Una raccolta alfabetica di termini, concetti e fenomeni dell’astronomia e dell’astrofisica, corredata da esempi pratici di applicazione delle formule. Lo scopo di questo dizionario è fornire gli strumenti indispensabili per comprendere gli articoli dedicati alle stelle. Non aspira alla completezza, ma vuole essere un riferimento pratico e di facile consultazione. Tutte le informazioni in esso contenute sono state controllate con scrupolo, nel tentativo di evitare errori e imprecisioni. Qualsiasi segnalazione sarà tenuta nella massima considerazione.
A
Afelio e Perielio
L’afelio è il punto di massima distanza dal Sole nel corso di un’orbita ellittica ed è anche il punto in cui un corpo celeste tocca la sua velocità orbitale minima, in accordo con la seconda legge di Keplero. Viceversa, il perielio è il punto di massima vicinanza al Sole nel corso di un’orbita ellittica ed è anche il punto in cui un corpo celeste tocca la sua velocità orbitale massima, sempre per la seconda legge di Keplero.
Albedo
L’albedo è il rapporto tra la quantità di radiazione elettromagnetica riflessa da un corpo celeste che non emette luce propria e la quantità di radiazione incidente sulla sua superficie o sulla sua atmosfera. Misura l’efficienza con cui un pianeta, un satellite, un asteroide, una cometa o un altro corpo celeste riflette la luce ricevuta, generalmente quella proveniente dalla propria stella.
Angolo di fase
In astronomia, grandezza geometrica che quantifica l’angolo formato al vertice di un corpo celeste illuminato (un pianeta, un satellite, un asteroide, una cometa) tra la direzione della sorgente di luce, solitamente il Sole, e quella dell’osservatore terrestre. Si indica con la lettera greca $\alpha$ e traduce l’inglese phase angle, voce entrata nell’uso tecnico nella seconda metà dell’Ottocento con il consolidarsi della fotometria planetaria.
Angolo solido
In geometria e in fisica, un angolo solido, indicato con la lettera greca omega maiuscola ($\Omega$), è l’estensione tridimensionale del concetto di angolo piano. Mentre un angolo piano descrive l’apertura tra due linee che si intersecano in un punto, l’angolo solido descrive un insieme di direzioni nello spazio tridimensionale che si estendono a partire da un vertice. La sua ampiezza è determinata dall’area della superficie sferica intercettata da tali direzioni.
Anomalia vera, Anomalia Media, Anomalia eccentrica
L’anomalia vera $ \nu $ (nu) rappresenta l’angolo formato tra il pericentro e la posizione istantanea di un corpo celeste orbitante, misurato sul piano orbitale nella direzione del moto, con il vertice nel corpo centrale.
Apocentro e Pericentro
Per un’orbita ellittica kepleriana, pericentro e apocentro sono i due estremi dell’asse maggiore dell’ellisse, situati sulla linea degli apsidi, che congiunge i due punti passando per il fuoco occupato dal baricentro del sistema, che nei sistemi planetari coincide praticamente con il centro del corpo centrale. Sono quindi gli unici due punti dell’orbita in cui il vettore velocità del corpo orbitante è perpendicolare al raggio vettore che lo separa dal fuoco occupato dal corpo centrale.
Apside e Linea degli Apsidi
Apside (dal greco antico ἁψίς, hapsís, «arco», «volta»; plurale apsidi) è, in meccanica celeste, ciascuno dei due punti di un’orbita ellittica in cui la distanza tra il corpo orbitante e il corpo centrale raggiunge un valore estremo (minimo o massimo) .
Astrofisica
Branca dell’astronomia che applica i principi e i metodi della fisica e della chimica allo studio dei corpi celesti, per indagarne la natura, la struttura, la composizione, l’energia e l’evoluzione.
Astronomia
È la scienza che studia i corpi celesti (stelle, pianeti, galassie, comete, asteroidi, ecc.) e tutti i fenomeni che si verificano al di fuori dell’atmosfera terrestre. Il suo scopo principale è l’osservazione, la catalogazione, la misurazione delle posizioni, dei movimenti e delle distanze degli oggetti nello spazio.
Astrosismologia
L’astrosismologia (talvolta detta anche asterosismologia) è la disciplina che studia la struttura interna delle stelle attraverso l’analisi delle loro oscillazioni globali, cioè di pulsazioni periodiche della superficie stellare generate da onde stazionarie che si propagano e si riflettono all’interno della stella.
C
Campo magnetico
Un campo magnetico è una “perturbazione” dello spazio creata da cariche elettriche in movimento (cioè da correnti elettriche) o da materiali magnetici, in grado di esercitare una forza su altre cariche in movimento. Si tratta di un campo vettoriale, il che significa che in ogni suo punto è definito da un’intensità, una direzione e un verso.
Corpo nero
Un corpo nero è un oggetto ideale che assorbe tutta la radiazione elettromagnetica incidente, indipendentemente dalla frequenza e dall’angolo di incidenza. Non riflette né trasmette nulla. Se potessimo vederlo, ci apparirebbe completamente nero: da qui il nome.
Correzione bolometrica
La correzione bolometrica (indicata comunemente con la sigla $BC$, dall’inglese Bolometric Correction) è lo strumento teorico che gli astronomi usano per “recuperare” la quota di radiazione invisibile ai filtri adoperati per misurare la radiazione stellare. Tale correzione si basa su dati empirici e sui modelli teorici di atmosfera stellare più aggiornati. Consiste in un fattore numerico che varia a seconda del tipo di stella e che va a integrare le magnitudini stellari misurate, sia apparenti sia assolute, in modo da convertirle in magnitudini bolometriche.
Costante solare
La costante solare, il cui simbolo standard è $S_{\odot}$ (talvolta semplicemente $S$), è il flusso di radiazione solare integrata su tutte le lunghezze d’onda, misurato fuori dall’atmosfera terrestre, che investe una superficie orientata perpendicolarmente ai raggi solari, alla distanza media Terra-Sole di una unità astronomica ($1\; \mathrm{au}$ o $149{,}6$ milioni di chilometri).
Curva di fase
In astronomia, la curva di fase è un grafico che mostra come varia la luminosità osservata di un corpo celeste al variare del suo angolo di fase. Nel Sistema Solare viene utilizzata soprattutto per lo studio di pianeti, satelliti, asteroidi e comete. La curva di fase rappresenta il risultato diretto delle osservazioni fotometriche, mentre la funzione di fase è il modello matematico che ne descrive l’andamento e permette di interpretare il modo in cui la luce viene riflessa o diffusa dal corpo osservato a diversi angoli di fase.
E
Eccentricità
In meccanica celeste e geometria, l’eccentricità, indicata generalmente con la lettera $e$, è un parametro adimensionale che determina quanto l’orbita di un corpo celeste devia dalla forma circolare. In termini più semplici, essa misura quanto l’ellisse orbitale è ‘schiacciata’ rispetto a una circonferenza perfetta.
Eclissi, exeligmos e saros
La capacità di prevedere le eclissi di Sole con cicli di lunghissima durata è uno dei lasciti più antichi e sorprendenti dell’astronomia. Al di là dello straordinario spettacolo offerto dal Sole oscurato dalla Luna in pieno giorno, vale la pena conoscere i meccanismi che rendono possibili le eclissi nonché i cicli, conosciuti fin dall’antichità, che consentono di prevedere la serie e le caratteristiche delle eclissi future.
Elementi orbitali classici (o kepleriani)
Gli elementi orbitali classici (detti anche elementi kepleriani) sono sei quantità che, nell’ambito del problema dei due corpi, individuano in modo univoco l’orbita di un oggetto celeste e la sua posizione lungo di essa in un dato istante, detto epoca $t_0$. I primi cinque elementi descrivono completamente l’orbita come oggetto geometrico nello spazio; il sesto stabilisce dove si trova il corpo su di essa in un determinato istante.
Energia
L’energia è la misura della capacità di un sistema di compiere lavoro o creare un cambiamento. Non si tratta di una sostanza materiale, di un oggetto fisico, ma di una proprietà fondamentale posseduta dai corpi e dai campi (come quello elettromagnetico o gravitazionale), legata alla loro struttura, alla loro massa o al loro stato di movimento.
Equilibrio idrostatico
In astrofisica, l’equilibrio idrostatico è il meccanismo che spiega e garantisce la stabilità stellare, cioè il fatto che le stelle riescano a mantenere forma e dimensione praticamente invariate per milioni o miliardi di anni senza collassare sotto la spinta della propria stessa gravità. Ciò che consente il mantenimento di tale equilibrio è l’azione combinata della pressione del gas caldo e, in misura variabile, della pressione di radiazione . Queste due pressioni, sommandosi, generano una spinta netta verso l’esterno, che contrasta la forza di gravità e impedisce alla stella di collassare su se stessa.
F
Flusso di radiazione
Il flusso di radiazione, o semplicemente flusso (indicato con $F$), è la misura dell’energia radiante ricevuta per unità di superficie in un dato tempo da un rilevatore orientato perpendicolarmente alla direzione di propagazione della radiazione. Dipende dalla distanza $d$ dalla sorgente luminosa. Si tratta dunque di una misura della luminosità apparente della sorgente, non di una misura della sua luminosità intrinseca.
Fotoionizzazione
Si dice fotoionizzazione il processo mediante il quale un atomo o uno ione assorbe un fotone dotato di energia sufficiente a strappare elettroni dal proprio guscio elettronico. La radiazione elettromagnetica, attraverso la fotoionizzazione, crea un plasma di cariche elettriche libere, positive (ioni) e negative (elettroni).
Fotometria
È la branca dell’astronomia che si occupa della misura precisa dell’intensità del flusso luminoso, o brillanza, proveniente da oggetti celesti come stelle, pianeti, galassie, nebulose e fenomeni transitori (cosiddetti transienti).
Fotone
Il fotone è il mediatore della forza elettromagnetica e il veicolo con cui luce ed energia radiante si propagano e interagiscono con la materia. È il quanto della radiazione elettromagnetica, cioè la quantità minima indivisibile della radiazione elettromagnetica. Può essere pensato come la particella fondamentale che costituisce la luce e tutte le altre bande dello spettro, dalle onde radio fino ai raggi gamma.
Fotosfera
La fotosfera (dal greco φῶς, phōs, «luce», e σφαῖρα, sphaira, «sfera») è la regione più interna dell’atmosfera stellare e quella dalla quale proviene la quasi totalità della luce e della radiazione termica emessa da un astro. Per questa particolarità, rappresenta la superficie visibile di una stella, anche se non si tratta di una superficie in senso stretto, ma di uno strato fluido, essendo le stelle costituite di plasma.
Frequenza
La frequenza di un’onda elettromagnetica è il numero di oscillazioni complete (o cicli) dei campi elettrico e magnetico che avvengono in un’unità di tempo, solitamente $1$ secondo. Nel contesto della radiazione elettromagnetica, può essere interpretata come il numero di creste d’onda che passano per un punto fisso dello spazio nel corso di un secondo.
Funzione di fase
Indicata convenzionalmente con $\Phi(\alpha)$, descrive come varia la luminosità apparente di un corpo illuminato al cambiare del suo angolo di fase, cioè dell’angolo formato dalla sorgente di luce, dal corpo osservato e dall’osservatore. Essa esprime il rapporto tra la luce che il corpo riflette o diffonde verso l’osservatore a un determinato angolo di fase e quella che rifletterebbe se fosse osservato completamente illuminato, cioè con angolo di fase nullo ($\alpha$ = $0\,^\circ$).
I
L
Limite di Eddington
La domanda è: esiste una luminosità massima oltre la quale questa forza supera la gravità, rendendo impossibile il confinamento della materia? La risposta è sì, e quella soglia si chiama limite di Eddington (o luminosità di Eddington), dal nome dell’astrofisico britannico Arthur Stanley Eddington che lo derivò nei primi decenni del Novecento.
Longitudine del pericentro
In astronomia, la longitudine del pericentro è la somma algebrica di due angoli misurati su piani diversi. Si definisce geometricamente come:
Luce (Radiazione elettromagnetica)
In senso stretto, la luce è la porzione dello spettro elettromagnetico che l’occhio umano è in grado di rilevare attraverso i fotorecettori della retina e che ci permette di vedere il mondo intorno a noi. Questa banda estremamente ristretta dello spettro si colloca approssimativamente tra le lunghezze d’onda di $380$ nanometri (limite del viola) e $750$ nanometri (limite del rosso). Comprende frequenze che vanno da circa $400\,\mathrm{THz}$ (rosso) a circa $790\,\mathrm{THz}$ (violetto), associate a un’energia dei fotoni compresa tra $1{,}65\,\mathrm{eV}$ per il rosso e $3{,}26\,\mathrm{eV}$ per il violetto.
Luminosità
In astronomia e astrofisica, la luminosità, indicata con $L$, è la quantità totale di energia radiante emessa nello spazio da un corpo celeste (come una stella, una galassia o un quasar) nell’unità di tempo. Si tratta di una grandezza fisica intrinseca dell’oggetto, che dipende esclusivamente dalle sue proprietà strutturali e non dalla sua distanza dall’osservatore.
Lunghezza d'onda
La distanza fisica tra due punti consecutivi di un’onda che si trovano nella stessa fase di oscillazione, come ad esempio due creste (i punti più alti) o due minimi (i punti più bassi) successivi. In termini più semplici, rappresenta l’effettiva estensione spaziale di un singolo ciclo completo dell’onda. Viene tradizionalmente indicata in fisica e in astronomia con la lettera greca lambda ($\lambda$).
M
Magnitudine apparente
La magnitudine apparente è una misura della luminosità con cui un corpo celeste appare a un osservatore sulla Terra. Essa dipende sia dalla quantità di radiazione emessa dall’oggetto sia dalla sua distanza dall’osservatore. In alcuni casi, dipende anche dalla presenza, lungo il percorso dalla sorgente all’osservatore, di materia interposta (per es. gas o polveri), che assorbe parzialmente la radiazione emessa dalla sorgente. La scala delle magnitudini è logaritmica e inversa: a valori più piccoli corrispondono oggetti apparentemente più luminosi, mentre a valori più grandi corrispondono oggetti più deboli.
Magnitudine assoluta
Misura della luminosità intrinseca di un corpo celeste (stella, galassia o asteroide), ovvero della quantità reale di luce che esso emette nello spazio, indipendentemente dalla sua distanza dalla Terra. Per convenzione astrofisica, la magnitudine assoluta di una stella o di una galassia viene definita come la magnitudine apparente che l’oggetto mostrerebbe se si trovasse a una distanza standard fissa di esattamente $10$ parsec (pari a $32{,}6$ anni luce) dall’osservatore , in assenza di estinzione interstellare.
Magnitudine bolometrica assoluta
Quando la misura della magnitudine assoluta include tutta la radiazione emessa a tutte le lunghezze d’onda, e non solo quella nella banda visibile, si parla di magnitudine bolometrica assoluta, grandezza che esprime la luminosità totale di un oggetto ed è direttamente collegata alla sua luminosità intrinseca espressa in watt o in unità di luminosità solare $(L_{\odot})$.
Massa
La massa, indicata con $m$, è una grandezza fisica scalare che misura la quantità di materia in un corpo. La sua unità di misura è il chilogrammo ($\text{kg}$).
Meccanica celeste
La meccanica celeste è la branca dell’astronomia che studia il moto dei corpi celesti soggetti principalmente all’interazione gravitazionale. Si occupa in particolare di descrivere, prevedere e spiegare le traiettorie di pianeti, satelliti naturali, comete, asteroidi, stelle in sistemi binari o multipli, e più in generale di qualunque corpo il cui moto sia governato in modo prevalente dalla gravità.
Modulo di distanza
Per chiarire il senso della formula, il modulo di distanza rappresenta la differenza tra ciò che si osserva, la magnitudine apparente, e ciò che si osserverebbe a $10$ parsec dall’osservatore: quanto più un oggetto è lontano (cioè quanto più $d$ è grande), tanto maggiore è questa differenza.
Momento angolare
In fisica, il momento angolare (o momento della quantità di moto) è la grandezza vettoriale che misura la quantità di moto rotazionale di un corpo rispetto a un punto o a un asse di riferimento. Combina la distribuzione della massa rispetto a quel punto con la velocità del moto rotatorio. Il suo valore dipende quindi dalla scelta del punto di riferimento; per un sistema isolato, tuttavia, il momento angolare totale è lo stesso rispetto a qualsiasi punto fisso o al baricentro. Un corpo con momento angolare elevato è più difficile da fermare (richiede un momento torcente maggiore, o applicato più a lungo) e più difficile da deviare nella direzione dell’asse di rotazione.
Momento d'inerzia
In meccanica classica, il momento d’inerzia rispetto a un asse è una grandezza scalare che misura quanto un corpo si oppone alle variazioni della propria velocità angolare attorno a quell’asse. Per un sistema discreto di particelle, si ottiene sommando, per ciascuna particella, il prodotto della sua massa per il quadrato della distanza perpendicolare dall’asse di rotazione.
Momento torcente
Il momento torcente, termine derivato dall’uso scientifico dell’inglese torque e usato per indicare sia il momento di una forza sia il momento di una coppia, è la grandezza vettoriale che misura la capacità di una forza o di un sistema di forze di produrre una rotazione attorno a un punto, detto polo, o a un asse di riferimento. È definito come il prodotto vettoriale tra il vettore posizione del punto di applicazione della forza rispetto al polo e la forza stessa.
O
P
Parallasse trigonometrica e parsec
La parallasse è lo spostamento angolare apparente di un oggetto, quando viene osservato da due punti di vista diversi.
Plasma
Il plasma è un gas quasi totalmente o parzialmente ionizzato, composto da una miscela macroscopicamente neutra di particelle libere cariche (ioni positivi ed elettroni) ed eventualmente atomi neutri.
Pressione di radiazione
La pressione di radiazione è la forza esercitata per unità di area su una superficie da onde elettromagnetiche (o, equivalentemente, da un flusso di fotoni), tramite assorbimento, diffusione o riflessione. Possiamo immaginarla come la somma di tutte le spinte impartite da ciascun fotone del flusso all’area del corpo colpita. Quando un fotone viene assorbito o riflesso da una superficie, trasferisce la sua quantità di moto, esercitando una forza. Su scala macroscopica, un flusso continuo di fotoni produce una pressione netta.
Q
R
S
Spettro elettromagnetico
Lo spettro è l’insieme ordinato di tutte le forme di radiazione elettromagnetica, distribuite in sequenza continua secondo la loro frequenza, lunghezza d’onda o energia dei fotoni. La luce visibile è solo una piccola frazione di questo continuo, che si estende dalle frequenze più basse e lunghezze d’onda più grandi fino alle frequenze più alte e lunghezze d’onda più piccole.
Spettroscopia
La spettroscopia è la branca della scienza che studia il modo in cui la luce, e più in generale ogni tipo di radiazione elettromagnetica, viene emessa, assorbita o riflessa dalla materia, scomponendola nelle sue singole lunghezze d’onda (i suoi colori, per la luce visibile).
U