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| esta é a linha de emissão que observamos na banda rádio e que é produzida pelo hidrogênio atômico neutro e frio. Ela é usada para mapear a estrutura da Via Láctea e de outras galáxias uma vez que esta radiação é capaz de passar facilmente através da poeira interestelar. |
| é a radiação produzida por um objeto que é um absorvedor perfeito de calor. Absorvedores perfeitos também devem ser radiadores perfeitos. Para um corpo negro a uma temperatura T, a intensidade da radiação emitida I em uma energia particular E é dada pela lei de Planck: I(E,T) = 2E3[h2c2(eE/kT - 1)]-1 onde h é a constante de Planck, k é a constante de Boltzmann, e c é a velocidade da luz. |
| esta radiação, descoberta existir em todo o espaço em 1965, é a radiação formada pelas microondas que permeiam o Universo. Este fundo de radiação está, na maior parte, no intervalo de frequencia de 3 x 108 a 3 x 1011 Hz. Esta radiação explica a temperatura de 2,7 K que é medida no espaço. Acredita-se que ela seja, provavelmente, a radiação remanescente do próprio Big Bang. Ao ocorrer o Big Bang, e o consequente processo de expansão do Universo, a radiação liberada pela "grande explosão" passou a ter o seu comprimento de onda deslocado para o vermelho (redshift), um processo conhecido com o nome de redshift cosmológico. |
| é a energia eletromagnética se propagando em sua forma ondulatória |
| é a radiação emitida por partículas energéticas por razões diferentes da fonte ter uma alta temperatura. O espectro da radiação não-térmica é diferente daquele previsto pela lei de Planck da radiação de um corpo negro. |
| é o ponto no céu a partir do qual uma chuva de meteoros parece estar vindo. Por exemplo, a chuva de meteoros Geminids parece vir da constelação de Gemini, embora isto não seja verdade. Ela não tem qualquer relação com as estrelas desta constelação. |
| é uma forma de radiação eletromagnética que tem a mais baixa de todas as freqüencia e, consequentemente, o mais longo dos comprimentos de onda. A radiação rádio é formada por ondas eletromagnética com comprimentos de onda que variam entre alguns milímetros e aproximadamente 20 metros. A radiação rádio é, comumente, chamada de ondas de rádio. Ela é produzida por partículas carregadas que se movem para a frente e para trás ou seja, que estão em movimento oscilatório. As ondas de rádio não são bloqueadas por nuvens na atmosfera da Terra. Dizemos então que a atmosfera da Terra é transparente à radiação na região rádio, ou seja, é transparente às ondas de rádio. |
| é a parte da Astronomia que envolve a exploração do espaço examinando as ondas de rádio provenientes do espaço exterior. O pioneiro da radioastronomia foi Karl Gothe Jansky que, em 1932, foi o primeiro a detectar ondas rádio provenientes de uma fonte cósmica situada na região central da nossa Galáxia. |
| usualmente chamamos de radio-galáxia aquela galáxia que emite, a partir de sua região central, enormes quantidades de energia na faixa rádio. Todas as galáxias emitem radiação na região espectral rádio, mas as rádio-galáxias se caracterizam pelo excesso de emissão nesta faixa. A emissão rádio das rádio-galáxias é, realmente, muito grande podendo ser milhões de vezes maior do que a emissão rádio de uma galáxia típica. Além disso, as rádio-galáxias possuem forte emissão rádio proveniente de regiões que se estendem por vários milhões de anos-luz a partir do seu núcleo galáctico. Isto quer dizer que podemos detectar emissão rádio em regiões que estão situadas muito além da sua imagem no visível. A maioria das rádio-galáxias são galáxias elípticas. |
 é um equipamento capaz de coletar as ondas rádio provenientes do espaço. Existem vários tipos de radiotelescópios, os mais tradicionais tendo uma área de recepção na forma de um prato, feito de metal. Um exemplo de radiotelescópio moderno é o Very Large Array (VLA), localizado em Socorro, New Mexico, Estados Unidos e administrado pelo NRAO. |
| é o raio r do horizonte de eventos para um buraco negro de Schwarzschild de massa m. Ele é dado, em unidades geometrizadas, por r = 2 m Em unidades convencionais ele é dado por r = 2 G m/c2
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| núcleos atomicos e partículas, em geral eletricamente carregados, que são observados incidirem na atmosfera da Terra com energias extraordinariamente altas. Em geral estas energias variam de 100 milhões de eV a 104 TeV. Os núcleos atômicos incidentes são, principalmente, prótons e as partículas são, geralmente elétrons. Parte desta radiação vem do Sol, espaço interestelar e espaço intergaláctico. Quando um raio cósmico colide com nossa atmosfera um chuveiro de partículas secundárias é criado na atmosfera superior. Este chuveiro aéreo dispara uma cascata de reações e interações de partículas que se propagam até a superfície. |
| tipo de radiação eletromagnética que possui o comprimento de onda mais curto e, consequentemente, a mais alta freqüencia em todo o espectro eletromagnético. Isto também implica que os raios gama possuem a mais alta energia entre todas as formas de radiação eletromagnética. Usualmente chamamos de raios gama qualquer fóton que tem energia maior do que, aproximadamente, 100 keV. Os raios gama são muito penetrantes. Na Astrofísica os raios gama fazem parte do domínio da chamada Astrofísica de Altas Energias. |
 é uma região (ou banda) do espectro eletromagnético que está localizada entre a região do ultravioleta e a região de raios gama tendo, portanto, comprimentos de onda mais curtos do que a luz ultravioleta e mais longos do que os raios gama. Isto nos mostra que a radiação X tem um comprimento de onda extremamente curto. Se o comprimento de onda é curto, a freqüência é alta o que significa que os fótons de raios X tem uma energia muito alta. Deste modo, os fótons de raios X são mais energéticos do que os fótons no ultravioleta mas menos energéticos do que aqueles da banda de raios gama. A radiação X é uma radiação eletromagnética muito penetrante. Ela é capaz de atravessar o tecido da pele humana mas é parada pelos ossos densos. Esta propriedade torna os raios X muito valiosos para a medicina. Os raios X não são percebidos pelo olho humano. Dizemos que esta radiação é "azul" demais para que nós, humanos, possamos ve-la. No entanto, para a Astrofísica os raios X são muito importantes pois vários fenomenos que ocorrem no Universo emitem radiação nestes comprimentos de onda. Dependendo de sua energia, os raios X são classificados como raios X "soft" e raios X "hard". |
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 The Royal Astronomical Society foi fundada no ano de 1820 e em 1831 tornou-se uma instituição ligada ao governo britanico ao receber a outorga do "Royal Charter". Os objetivos desta sociedade são "o encorajamento e a promoção da astronomia e da geofísica". Suas principais funções são publicar os resultados de pesquisas astronomias e geofísicas, manter uma biblioteca tão completa quanto possível nestes assuntos e organizar encontros científicos, em Londres ou em qualquer outra parte, nos quais as questões astronomicas e geofísicas possam ser discutidas. A RAS realiza anualmente um encontro científico, o NAM (National Astronomy Meeting) e publica tres importantíssimas revistas científicasMonthy Notices of the Royal Astronomical Society Astronomy & Geophysics Geophysical Journal International |
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| os processos de reações nucleares, que ocorrem nas regiões mais internas das estrelas, são os responsáveis pela sua estabilidade, luminosidade e evolução. Estes são processos de fusão termonuclear, ativados pela contração gravitacional do gás que a constitui. A energia liberada por este processo estabiliza a contração e mantém a estabilidade da estrela durante grandes períodos de sua vida. O primeiro processo é sempre a queima dos elementos mais leves, começando pelo hidrogenio que compõe a nuvem estelar original ou seja, aquela nuvem de gás e poeira que, ao contrair, deu origem à estrela. Após o hidrogênio segue-se a queima de outros elementos, tais como o hélio. No entanto, os possíveis processos nucleares que ocorrem no interior de uma estrela dependem de sua massa. Assim, estrelas com massa maior do que 8 massas solares terão processos nucleares de queima de elementos pesados, tais como carbono, neônio, oxigênio, silício, etc. A "queima" de cada um destes elementos leva um determinado intervalo de tempo, chamado de tempo de reação nuclear, que é cada vez menor à medida que vamos para os elementos mais pesados. |
 é um pedaço de vidro especial que, colocado dentro dos espectrógrafos em substituição ao prisma, serve para separar a luz emitida pelos corpos celestes em suas componentes espectrais. Sobre este pequeno pedaço de vidro são marcadas milhares de linhas separadas entre sí por uma distância muitíssimo pequena. Algumas das grades de difração mais finas chegam a possuir mais de 10000 linhas por centímetro. O espaçamento entre estas linhas deve ser muito regular. Os melhores resultados são obtidos se os sulcos feitos no vidro são chanfrados, ou seja, cortados formando um ângulo com a superfície. |
 uma região de gás quente que circunda uma ou mais estrelas jovens e que é, na sua maior parte, ionizada. A luz bastante energética proveniente destas estrelas jovens ioniza o gás existente na região. Como consequencia disto, esta região, tipicamente, apresenta uma cor vermelha à medida que brilha, emitindo fótons quando os elétrons se recombinam com os prótons dos átomos de hidrogênio.
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 Réia (SV) é um dos 18 satélites de Saturno e foi descoberto, em 1672, por G. D. Cassini (Itália). Ele tem um diametro de, aproximadamente, 1530 km e está em órbita a cerca de 527040 km de Saturno, com um período orbital de 108,5 horas. Réia se caracteriza por ter uma cor branca com alguns riscos e reflete muito a luz incidente sobre ele devido ao fato de ter uma superfície congelada. |
| é a quantidade de pequenos detalhes visíveis em uma imagem. Baixa resolução mostra apenas aspectos grandes. Alta resolução mostra vários pequenos detalhes. Na Astronomia, resolução é a habilidade que um telescópio tem em diferenciar entre dois objetos no céu que estão separados por uma pequena distância angular. Quanto mais próximos estão dois objetos, embora ainda permitindo que o telescópio os veja como dois objetos distintos, maior é a resolução deste telescópio. A resolução de um sistema óptico pode ser medida e o seu valor recebe o nome de poder de resolução. Na astronomia falamos sempre so poder de resolução de um telescópio. |
| é o mesmo conceito que aplicamos à resolução espacial exceto que, agora, ele se aplica à freqüencia. A resolução espectral é a habilidade de um telescópio de diferenciar dois sinais luminosos que diferem em freqüencia por uma pequena quantidade. Quanto mais próximos os dois sinais estão em freqüencia, embora ainda permitindo que o telescópio os separe como duas componentes distintas, mais alta é a resolução espectral deste telescópio. |
| é um estado no qual um objeto que está em órbita fica sujeito a perturbações gravitacionais periódicas criadas por outro corpo. Na ressonancia temos uma relação na qual o período orbital de um corpo está relacionado com o período orbital de um outro corpo por uma fração inteira simples, tal como 1/2, 2/3, 3/5, etc. |
 quando uma estrela de grande massa atinge os estágios finais de sua evolução e explode ou seja se transforma em uma supernova, suas camadas mais externas são ejetadas violentamente no espaço sob a forma de uma nuvem gasosa radioativa. Esta nuvem em expansão, visível por muito tempo mesmo depois que a explosão inicial desapareceu de nossas vistas, é chamada de restos de supernova.
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 localizado em Edinburgh, na Escócia, o Royal Observatory abrange o UK-Astronomy Technology Center, do PPARC (Particle Physics and Astronomy Research Center), e também o Institute for Astronomy, da University of Edinburgh. Um dos importantes projetos gerenciados pelo ROE (entre muitos outros) é o SSS-SuperCOSMOS Sky Surveys. |
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 satélite de Urano descoberto em 1986 pela sonda espacial Voyager 2 |
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 este satélite, um observatório de raios X, foi proposto pelo Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE), tendo sido desenhado, construído e operado pela Alemanha. Levando a bordo também algum equipamento científico projetado pelos ingleses, o ROSAT foi lançado pela NASA, em 1 de junho de 1990 e terminou a sua missão quase 9 anos depois, em 12 de fevereiro de 1999. De agosto de 1990 a fevereiro de 1991, o ROSAT realizou o primeiro levantamento de todo o céu em raios X "soft" com um telescópio de imagem. Ele transportava um telescópio ainda maior do que o utilizado pelo satélite Einstein. A sua missão aumentou o número de fontes de raios X conhecidas para mais de 60000 e se tornou importante no estudo do gás quente presente na atmosfera superior das estrelas. |
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 o objetivo do satélite Rosetta é um encontro com o cometa 46 P/Wirtanen . Ele deverá ser lançado em 12 de janeiro de 2003 e a sua jornada até este cometa levará 8 anos. Rosetta deverá estudar o núcleo do cometa 46 P/Wirtanen, assim como o seu meio ambiente, em detalhes por um período de aproximadamente dois anos. Durante o seu trajeto até o cometa, Rosetta passará próximo a dois asteróides, Otawara e Siwa, o primeiro a 11 de julho de 2006 e o segundo a 24 de julho de 2008. O encontro entre Rosetta e 46 P/Wirtanen deverá ocorrer em 29 de novembro de 2011. Um módulo será destacado de Rosetta e descerá sobre o cometa para realizar medições científicas. |
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| a rotação diferencial em uma galáxia é o processo pelo qual as estrelas que estão mais próximas ao centro do disco da galáxia completam, em um dado intervalo de tempo, uma fração maior de suas órbitas do que as estrelas que estão mais afastadas deste centro. Deste modo as partes adjacentes do disco galáctico não permanecem sempre próximas uma à outra. |
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| Academia de Ciências da Rússia | ||
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 lançado pela NASA em 30 de dezembro de 1995 este satélite, que não transporta espelhos para focalização de raios X, foi desenhado com o objetivo de estudar a variação no tempo da emissão proveniente de fontes de raios X. Sua missão era observar buracos negros, estrelas de neutrons, pulsares de raios X e o fenômeno de emissões súbitas de raios X. Para realizar estas pesquisas o RXTE necessita ter a habilidade de observar variações no brilho da radiação X que ocorrem em meros milésimos de segundo ou então registrar estas variações durante vários anos. |
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 este conjunto de antenas de radio-telescópio está sob a direção do Mullard Radio Astronomy Observatory (MRAO). Este poderoso radio-telescópio é formado por 8 antenas, cada uma delas sendo uma antena Cassegrain de 13 metros, equatorialmente montadas. Das 8 antenas, 4 estão montadas em um conjunto de trilhos com 1,2 km de comprimento. As outras 4 são colocadas fixas em intervalos de 1,2 km. As linhas de base entre as antenas podem variar entre 18 m e 4,8 km. |
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