IL CATALOGO MESSIER


 

Glossario

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A

Ammasso di stelle:
raggruppamento di stelle molto vicine tra di loro. Vengono distinti tra aperti e globulari. Questa distinzione , nata nel secolo scorso, è basata sul differente aspetto e sulla diversa natura dei due oggetti.

 

Anno luce
unità di misura per indicare la distanza degli oggetti astronomici. Equivale alla distanza percorsa dalla luce in un anno, ovvero, 9.461 miliadri di km.

Ascensione retta
coordinata celeste. Si misura in ore, minuti e secondi a partire dal punto Gamma (punto di incrocio tra l'equatore celeste e l'Eclittica) lungo i paralleli celesti.
 
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B

(vuoto)
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C

(vuoto)

Cefeide:

vedi variabili


 

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D

Declinazione
coordinata celeste. Si misura in gradi, primi e secondi a partire dall'equatore celeste lungo i meridiani celesti.

Diagramma HR
attraverso questo diagramma viene schematizzata l'evoluzione di una stella. In ascissa vengono riportate le classi spettrali ( B, A, F, G, K, M ) ed in ordinata la magnetudine assoluta. Si individua in questo modo la sequenza principale nella quale si trovano le stelle nella fase più stabile della loro vita. A partire dall'angolo in alto a sinistra si trovano le luminose e giovani stelle bianche ed azurre poi le stelle di media vita, gialle, come il Sole ed infine le fredde e vecchie stelle arancioni e rosse. Restano fuori le supergiganti e le stelle giganti, nell'angolo in alto a destra, e le nane bianche, nell'angoloa sinista in basso.(v.
figura)


Doppie
coppia di stelle che all'osservazione appaiono molto vicine tra di loro. Questo può avvenire per due motivi: uno fisico ed uno ottico. Le due stelle possono essere legate da un baricentro comune e ruotare l'una attorno all'altra. Questo succede perché risentono rispettivamente della forza di gravità della compagna. In questo caso la stella doppia viene chiamata binaria. Se invece la duplicità dell'astro è determinata solo dalle leggi della prospettiva e quindi cambiando il punto di osservazione si scopre che le due stelle sono molto lontane si definiscono: doppie ottiche, in particolare se entrambe le componenti sono osservabili visualmente vengono dette: doppie visuali. Quando, considerando le binarie, le loro orbite sono posizionate in modo che le due stelle si eclissino alternativamente e di conseguenza si può misurare la variazione di luminosità del sistema le chiameremo binarie ad eclisse o fotometriche. Nel caso in cui le stelle siano troppo piccole o vicine per essere separate si utilizzano metodi astrometrici (studio della variazione del moto della stella principale) o spettroscopici (analisi dello sdoppiamento dello spettro provocato da moto delle stelle lungo l'orbita) per distinguerle e a seconda del metodo usato vengono chiamate binarie astrometriche o binarie spettroscopiche.

 

(vuoto)
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E

(vuoto)
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F

(vuoto)
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G

Galassia
sistema stellare contenente miliardi di stelle, nebulose, ammassi, pianeti. Una galassia è costituita da una parte centrale detta nucleo ed una periferica che può circondare il nucleo uniformemente oppure formare dei bracci. Il numero di galassie presenti nell'universo non è ancora stato determinato. Esistono diversi tipi di galassia che sono stato classificati da Hubble.
Si suddividono in: ellittiche (E0-E7), lenticolari (S0-SB0) che determinano i due rami paralleli delle spirali normali (Sa, Sb, Sc) e barrate (SBa, SBb, SBc). Nelle galassie S i bracci si staccano direttamente dal nucleo mentre nelle SB è presente una barra che taglia il nucleo e agli estremi della quale sono collegati i bracci. Spostandosi dalle galassie a alla c delle due serie i bracci diventano più importanti rispetto al nucleo, aumentando di numero ed allargandosi. Alla fine della classificazione si trovano le irregolari (Irr). Tale classificazione è basata soltanto sui caratteri morfologici dell'oggetto e non considera la sua evoluzione. In un primo tempo si pensava che le galassie evolvessero da ellittica a spirale ma questa teoria è ormai caduta. La maggior parte della materia è concentrata all'interno del nucleo galattico dove mancano totalmente le stelle blu giovani mentre sono presenti numerose nebulose. Nei bracci sono presenti sia stelle giovani che vecchie e gli amassi aperti mentre egli ammassi globulari sono posti principalmente al di fuori della galassia a formare un alone. Le dimensioni di una galassia sono difficili da valutare come la sua distanza. Quest'ultima viene calcolata usando le variabili cefeidi e RRLyrae presenti al loro interno, per le galassie più vicine, mentre per quelle lontane la stima viene effettuata stimando la luminosità globale. Le galassie sono raggruppate in ammassi galattici che possono contenere 500-1000 oggetti. La Via lattea insieme con la galassia di Andromeda e del triangolo fanno parte di quello che viene definito come il gruppo locale. Altri gruppi sono quelli della Vergine (distante 15 milioni di anni luce) e della Chioma di Berenice.

(vuoto)

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H

 
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I

 
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j

 

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K

 
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L

 
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M

Magnetudine apparente
luminosità di una stella osservata ad occhio nudo.Dipende dalla distanza dell'oggetto ossrvato e non corrisponde alla sua luminosità reale.

Magnetudine assoluta
vera luminosità di una stella posta a 10 parsec dalla Terra. La magnetudine assoluta è un dato fondamentale per lo studio delle stelle.

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N

Nebulosa : termine generico con il quale ci si riferisce a nubi di gas e polveri derivanti dalla morte di una stella. vengono suddivise in:

 
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O

 
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P

Parsec
misura usata in astronomia per gli oggetti molto lontani. Corrisponde alla parallasse stellare.

Parallasse stellare
angolo sotto il quale il semiasse maggiore dell'orbita terrestre corrispèonde ad 1secondo d'arco.La misura della parallasse stellare permette di determinare la distanza di un oggetto astronomico, noto il valore del semiasse maggiore dell'orbita terrestre.
 
Pulsar
letteralmente significa "radiosorgente pulsante". Si tratta di stelle che emettono radiazione nelle diverse lunghezze d'onda con un periodo che varia tra qualche millisecondo e qualche secondo. La prima pulsar osservata risale al 1968 quando la sua scoperta diede finalmente la conferma di una teoria vecchia di mezzo secolo. Derivano dalla morte di stelle che hanno una massa maggiore di 4-6 volte quella solare. Al momento dell'esplosione tale stelle divengono delle supernove e mentre gran parte della materia stellare viene allontanata formando una nebulosa il nucleo si contrae formando una stella di neutroni. Questi nuovi oggetti hanno la caratteristica di essere costituiti principalmente da neutroni, di avere un raggio di qualche decina di Km, campi magnetici elevati ed velocità di rotazione molto alte. Il periodo di una pulsar fornisce un'indicazione sull'età della stella e quindi sul periodo intercorso tra l'esplosione ed oggi.
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Q

 
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R

 
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S

 
Supernova
fase finale dell'evoluzione di una stella. In seguito alla violenta esplosione che determina la morte dell'astro viene liberata una considerevole quantità di energia e la magnitudine assoluta di quest'ultimo arriva sino alla - 18^ in pochi giorni (da 10 a 100 miliardi di volte quella solare). Successivamente lo splendore diminuisce finche dopo circa un anno la stella non è più visibile se appartenente ad un'altra galassia. In media si osserva una supernova ogni tre quattro secoli. Finora del centinaio di supernove osservate solo tre appartengono alla nostra galassia: la supernova del 1054, i cui resti costituiscono la Nebulosa del Granchio
M1, la supernova di Tycho Brahe del 1572, in Cassiopea, e quella di Keplero del 1604, in Ofiuco.I resti della supernova originano una nebulosa mentre il nucleo si contrae dando luogo ad una stella di neutroni. La prima classificazione di questi oggetti li suddivideva in due gruppi mentre oggi si usa una classificazione più particolareggiata in 5 classi e basata sugli spettri .

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T

 
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U

Unità astronomica
distanza media tra la Terra ed il Sole. Corrisponde a 149.597.870 km.

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V

Variabile
stella la cui luminosità varia nel tempo per cause differenti. Due stelle che ruotano una attorno all'altra si eclissano a vicenda determinando una variazione nella luminosità, questo tipo di variabile è detta ad eclisse, anche se andrebbe considerata come stella doppia.Quando la variazione è data da fenomeni intrinseci alla stella si parla di variabile intrinseca. Attraverso la curva di luce si ricavano la maggior parte delle informazioni inerenti ad una variabile: periodo ,ampiezza e regolarità della variazione. Si è osservato che la maggior parte delle variabili sono stelle ormai non più giovani e che il periodo di variazione della luminosità aumenta con il diminuire della temperatura. Esistono diversi tipi di variabile intrinseca:
Cefeidi: hanno un periodo di uno, due giorni. Sono importanti in astronomia perché attraverso queste stelle si è potuto calcolare la distanza di molti ammassi e delle galassie più vicine.Il calcolo viene eseguito conoscendo la magnetudine apparente della stella e la magnetudine assoluta che viene ricavata dalla curva di luce. Sono stelle giganti o supergiganti.
RR Lyrae: un tempo venivano classificate come cefeidi a periodo breve, meno di 30 ore. Questo diede molti problemi quando furono usate per calcolare le distanze degli oggetti più lontani che si trovarono ad una distanza doppia.
Sia nel caso delle Cefeidi che delle RR Lyrae si tratta quasi certamente di stelle che aumentano e diminuiscono il loro raggio periodicamente a causa di reazioni termonucleari interne che non permettono di giungere ad uno stato di equilibrio.
Variabili a lungo periodo: a questo gruppo appartengono la maggior parte delle stelle di questo tipo, sono supergiganti. e giganti il cui periodo varia qualche giorno e qualche anno. La prima variabile di questo tipo ad essere stata scoperta fu Mira Ceti nella Balena, il suo periodo è di 11 mesi.
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W

 
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X

 
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Y

 
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Z

 
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