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.
Gli ammassi aperti sono raggruppati lungo
il piano equatoriale della nostra galassia, è
per questo motivo che vengono anche definiti
"ammassi galattici".Si estendono per
alcune decine di anni-luce e contengono da alcune
decine fino ad un migliaio di stelle. Sono
ammassi di stelle giovani, che appartengono alla
prima generazione, molte volte collegati a
nebulose diffuse dalle quali si sono formate,
esempi sono M42 ed M16. La concentrazione delle
stelle varia molto difatti mentre in alcuni
ammassi i componenti si distinguono a malapena
dalle stelle di fondo in altri il distacco è
molto evidente.Tutti gli ammassi sono in
movimento rispetto al Sole; per quelli più
vicine si può determinare l'allontanamento o
l'avvicinamento analizzando la traiettoria ella
singole stelle: se queste convergono in un punto
l'ammasso è in allontanamento, se invece
divergono l'ammasso è in avvicinamento.
Gli ammassi globulari, detti così per la loro
forma sferica, sono molto più ricchi di stelle di quelli
aperti. Si va da migliaia a centinaia di migliaia di
stelle in un raggio di un centinaio di anni-luce. La
distanza di questi oggetti è molto elevata, decine di
migliaia di anni-luce,di fatti gli unici osservabili
senza strumento appaiono come deboli stelle. La distanza
viene determinata attraverso le variabili RR Lyrae che si
trovano al loro interno. Gli ammassi conosciuti sono
circa 150 e formano un alone grossolanamente sferico
attorno alla nostra galassia. Al contrario degli ammassi
aperti in questi non nascono stelle infatti tutti i
componenti di questi oggetto sono astri vecchi, di II^
popolazione.
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.
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.
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.
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.
Nebulosa : termine generico con il quale ci
si riferisce a nubi di gas e polveri derivanti dalla morte di una
stella. vengono suddivise in:
nebulose ad emissione: sono anche
chiamate "regioni H II" dal processo che le
rende visibili.I gas che le compongono sono soprattutto
dati da idrogeno (H)che viene eccitato dall'emissione
ultravioletta di stelle calde molto vicine. Questa
radiazione riesce a strappare elettroni ai nuclei di H
rendendo gli atomi eccitati e capaci di emettere
radiazione luminosa nella banda del visibile. Il colore
della nebulosa deriva dal fenomeno stesso che determina
un'emissione luminosa nella gamma del rosso.
nebulose a riflessione: a rendere
visibile la nebulosa in questo caso è la luce delle
stelle vicine che viene riflessa dalle polveri della
stessa. La radiazione è predominante nella banda del blu
che ne determina il colore.
nebulose planetarie: il loro nome
deriva da Herschel che per primo comparò la loro forma
con quella dei pianeti. Sono nebulose di forma sferica
risultanti dal rilascio di materia dalla stella che sta
nel loro centro e che si trova nella fase terminale della
sua vita. Possono presentarsi di forma ellittica oltre
che sferica, anche se questo è raro. Il principio che le
fa brillare è lo stesso delle nebulose ad emissione.
nebulose oscure: in questo caso le
nubi di gas e polveri si trovano davanti alle stelle che
illuminerebbero la nebulosa oscurandone la luce. La
presenza di granelli di polvere permette la formazione di
nubi molecolari (chiamate così per la presenza di
molecole) grazie alla loro azione disgregatrice nei
confronti della radiazione ultravioletta. Lo studio di
questi oggetti viene effettuato nella frequenza
dell'infrarosso e delle onde radio. Un tipo particolare
è dato dai globuli che sono di dimensione più ridotta e
con una forte emissione nell'infrarosso; si pensa siano
la culla di nuovi astri in formazione.
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.
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 .
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.