de Saturno.

Centro da Massa
Localização imaginária no total da massa que forma um objeto. Esta localização é utilizada para calcular a atração gravitacional de um objeto.

Ceres
Com diâmetro de 913 km (567 milhas), Ceres, o maior asteróide conhecido, possui um terço da massa de todos os asteróides. Localizado a 257.120.000 milhas do Sol, sua órbita é de 1.682 dias. Ceres, cuja magnitude é 6,9 e não consegue ser visto a olho nu. Ele foi o primeiro asteróide a ser descoberto.

Chuva de Meteoros
Fenômeno que acontece quando uma quantidade de meteoros maior do que a usual irradia de um único ponto do céu. As chuvas de meteoros ocorrem quando a Terra passa por uma região de poeira no rastro de um cometa. A maior parte destas chuvas apresenta 50 meteoros por hora, mas em algumas ocasiões eles podem ser até 100 por minuto.

Ciclo Solar ou Ciclo das Manchas Solares
Período de onze anos no qual a atividade das manchas solares parece se repetir. Heinrich Schwabe descreveu o ritmo solar em 1843, como sendo um ciclo de 10 anos. Posteriormente, os cientistas descobriram que o ciclo dura 11 anos, mas que pode variar entre 7 e 17 anos.
F.G.W. Sporer notou que, próximo ao início do ciclo, os as machas solares emergem nas latitudes médias ao sul ou ao norte do equador solar. Depois, as machas se aproximam do equador, tornando-se mais numerosas durante 4,5 anos. Nos 6,5 anos seguintes, as manchas diminuem. Próximo ao fim do ciclo, podem ser vistas manchas antigas no equador, enquanto as novas se fundem.
A atividade das manchas solares pode afetar outras tempestades presentes na superfície solar. Violentas explosões como as erupções e as protuberâncias seguem um ciclo similar de 11 anos. Elas podem ser governadas pelo campo magnético do Sol, que muda de direção a cada ciclo de manchas solares e que possui um ritmo próprio de 22 anos. Durante o auge do ciclo surgem ventos solares e há ação na cromosfera e na coroa solar. Acredita-se que este ciclo de 11 anos tenha reflexos até no campo magnético e nas características meteorológicas da Terra, que também apresenta um ciclo similar.

Cintilação
Brilho cintilante de uma estrela provocado pelas correntes na atmosfera da Terra. Quando a luz das estrelas brilha através da atmosfera, este brilho é refratado pelas partículas da turbulenta atmosfera da Terra. Este fenômeno acontece no primeiros 8 km da atmosfera e provoca problemas de má visão, pois não permite que os astrônomos obtenham uma boa resolução de imagem. Para escapar da cintilação os astrônomos construíram observatórios no picos das montanhas, acima das camadas turbulentas da atmosfera. O melhor observatório do mundo é o Mauna Kea no Havaí, que está situado a 13.000 pés acima do nível do mar, e, portanto, acima da maior parte da atmosfera da Terra. Outra maneira de superar as cintilações é enviar foguetes para fora da atmosfera terrestre ou construir observatórios sobre a água.

Cinturão de Asteróides
Região entre as órbitas de Marte e Júpiter, a uma distância da ordem de 2,8 unidades astronômicas (UA) do Sol, onde há concentração de asteróides.

Cinturão de Kuiper
É uma região do sistema solar localizada além da órbita de Netuno, que contêm bilhões de corpos  gelados.

 
Coma ou cabeleira
1. Imperfeição num telescópio que distorce as estrelas mais distantes dando-lhes a aparência de um cometa ou de um objeto em forma de pêra.
2. Camada de gás que circunda o núcleo de um cometa.

 
Cometa
Pequeno corpo celeste na órbita do Sol. O que os diferencia dos asteróides é seu núcleo formado por materiais voláteis e sua órbita elíptica. Apesar de ser formado por gelo, o núcleo de um cometa, que é sua característica permanente, é muito frágil. A medida em que os cometas se aproximam do sol, a radiação deste último transforma parte do material volátil dos cometas numa cauda (a palavra cometa deriva de uma palavra grega que significa “cabeludo”). Esta cauda é puxada pelo vento solar. O comprimento médio da cauda é de 100 milhões de km (62 milhões de milhas), e o tamanho médio do núcleo é de 10 km (6,2 milhas). O albedo de um cometa (2% a 4%) é um dos mais baixos dentre todos os objetos do sistema solar.
Os nomes dos cometas são dados de acordo com o ano e a ordem em que foram descobertos (ex.: 1990a, 199DB, etc.). Mais tarde eles são novamente nomeados de acordo com a data em que atingiram o periélio (ex.: 19901, 199011, etc.).
Os cometas podem ser divididos em três categorias de acordo com a duração de sua órbita: curtos (menos de 20 anos), intermediários (entre 20 e 200 anos) e longos (mais de 200 anos). Neste sistema o cometa Halley seria classificado como intermediário.
Como as civilizações antigas acreditavam que os céu era perfeito e estável, o aparecimento de um cometa era considerado como um presságio de fome e morte. Só a partir dos anos de 1500, quando Tycho Brahe concluiu que os cometas faziam parte do sistema solar, foi que as pessoas passaram a acreditar que os cometas eram corpos celestes.
A teoria atual sobre os cometas, descrita em 1950 por Fred Whipple, é freqüentemente chamada de teoria da “bola de neve suja”. Esta teoria diz que os cometas são compostos basicamente por gelo contendo partículas de sujeira. A medida que o cometa se aproxima do sol, parte destas partículas é liberada formando a cauda. Em conseqüência disto, após o cometa percorrer a órbita do sol um determinado número de vezes, ele se decompõe.
Os cometas são gerados pela Nuvem Oort, uma nuvem com material situada entre 40.000 e 50.000 U.A.. A existência da Nuvem Oort foi descoberta por Jan Hendrick Oort e confirmada por Brian G. Marsden. Acredita-se que esta nuvem tenha sido formada a partir do disco de acresção que formou os planetas.

Comprimento de Onda
Distância entre os picos das ondas eletromagnéticas. Freqüentemente medido em angströms, o comprimento de onda é igual à velocidade da onda dividida por sua freqüência.

Condrita
Meteoritos rochosos que carregam consigo pequenos pedaços de pedra, chamados côndrulos. Quarenta e oito por cento de todos os meteoritos são condritas.

Conjunção
1. Dois planetas que parecem se aproximar um do outro a partir da perspectiva terrestre.
2. Um alinhamento no céu: a) Conjunção Inferior: quando um planeta fica em linha com a Terra e o Sol, de forma a ficar entre eles; e b) Conjunção Superior: quando um planeta fica em linha com a Terra e o Sol , de forma que o Sol fica entre a Terra e o planeta.

Constante Solar
Quantidade de calor que incide sobre uma superfície teórica perpendicular aos raios solares e fora da atmosfera terrestre. O astrofísico americano Charles Greeley Abbot (1872 - 1973) foi a primeira pessoa a calcular a constante solar. Quando a Terra está a uma distância média do Sol, o valor aceito é de 2 calorias por minuto por centímetro quadrado, o que equivale a 1,3 quilowatt por metro quadrado. A constante solar apresenta uma variação de 1 a 2% devido à atividade solar variável.

Constelação
Desenho formado por um grupo de estrelas no céu. Devido à tendência que as pessoas possuem de visualizar objetos familiares em formas aleatórias, a maior parte das civilizações ao olhar os céus criou suas próprias constelações. Porém poucas delas sobreviveram até os dias atuais. A maior parte das constelações conhecidas hoje em dia, incluindo as doze constelações zodiacais, são as listadas por Ptolomeu em 150 a.C.. As constelações zodiacais representam figuras da mitologia grega. Os nomes das constelações são em Latim, seguindo inclusive as declinações.

Coroa
Camada externa do sol formada por plasma. Embora seu tamanho varie de acordo com a atividade magnética do sol, geralmente sua espessura é de aproximadamente 13.000.000 Km (8.000.000 milhas) e sua temperatura 2.000.000°K. Apesar de ser extremamente quente, sua baixa densidade evita a emissão de calor em demasia, já que há poucas moléculas de gás para gerar energia. O brilho da coroa solar corresponde à metade da luminosidade da Lua e ela só torna-se visível durante os eclipses solares totais.

Cosmologia
Estudo do passado, presente e futuro do Universo. Os antigos cosmologista acreditavam que a Terra era o centro do universo, porém os modernos cosmologistas perceberam que a Terra é apenas um planeta comum orbitando uma estrela também comum. A capacidade dos cosmologistas estudarem o universo como um todo, quando na verdade só podem ver um pequeno pedaço do mesmo, baseia-se na teoria de que o universo é homogêneo, ou seja, todo igual. Dadas as características comuns da Terra e do Sol, não há porque discordar.
Quando os cosmologistas examinam o universo, notam que as galáxias mais distantes e mais remotas no tempo estão próximas umas das outras. Dando uma interpretação a esta proximidade, os cosmologistas crêem que
o Universo começou com o Big Bang, que fez com que tudo se expandisse. Prevendo o futuro, consideram quatro destinos possíveis para o universo:
1. O Grande Colapso: Existe massa suficiente no Universo para fazer com que a força gravitacional supere a força de expansão, destruindo assim o Universo.
2. O Grande Salto: Similar ao Grande Colapso, porém após a destruição do universo acontecerá um novo Big Bang. Os Grandes Colapsos e os Big Bangs se repetiriam para sempre.
3. A força gravitacional é igual à força de expansão. O Universo parará de expandir-se, porém não se destruirá. Ao invés disto, a expansão e o colapso estarão para sempre em equilíbrio.
4. A força gravitacional não conseguirá deter a expansão do Universo, e esta última continuará para sempre.

 
Cromosfera
Camada exterior do Sol, de cor vermelho-rosada, que só é visível durante os eclipses solares totais. Tão pálida que é ofuscada pelas demais, a cromosfera é composta por uma camada de gás, de aproximadamente 16.000 km (10.000 milhas) de espessura , cuja temperatura oscila entre 5.0000 K a mais de 10.0000 K. Sendo a cromosfera tão fina, quando comparada às outras camadas do Sol, parece que ela não gera muita luz. A cromosfera expele jatos de gás quente chamados espículas, que podem atingir 16.000 km (10.000 milhas) de altura. Graças a essas espículas, a cromosfera consegue enviar material para a coroa solar.

Culminação
1. Ponto mais alto alcançado por uma estrela. A culminação de um objeto celeste acontece quando ele cruza o meridiano.
2. Focar as partes de um telescópio para obter uma imagem clara.

 
Curvatura do Espaço
Ondulação no espaço provocada pela força gravitacional de um corpo celeste. Antigamente os cientistas avaliavam o espaço utilizando a teoria da geometria Euclidiana, onde a menor distância entre dois pontos é uma linha reta. Contudo, a superfície da Terra não é assim, como também não o é o espaço. Na Terra o caminho mais curto entre Nova York e a Inglaterra não é uma linha reta, mas sim uma curva que passa sobre a Irlanda.
De acordo com a teoria da relatividade de Einstein, o espaço pode ser tão alterado por corpos de grande massa que não pode ser avaliado pela teoria Euclidiana. Se o espaço fosse um grande trampolim, as massas, tais como a da Terra, do Sol e dos buracos negros, seriam as bolas de basquete. Se fossem colocadas no trampolim, elas formariam uma depressão em forma de curva e a menor distância entre dois pontos na curva seria uma curva e não uma linha reta. Conseqüentemente, embora o espaço não seja tão simples quanto uma estrutura Euclidiana, sua real natureza é ainda desconhecida.

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D

 
Data Juliana
Sistema de datas, iniciado por Scaliger em 1582, usado para assinalar os acontecimentos históricos e prever os eclipses. Cada dia começa ao meio- dia e não a meses ou anos: os dias são numerados em seqüência.

Declinação
Equivale a latitude na esfera celeste. Os graus ao norte do equador celestial são positivos, enquanto que ao sul são negativos.

Densidade
É a quantidade de massa por unidade de volume de um objeto ou região do espaço.

Dia
Período de rotação do planeta que pode ser medido tanto em relação às estrelas (dia sideral) quanto ao Sol (dia solar). Os dias solares e siderais não são iguais porque a localização do Sol entre as estrelas se altera durante a órbita do planeta. O dia sideral da Terra, medido em tempo solar, tem 23 horas, 56 minutos e 4 segundos. O dia de 24 horas da Terra (dia solar comum) é determinado pela medida de sua rotação, com relação ao Sol, num ponto médio na órbita da Terra.

Dia Sideral
Tempo que a Terra leva para completar uma rotação com relação a uma determinada estrela. Antigamente os astrônomos acreditavam que o dia sideral era constante, porém agora sabem que ele aumenta aproximadamente 0,003 segundos a cada ano porque a velocidade de rotação da Terra está diminuindo. O dia sideral médio tem 23 horas, 56 minutos e 4,1 segundos.

Dia Solar
Tempo que a Terra leva para completar uma rotação sobre seu eixo em relação ao Sol. O dia solar típico equivale a 1,0027 dias siderais. A diferença no tempo ocorre porque, à medida em que a Terra gira, ela percorre sua órbita ao redor do Sol, e ela precisa percorrer um grau a mais a cada dia para ficar com a mesma face voltada em direção ao Sol.

Dicotomia
O ponto em que a Lua, Mercúrio ou Vênus estão exatamente à meia fase.

 
Diferenciação
Divisão em camadas de um corpo gasoso de forma que suas partes mais densas fiquem no centro. Este processo pode ser visualizado colocando-se areia num copo d’água: após misturá-las a areia se concentrará no fundo.

Difração
Desvio da radiação eletromagnética (luz, ondas ultra-violetas, etc.) à medida que ela passa ao redor dos objetos. A radiação com ondas mais longas se curva mais. A difração cria discos de ar ou círculos de luz, com falsos anéis à sua volta, nos telescópios que não possuem boa resolução. A difração é um dos fatores que fazem com que as sombras não tenham contornos na ponta.

Dione
Satélite de Saturno descoberto em 1684 por Giovanni Cassini. Com diâmetro de 1.120 km (694 milhas) localiza-se a 377.400 km (233.990 milhas) do centro de Saturno. Durante sua órbita de 2 dias, 17 horas e 41 minutos, é sempre do mesmo lado de Dione que está voltado para Saturno.

Disco de Acresção
Disco de matéria espiralando ao redor de um objeto, tal como um buraco negro ou uma estrela de nêutron. Se este objeto compacto orbitar uma estrela gigante vermelha, sua gravidade poderá retirar gás das camadas externas desta estrela. Este gás ganha velocidade a medida que espirala para dentro e suas partículas se tocam atingindo temperaturas de milhões de graus e emitindo raios X.

 
Dispersão
Divisão da radiação em seus componentes de comprimento de onda através de refração. Um exemplo conhecido é a utilização de um prisma para formar um espectro a partir de luz branca ou um arco-íris quando a luz do sol passa através das gotas d’água na atmosfera.

Distância Angular
Medida, em graus, da distância aparente entre os corpos celestes no céu.

Distância Focal
Distância entre a lente ou o espelho de um telescópio e a imagem formada.

Diâmetro Angular
Medida, em graus, de quão grande um objeto aparece no céu. Uma coincidência interessante é que o Sol e a Lua apresentam o mesmo diâmetro angular (aproximadamente meio grau).

Dobsoniana, montagem
Montagem de telescópio que, normalmente é feita com telescópios newtonianos, apóia-se em uma estrutura em formato de caixa, que permitem a movimentação altazimutal. Esta montagem é muito apreciada pelos astrônomos amadores devido ao seu baixo custo e praticidade.

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E

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 50 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 50 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.

Eclipse Anular
O significado de anular em latim é “como um anel”. Os eclipses anulares acontecem quando a Lua, por se encontrar no ponto mais distante de sua órbita elíptica, está muito pequena para cobrir completamente o Sol durante um eclipse. Isto faz com que apareça um anel (“annulus”) de luz solar. 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 23,50 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 freqüência 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 freqüência mais alta. Quando se afasta, acontece o oposto, pois parece que as ondas de som se afastam.
O mesmo acontece com a luz que também viaja em ondas. 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 freqüência, 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 freqüências 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 um quantidade diferente de prótons em seu núcleo. E 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. 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 eqüidistante 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 ultra-violetas, 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-se quais os elementos que estão presentes no corpo celeste.

Empuxo Gravitacional
Utilização do puxão gravitacional de um planeta para acelerar uma nave espacial. Imagine estar parado e que outra pessoa está correndo em sua direção. A medida que esta pessoa se aproxima você segura seu braço e a gira. Quando você a soltar ela irá em outra direção. Na verdade, ela se afastará mais rapidamente do que chegou. 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 à 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 a 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. Freqüentemente 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, infra-vermelha, luz visível, ultra-violeta, raios X e gama.

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 Gustave Robert Kirchoff (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 e brilho na presença de radiação infravermelha. 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.
A mecânica quântica, criada por 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 pular entre estes níveis através da absorção de determinadas freqüências de luz. E como subir uma escada: nós começamos no primeiro degrau e consumimos energia para subir no próximo. Existem apenas os degraus 1 e 2, não havendo nenhum intermediário. O mesmo acontece com um elétron quando ele muda de órbita. Quando a freqüência de luz adequada passa por ele, o elétron a agarra e utiliza sua energia para mudar de órbita. Nas escadas podem-se escalar dois ou três degraus de uma só vez. Os elétrons fazem a mesma coisa. 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 agita. 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 num direção diferente a 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 freqüências 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 re-direcionam determinadas freqüências de luz. Quando os astrônomos visualizam a luz destas estrelas, ela cintila através das camadas externas. Os átomos do gás absorvem determinadas freqüências e as re-direcionam, 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 re-direcionada, 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 sempre 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 distancias. A luz do Sol leva aproximadamente 8,3 minutos para alcançar a Terra, porém a luz que emana das 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 -33O. 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 seqüência 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 super-gigantes azuis: Rigel, Spica e Vega. Contudo este tipo de estrela é muito raro: apenas uma em cada 10.000 estrelas é uma super-gigante 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 2O% 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 seqüência 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 graus K, 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 super-gigantes entram em colapso, movimentam-se através da seqüência principal, saem da seqüência a 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 graus K, quatro núcleos de hidrogênio se unem para forma hélio. Acima de 15 milhões de graus K, 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 graus K, o hélio se funde em carbono e oxigênio. As temperaturas mais elevadas fundem os elementos mais pesados: néon, magnésio e silício em ferro. Cada reação libera energia para anular com 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 seqüência 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 seqüência principal. Nos seus últimos anos de vida a estrela torna-se uma gigante vermelha.
Os núcleos das gigantes vermelhas queimam a 100 milhões de graus K. 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 ponte de engolir 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 seqüência 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, néon e assim por diante até chegar ao ferro. As estrelas gigantes possuem camadas que se assemelham às das cebolas com a parte interna fundindo 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 do 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 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 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 à sua volta. 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 à 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 à 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 freqüentemente 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 seu 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 seqüências 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 num supernova do Tipo 1.
Algumas estrelas, chamadas de estrelas duplas áticas, dão a ilusão de serem duplas, porém estão localizadas a anos-luz uma da outra.