Glossário de Astronomia

aglomerados estelares

São agrupamentos de estrelas mantidas unidas pela mútaa atração gravitacional. Em um aglomerado, todos os membros formaram-se da mesma nuvem de gás e portanto têm todos a mesma idade e a mesma composição química. As distâncias entre as estrelas do aglomerado em geral são muito pequenas comparadas com a distância do aglomerado à Terra, portanto podemos considerar que todas elas estão à mesma distância de nós. Existem dois tipos básicos de aglomerados: os aglomerados abertos e os aglomerados globulares.

aglomerado aberto

É um tipo de aglomerado estelar contendo de centenas a milhares de estrelas, as quais se encontram espalhadas em um volume de alguns anos-luz de diâmetro; são relativamente jovens, não têm forma bem definida e ocupam o disco da Galáxia e de outras galáxias. Algumas vezes são também chamados aglomerados galácticos, mas essa nomenclatura caiu em desuso.

aglomerados globulares

são maiores e mais compactos que os abertos, contendo centenas de milhares a milhões de estrelas e diâmetro em torno de 200 anos-luz. Têm forma aproximadamente esférica e ocupam uma região também esférica em torno do centro das galáxias. Na Via Láctea são conhecidos cerca de 160 desses aglomerados, que contém as estrelas mais velhas da Galáxia.

anã branca

Estrela quente, de baixa luminosidade, que está no seu estágio final de evolução . Ela esgotou sua fonte de energia nuclear e colapsou a um tamanho similar ao da Terra (diâmetro de 12 700 km) ou menor, contendo uma massa similar à do Sol (300 mil vêzes maior do que a massa da Terra). Portanto sua densidade média é entre 100 mil e 1 milhão de vêzes maior do que a densidade da Terra. Transformam-se em anãs brancas todas as estrelas que se formam como massa entre 0,08 e 10 massas solares (a grande maioria das estrelas). A massa máxima que uma anã branca pode ter é 1,4 massa solar.

Sírius A (estrela brilhante) e sua companheira anã branca Sírius B (na ponta da flecha)

anã marrom

Objeto com massa entre 13 e 70 vezes a massa de Júpiter, ou seja, maior do que a de um planeta, mas menor do que a de uma estrela, não podendo manter fusão termonuclear.

Imagens de uma Anã Marrom, tiradas pelo telescópio espacial Hubble. A anã marron é o pequeno ponto à direita do objeto maior, que é a estrela em torno da qual ela gira.

anã negra

Objeto teórico que seria o ponto final de evolução de uma estrela de baixa massa sem companheira, após ter passado a fase de anã branca e ter esfriado até atingir a temperatura média do Universo, não emitindo mais energia. Nenhuma anã negra existe até hoje em nosso Universo, pois o tempo necessário para uma estrela chegar a esse estágio, estimado em 10¹⁵ anos, ultrapassa em muito a idade atribuída o universo atual, de 13,7 × 10⁹ anos.

asterismo

Um conjunto de estrelas observável no céu e facilmente reconhecível, que normalmente é identificado por um nome, mas que não constitui uma das 88 costelações atuais oué apenas parte de uma constelação. Exemplos de asterismos bem conhecidos são as Três Marias, na constelação de Órion, e as Plêiades, na constelação do Touro.

asteroide

Pequeno corpo rochoso pertencente ao sistema solar. A maior parte dos asteróides estão concentrados entre as órbitas de Marte e Júpiter, formando o Cinturão de Asteróides. Os maiores asteroides têm diâmetros de aproximadamente 1000 km. Os menores têm tamanhos de partículas de poeira.

aurora

Fenômeno luminosos produzido pela colisão de partícular carregadas emitidas pelo Sol (ver vento solar) com os gases da alta atmosfera terrestre.

Big Bang

Modelo segundo o qual o Universo se originou a partir de um estado extremamente quente e extremamente denso, há aproximadamente 14 bilhões de anos, e que tem se expandido desde então. O nome Big Bang para o início da expansão foi proposto como ironia ao modelo por Fred Hoyle, em 1950, mas foi o nome que acabou ficando. Algumas evidências desse modelo são a a lei de Hubble, a radiação cósmica de fundo, e a a própria escuridão do céu noturno.

buraco negro

Região do espaço onde a gravidade é tão grande que nada, nem mesmo a luz, pode escapar. É um possível final de evolução de estrelas muito massivas.

Cefeidas

São estrelas muito luminosas que apresentam variabilidade no brilho com períodos de dezenas a centenas de dias. O período de variabiliade está bem relacionado com a luminosidade da estrela, de forma que medindo o período pode-se estimar sua luminosidade e, consequentemente, sua distância. Por isso, são consideradas "velas padrões" na astronomia, usadas para determinar distâncias de galáxias próximas.

classe espectral

Classificação de uma estrela de acordo com seu espectro. A principal característica da estrela evidenciada no espectro é a temperatura, por isso a classe espectral (ou tipo espectral) de uma estrela estabelece sua temperatura. Atualmente as estrelas estão classificadas em ordem decrescente de temperatura como O, B, A, F, G, K, M. As estrelas O são azuis e tem temperaturas de20000 K, as estrelas M são vermelhas e têm temperaturas de aproximadamente 3000 K. Cada espectro abaixo tem, à esquerda, a temperatura evidenciada e, à direita, o tipo espectral correspondente.

Constante de Hubble (H₀)

constante de proporcionalidade na relação entre as velocidade de afastamento das galáxias, medidas pelos seus redshifts, e as suas distâncias. É expressada em unidades de (km/s)/Mpc. A constante de Hubble é uma medida da taxa de expansção do universo, e o seu inverso é a idade que o universo teria se tivesse se expandido com taxa constante desde o Big Bang.

diagrama H-R

É um gráfico da luminosidade de estrelas em função de sua temperatura. O diagrama pode ter diferente formas, servindo tanto para apresentar resultados teóricos como dados observacionais de grupos de estrelas. No eixo vertical, em vez da luminosidade (sempre em escala logaritmica), pode ser representada a magnitude absoluta. No eixo horizontal, em que a temperatura diminui para a direita, pode ser usada a classe espectral ou o índice de cor das estrelas.
Quando as propriedades de um grupo de estrelas são graficadas em um diagrama HR, geralmente a grande maioria delas ocupará uma faixa estreita indo do canto superior esquerdo (altas temperaturas, altas luminosidades) até o canto inferior direito (baixas temperaturas e baixas luminosidades). Essa região do diagrama é chamada sequência principal. O fator que determina onde uma estrela se localiza na seqüência principal é a sua massa: estrelas mais massivas são mais quentes e mais luminosas. Algums estrelas se concentram acima da seqüência principal, na região superior direita (estrelas frias e luminosas). Essa é a região das estrelas chamadas gigantes. Bem no topo do diagrama existem algumas estrelas ainda mais luminosas: são chamadas supergigantes. Finalmente, algumas estrelas se concentram no canto inferior esquerdo (estrelas quentes e pouco luminosas): são chamadas anãs brancas. As estrelas ocupam uma ou outra localização no diagrama HR (relação entre a sua temperatura e a sua luminosidade) dependendo do estágio evolutivo em que se encontra.
O diagrama tem as iniciais de seus descobridores: Hertzprung e Russel.

energia escura

equante

Artifício geométrico utilizado por Ptolomeu para explicar o movimento dos planetas. Basicamente, é um ponto interno á órbita do planeta visto do qual o planeta tem velocidade angular uniforme.

equilíbrio hidrostático

Equilíbrio entre as forças de pressão interna, que fazem um fluido se expandir, e o peso das camadas externas, que faz o fluido se contrair.

Fonte: hipertextos OEI

espectro

Arranjo de cores ou comprimentos de onda resultantes da dispersão da luz ao passar por um prisma ou rede de difração. O exemplo mais comum de espectro é o arco-íris, formado quando a luz do Sol, ao atravessar gotas de chuva, é dispersada em suas cores componentes. Existem 3 tipos principais de espectros: o espectro contínuo, que apresenta uma transição suave de uma cor para a seguinte, sem apresentar faixas escuras ou mais brilhantes; o espectro de emissão ou espectro de linhas brilhantes, em que apenas certas faixas estreitas e coloridas estão presentes sobre um fundo negro; e o espectro de absorção, que apresenta um espectro contínuo sobre o qual se superpõem linhas escuras.

espectrógrafo

instrumento para registrar um espectro.

espectrômetro

espectroscópio dotado de uma escala, que permite observar observar um espectro e medir os comprimentos de onda das linhas que nele aparecem.

espectroscópio

Instrumento para observar um espectro visualmente. Algumas vezes o termo é usado como sinônimo de espectrômetro .

estrela

Estrelas são imensas esferas de gás, constituídas basicamente de hidrogênio e hélio, que brilham porque produzem energia através de reações nucleares. Essas reações acontecem na região central da estrela, e consistem na fusão do hidrogênio em hélioe posteriormente em elementos mais pesados. A massa mínima necessária para formar uma estrela é 0,08 massas solares (1 massa solar = 1,98 x 10³⁰ kg), aproximadamente 70 vezes a massa de Júpiter; abaixo dessa massa, o corpo não atinge temperatura central suficientemente alta para fazer a fusão do hidrogênio em hélio, e será uma anã marrom ou um planeta . As estrelas mais massivas conhecidas têm massas de até 140 massas solares.
A massa da estrela determina sua temperatura e sua luminosidade durante a maior parte da sua vida, quando está na sequência principal.

estrela de nêutrons

Estágio final de evolução de estrelas muito massivas. Quando cessa a produção de energia nuclear, a estrela explode como supernova e o que resta é uma bola de nêutrons, cuja densidade se aproxima da densidade de um núcleo atômico e cujo diâmetro é da ordem de 20 km.

evolução estelar

evolução.

estrela Wolf-Rayet

Etapa evolutiva de estrelas de massa muito alta, em que a estrela apresenta forte perda de massa a um um envoltório de gás e poeira.

fluorescência

Processo pelo qual a radiação de alta energia é absorvida por um átomo e reemitida como radiação de mais baixa eneriga. É o processo responsável pela radiação emitida pelas nebulosas de emissão, nas quais os átomos de hidrogênio absorvem fótons ultravioleta providos por estrelas massivas, e o re-emitem como luz visível.

fusão termonuclear

Processo pelo qual dois ou mais núcleos atômicos leves se fundem para formar um núcleo mais pesado. Esse processo requer temperaturas elevadíssimas, da ordem de dezenas a centenas de milhões de graus, de forma que só ocorre, na natureza, no interior das estrelas e em explosões de supernovas. A reação mais comum que acontece no interior das estrelas é a fusão de 4 núcleos de hidrogênio (quatro prótons) em um núcleo de hélio (partícula alfa), por um processo ilustrado na figura abaixo.

Mais sobre fusão termonuclear em: astro.if.ufrgs.br/estrelas/node10.htm.

galáxia

Um grande conjunto de estrelas, gás e poeira, que se mantém unidos por atração gravitacional mútua. As galáxias variam muito em tamanho, massa e morfologia. As menores galáxias são elípticas anãs, contendo de 100 mil a a 1 milhão de estrelas. As maiores galáxias são elípticas gigantes, contendo em torno de 1 trilhão de estrelas. Outros tipos de galáxias são as espirais, e as irregulares. A galáxia da qual o sistema solar faz parte, chamada Via Láctea ou Galáxia (com letra maiúscula),é uma espiral, e tem cerca de 10 bilhões de estrelas.

Galáxia

É a galáxia da qual o sistema solar faz parte: a Via Láctea.

GRB

Sigla em inglês para "explosão de raios-gama (Gamma-Ray Burst)". São explosões intensas e de curta duração (em torno de 10s em geral) envolvendo grande emissão de raios gama, o tipo de fóton mais energético. A origem dessas explosões não é bem conhecida, mas acredita-se que estejam associadas à morte de estrelas muito massivas (hipernovas) em galáxias distantes.

gigante vermelha

Estrela expandida, que fica muito grande e com baixa temperatura superficial, o que lhe dá a cor avermelhada. Estrelas gigantes vermelhas já "queimaram" todo o hidrogênio nuclear e agora tiram energiam fundindo o hélio em carbono.

glóbulos de Bok

Regiões pequenas e escuras, com emissão no infravermelho, que aparecem em nebulosas brilhantes e que se acredita serem condensações de gás e poeira iniciando o processo de formação estelar.

Glóbulos de Bok absorvendo luz no centro da nebulosa de emissão e região de formação estelar NGC 281. Imagem obtida com a Advanced Camera for Surveys do Telescópio Espacial Hubble em outubro de 2005. A nebulosa está localizada a 9500 anos-luz de nós, na direção da constelação da Cassiopéia.

Grande Atrator

Um ponto no céu, localizada na constelação de Centauro, em cuja direção um grande número de galáxias parece se mover. É provável que esse ponto represente o centro do Superaglomerado Local de galáxias.

Grande Parede (Grande Muralha)

Uma grande concentração de galáxias, situadas a uma distância de aproximadamente 20 milhões de anos-luz de nós, que se extende por aproximadamente 300 milhões de anos-luz em comprimento.

Grupo Local

Pequeno aglomerado de galáxias do qual a nossa faz parte. O Grupo Local tem cerca de 50 membros incluindo a Via Láctea e Andrômeda, que são as galáxias mais luminosas. Tem aproximadamente 10 milhões de anos-luz de diâmetro e massa de 5x10¹² M_sol.

Diagrama do Grupo Local

índice de cor

Diferença entre a magnitude de uma estrela medida em uma banda espectral e outra

Lei de Hubble

Uma relação, descoberta pelo astrônomo norte-americano Edwin Hubble, em 1929, segundo a qual a velocidade de recessão das galáxias é diretamente proporcional à sua distância até nós.

Matematicamente a lei de Hubble é expressa como v = H₀ d , onde v é a velocidade de recessão das galáxias (medida pelo redshift observado em seus espectros), d é a distância e H₀ é a constante de Hubble , que representa a taxa de expansão atual do universo.

limite de Chandrasekhar

A maior massa que, teoricamente, uma anã branca pode ter, valendo 1,4 massas solares.

Matéria submetida a pressões extremas, como em estrelas anãs brancas e estrelas de nêutrons. Nessa situação, a pressão não é originada pelo movimento das partículas devido à temperatura, mas sim pelo movimento das partículas devido a efeitos quânticos. Essa pressão é chamada pressão de degenerescência

meteoroide

Meteoroides são pequenos corpos que viajam pelo espaço interplanetário, sendo menores do que os asteroides. Muitos meteoroides se originam da quebra de asteroides ou de cometas . Eventualmente caem na Terra, formando os meteoros.

meteoros

são meteoroides que se chocam com a Terra. Ao penetrar na atmosfera terrestre geram calor por atrito, deixando um rastro brilhante facilmente visivel a olho nu. Popularmente sã chamados estrelas cadentes.

nebulosa planetária

Fase pela qual passam estrelas do tipo do Sol, quando, após a fase de gigante vermelha, ejetam seu envelope externo, que se espalha por uma região do tamanho do sistema solar. A estrela central posteriormente se transforma em uma anã branca. O termo nebulosa planetária foi dado porque alguns desses objetos se parecem com o planeta Urano, quando olhadas através de um telescópio pequeno.

A nebulosa planetária NGC3132.

nebulosa solar

Grande nuvem de material interestelar que deu origem ao sistema solar, de acordo com a teoria de formação proposta por Kant e Laplace, no século XVIII. A versão moderna da teoria nebular, desenvolvida por Weizäcker nos anos 1940. propõe que uma grande nuvem rotante de gás interestelar colapsou para dar origem ao Sol e aos planetas. Uma vez que a contração iniciou, a força gravitacional da nuvem atuando em si mesma acelerou o colapso. À medida que a nuvem colapsava, a rotação da nuvem aumentava por conservação do momentum angular e, com o passar do tempo, a massa de gás rotante assumiria uma forma discoidal, com uma concentração central que deu origem ao Sol. Os planetas teriam se formado a partir do material no disco.

nova

Estrela que subitamente aumenta em brilho, geralmente por um fator de 10 000, então lentamente enfraquece e volta a seu brilho original. Resulta de uma explosão na superfície de uma anã branca, causada pelo excesso de matéria caindo sobre sua superfície captada da atmosfera de uma companheira expandida.

Nuvem de Oort

É uma enorme nuvem esférica circundando o Sol, composta por trilhões de cometas. Seu raio se extende de aproximadamente 7.5 a 15 trilhões de quilômetros. É o limite do sistema solar.

planeta

É um corpo celeste que orbita uma estrela e que brilha por refletir a luz dessa estrela.
Em 2006, a União Astronômica Internacional definiu que os corpos do sistema solar classificados como planetas devem obedecer os seguintes critérios:

1. orbitar o Sol;
2. ter massa suficiente para que sua autogravidade supere suas forças de corpo rígido, de maneira que ele assuma a forma aproximadamente esférica, característica de corpos em equilíbrio hidrostático;
3. ser o corpo dominante nas vizinhanças de sua órbita.

planeta anão

É um corpo celeste que obedece aos dois primeiros critérios para ser considerado um planeta, (orbita o Sol e tem forma e tem forma aproximadamente esférica), mas não obedece o terceiro (isto é, não é o corpo dominante nas vizinhanças de sua órbita). Por exemplo, Plutão: ele orbita o Sol (portanto não é um satélite;) e tem forma quase esférica, porém não tem dimensões significativamente maiores do que as de outros corpos que habitam a região onde ele se encontra. Os planetas anões do sistema solar são: Plutão, Ceres, Éris, Haumea e Makemake.

plutóide

É um planeta anão que tem órbita maior que a de Netuno.

ponto de saída (em inglês"turnoff point")

Ponto do diagrama HR de um aglomerado estelar ocupado pelas estrelas que estão saindo da sequência principal. Esse ponto determina a idade do aglomerado.

pressão de degenerescência

Pressão originada por efeitos quânticos em estados de matéria altamente comprimida. Em um gás de férmions (partículas com spin 1/2) a alta densidade, como acontece em anãs brancas (massa de elétrons e prótons) ou estrelas de nêutrons (massa de nêutrons), a separaç ão entre as partículas é muito pequena. Pelo princípio de incerteza de Heinsemberg, a diferença de momentum entre elas deve ser de no mínimo maior do que [h/(Dx)]. Como Dx é muito pequeno, a diferença de momentum é muito grande, e portanto as velocidades, dadas por [p/m] vão ser muito grandes, principalmente no caso dos elétrons, em que a massa é pequena.

matéria degenerada

pressão de radiação

Pressão exercida pelos fótons. Cada fóton tem um momentum associado a ele, que é igual à energia do fóton (hn) dividida pela velocidade da luz. Quando o fóton incide sobre uma partícula, ele transfere momemtum para a partícula, exercendo-lhe uma força.

princípio de exclusão de Pauli

Dois férmions não podem ter o mesmo estado quântico.

princípio da incerteza de Heinsemberg

É impossível definir a posicão e o momentum de uma partícula com uma precisão maior do que h para o produto das incertezas, ou seja: Dp Dx > h

protoestrela

Estágio inicial na vida de uma estrela, abrangendo desde o instante em que a região central da nebulosa se torna opaca à radiação que emite (forma-se uma fotosfera) até o instante em que a estrela atinge a sequência principal de idade zero.

quasar

Originalmente, um objeto distante, de alta luminosidade, com apar~encia estelar. Atualemente existem fortes evidências de que os quasares são núcleos ativos de galáxias jovens; a energia do núcleo ativo é produzida pela acreção de matéria por um buraco negro supermassivo.

radiação cósmica de fundo

Radiação térmica de temperatura em torno de 2,7 K, com intensidade máxima na região espectral de microondas, que permeia todo o universo. É considerada uma relíquia do estado quente e denso do início do universo. Segundo o modelo do Big Bang, essa radiação foi gerada quando o universo tinha uma idade em torno de 380 mil anos, época em que os elétrons se combinaram com os nucleos para formarem os átomos. A temperatura do universo nessa época era 3000 K, mas devido à expansão a radiaçao gerada então chega a nós, hoje, com a temperatura observada perto dos 3 K.
A radiação de fundo foi descoberta em 1963, por Arno Penzias e Robert Wilson, mas já havia sido predita em 1948 por Akpher, Herman and Gamow.

ramo horizontal

Região do diagrama H-R ocupado por estrelas pós sequência principal, quando estão queimando hélio no núcleo e hidrogênio em uma camada envolvendo o núcleo.

raio de Schwarzschild

Raio da região do em torno de um buraco negro dentro da qual nem a luz pode escapar (horizonte de eventos). Seu valor é R= GM/c², onde G é a constante gravitacional, M a massa do buraco negro e c a velocidade da luz.

redshift

Em inglês, este termo indica o deslocamento da luz que um objeto emite para a extremidade vermelha do espectro . Define-se diferentes tipos de redshift, de acordo com sua causa:
redshift Doppler: é causado pelo afastamento da fonte em relação ao observador;
redshift cosmológico: causado pela expansão do universo;
redshift gravitacional: sofrido pela luz na presença de um campo gravitacional muito intenso.

Em cosmologia usa-se a letra z para representar o redshift percentual z = Δλ/λ ou z = (λ_observado - λ_emitido) / λ_emitido, de forma que 1+z = λ_observado/λ_emitido

seqüência principal

Primeiro e mais longo estágio da vida da estrela propriamente dita, depois que ela deixa de ser uma protoestrela. Durante essa fase a estrela está fundindo hidrogênio em hélio no núcleo.

seqüência principal de idade zero

Localização de estrelas de diferentes massas no diagrama H-R quando elas deixam a fase de contração e entram em estado de equilíbrio proporcionado por fusão nuclear.

sistema solar

O sistema solar é constituído pelo Sol, os oito planetas (Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno e Urano) juntamente com seus satélites e anéis, os planetas anões, asteroides, meteoroides, cometas e meio interplanetárioi. O corpo dominante é o Sol, que tem 99,8% da massa do sistema. Todos os planetas giram em torno do Sol aproximadamente no mesmo plano e no mesmo sentido, e quase todos os planetas, assim como o próprio Sol, giram em torno do seu eixo no mesmo sentido da translação dos planetas em torno do Sol.
Os planetas do sistema solar se classificam em duas categorias principais: s planetas terrestres, que são pequenos, rochosos e orbitam bem perto do Sol, e os planetas jovianos, que são grandes, gasosos, e têm órbitas muito distantes do Sol. Todos os planetas jovianos têm anéis e muitos satélites.
Embora o raio do sistema planetário seja de apenas 40 unidades astronômicas (raio da órbita de Plutão), o sistema solar se estende a distâncias de aproximadamente 50 mil unidades astronômicas do Sol, região onde hipoteticamente se encontram os núcleos cometários que povoam a nuvem de Oort. A hipótese mais provável para a origem do sistema solar a partir de uma nuvem de gás interestelar que colapsou- a nebulosa solar.

Fonte:IAU

Veja aqui mais sobre o sistema solar.

subgigante

Uma estrela cuja luminosidade em relação a seu tipo espectral a coloca entre a sequência principal e a o ramo das gigantes no diagrama H-R. São designadas pela classe de luminosidade IV.

supergigante

Estrela massiva (mais de 10 vezes a massa do Sol) num estágio avançado de evolução estelar. Pode se até 1000 vezes maior do que o Sol e milhares de vezes mais luminosa. Existem supergigantes de todos os tipos espectrais. Uma supergigante provavelmente se tranformará numa supernova.

A estrela mais brilhante da constelação de Órion, a supergigante vermelha Betelgeuse

supernova

Estrela que sofre um aumento espetacular em sua luminosidade devido a uma explosão catastrófica de seu núcleo. supernova de tipo I: resulta quando uma anã branca acreta massa suficiente de uma companheira para alcançar o limite de Chandrasekhar de 1,4 massas solares. supernova de tipo II: resulta do colapso de uma estrela massiva contendo de 10 a 20 massas solares. Tal objeto, após produzir um núcleo de ferro, não tem mais como produzir energia por fusão nuclear, e colapsa catastroficamente, explodindo.

temporada de eclipses

Épocas do ano, separadas por 173 dias em média, em que as condições são favoráveis para os eclipses ocorrerem. Cada temporada dura de 31 a 38 dias, e em cada uma ocorre um eclipse solar (no mínimo), um eclipse solar e um lunar, ou dois eclipses solares e um lunar (no máximo).

trajetória de Hayashi

parte da trajetória evolutiva da protoestrela em que ela é totalmente convectiva. Nesta fase, a temperatura da protoestrela permanece praticamente constante enquanto ela se contrai e se torna menos luminosa. No diagrama H-R, a trajetória de Hayashi é uma faixa estreita e quase vertical, no lado direito do diagrama.

Unidade astronómica(UA)

Unidade definida como a distância média entre a Terra e o Sol, com valor de 149,5978 milhões de km.

Universo

O universo é tudo. Compreende o espaço e toda matéria e energia que existe nele. Basicamente, o universo é um imenso espaço vazio, no qual certas partes são ocupadas por concentrações de matéria. O universo observável é a parte do universo centrado na Terra e com raio igual à distância que a luz viajou desde o Big Bang até a época atual. Assumindo que a idade do universo é 14 bilhões de anos, o universo observável tem um raio de 14 bilhões de anos-luz.

vento solar

Fluxo de partículas carregadas (elétrons, prótons e íons), que emana constantemente da coroa solar, a uma velocidade de em torno de 400 km/s. O Sol perde 10^-13 M_sol/ano  (10 bilhões de toneladas/hora) através do vento solar.

Via Láctea

Faixa nebulosa atravessando o hemisfério celeste de um horizonte a outro. O nome "via Láctea" foi dado pelos povos antigos, devido à sua aparência lembrando um caminho leitoso. Resulta da luz combinada de uma imensa quantidade de estrelas do disco da nossa própria galáxia, também chamada Galáxia.

Fontes:

• MITTON, Jacqueline. A CONCISE DICTIONARY OF ASTRONOMY. Oxford University Press, 1991.
• IMPEY, C., Hartmann, W. K. THE UNIVERSE REVEALED. Brooks/Cole Thompson Learning.
• Cosmology Key Terms
• Glossário do Observatório Nacional
• Glossário de Introdução à Cosmologia - IAG/USP

Termos astronômicos: Astronomia e Astrofísica em Português: sugestões de traduções, para o português, de termos, em inglês, utilizados em Astronomia.