Le stelle più affascinanti del cielo

Cercatori di raggi gamma

Fri, 09 Oct 2026 00:00:00 +0000

Il programma Vela#

Il 5 agosto 1963, Stati Uniti, Regno Unito e Unione Sovietica firmarono a Mosca un trattato che limitava gli esperimenti nucleari a quelli sotterranei. Il Limited Test Ban Treaty (LTBT) entrò in vigore il 10 ottobre 1963 e vietava espressamente gli esperimenti nucleari nell’atmosfera, nello spazio e sott’acqua.

Ovviamente gli americani non si fidavano dei sovietici e in quello stesso mese di ottobre del 1963 l’Aeronautica Militare degli Stati Uniti lanciò il primo di una serie di satelliti di un programma chiamato “Vela”, dal verbo spagnolo velar, ovvero “vegliare”, “osservare”.

La scoperta delle soft gamma repeater (SGR)

Fri, 09 Oct 2026 00:00:00 +0000

L’identificazione di una classe di fenomeni a sé stante#

Fino alla scoperta di GRB 790305b, cioè il brillamento gigante del 5 marzo 1979, ogni lampo di raggi gamma era sembrato un evento a sé stante, un breve e improvviso rilascio di energia da qualche parte nell’Universo, dovuto a un fenomeno sconosciuto ma isolato. Ma il lampo di raggi gamma (probabilmente) associato al resto di supernova N49 nella Grande Nube di Magellano era diverso dagli altri. Aveva delle caratteristiche che altri lampi non avevano:

Il lampo gigante del 27 dicembre 2004

Fri, 09 Oct 2026 00:00:00 +0000

Un’energia immensa in due decimi di secondo#

Il 27 dicembre 2004, alle 21:30:26 e cinque decimi UT (Tempo Universale), un fronte d’onda di raggi gamma partito circa trentamila anni prima da un punto del Sagittario investì la Terra.

Nessuno lo vide con gli occhi. Eppure, per due decimi di secondo, quel lampo fu, in termini di energia che arrivava sui nostri strumenti, più luminoso della Luna piena. È uno tra i dati più sorprendenti di questa storia: la luce della Luna piena deposita al di sopra dell’atmosfera terrestre circa $3\,\text{erg}$ per centimetro quadrato al secondo; il picco del lampo del 27 dicembre ne depositava $5$, con la differenza che erano fotoni gamma da centinaia di migliaia di elettronvolt anziché luce visibile.

L'evento ricostruito pezzo per pezzo

Fri, 09 Oct 2026 00:00:00 +0000

La salita preliminare, da -40 millisecondi a zero#

Il flare gigante di SGR 1806-20 fu un evento colossale, eppure brevissimo; in grado di accecare gli strumenti, ma, allo stesso tempo, anche estremamente complesso. Per capire, dunque, cosa accadde esattamente su quella lontana magnetar persa in direzione del centro galattico, occorre ricostruire pezzo per pezzo l’evoluzione, millisecondo dopo millisecondo, dell’immenso lampo di energia che raggiunse la Terra quel 27 dicembre, circa $30\,000$ anni dopo essere stato emesso dalla sua sorgente.

La lunga e difficile ricerca della distanza di SGR 1806-20

Fri, 09 Oct 2026 00:00:00 +0000

1997: le nubi molecolari come indicatori di distanza#

Fino ad ora abbiamo ricostruito i numerosi dettagli osservativi del lampo gamma gigante del 27 dicembre 2004. I dati registrati da satelliti e stazioni di monitoraggio, compresa la retro-riflessione del lampo da parte della Luna, sono il materiale grezzo sul quale gli astronomi lavorarono per spiegare cosa era accaduto alla sorgente che aveva generato una tale, gigantesca emissione di energia.

Ma, per capire quelle teorie, che furono numerose e spesso contrastanti, sono necessarie due conoscenze preliminari: a quale distanza da noi si trova effettivamente SGR 1806-20 e, successivamente, che cos’è esattamente una magnetar.

Anatomia di una magnetar

Fri, 09 Oct 2026 00:00:00 +0000

Una nascita violenta: il collasso di una stella enorme#

La lunga ricerca della distanza di SGR 1806-20 ci ha lasciato con più di un’incertezza, ma un dato è emerso in modo solido: quella sorgente che il 27 dicembre 2004 colpì la Terra con un lampo gamma di potenza senza precedenti si trova, come minimo, ad alcune decine di migliaia di anni luce dalla Terra. Quindi, dato che l’energia misurata scala con il quadrato della distanza, si tratta senza ombra di dubbio di un oggetto in grado di produrre fenomeni di una potenza inconcepibile per le scale a cui siamo abituati sulla Terra. È tempo, dunque, di conoscere meglio la natura di quest’oggetto strano, invisibile ai telescopi ottici, lontano e dalle caratteristiche estreme.

Che cosa innescò il brillamento del 2004? Le teorie sul cedimento della magnetar

Fri, 09 Oct 2026 00:00:00 +0000

Il modello fondativo: il terremoto stellare (1989-2001)#

Abbiamo ricordato più volte l’immensa energia liberata da SGR 1806-20 nel lampo gigante arrivato sulla Terra il 27 dicembre 2004. Ma il dettaglio più difficile da spiegare non è la quantità di energia in sé: è la velocità con cui fu espulsa. I rivelatori di elettroni delle sonde Cluster e Double Star TC-2, pensate per studiare la magnetosfera terrestre, non certo per osservare le stelle, fortunatamente non rimasero “accecati” dal brillamento gigante della magnetar, come accadde invece a quasi tutti gli altri strumenti dedicati allo studio dei raggi gamma. I dati raccolti dai due satelliti permisero di isolare tre tempi caratteristici distinti nella salita iniziale del lampo: una salita ripidissima durata meno di $0{,}25$ millisecondi, seguita da una crescita esponenziale con tempo caratteristico di $4{,}9$ millisecondi, seguita a sua volta da una fase più lenta di $67\,\text{-}\,70$ millisecondi. Abbiamo elencato questi fatti nel capitolo dedicato alla ricostruzione delle osservazioni dell’evento.

La "palla di fuoco" intrappolata

Fri, 09 Oct 2026 00:00:00 +0000

La coda pulsante come indizio della “palla di fuoco”#

Il 27 dicembre 2004 il picco iniziale del brillamento durò meno di un quinto di secondo, ma non fu la sola cosa che i satelliti registrarono. Per quasi sei minuti e mezzo dopo lo spike iniziale, gli strumenti continuarono a vedere una sorgente pulsante, modulata esattamente dal periodo di rotazione della stella di $7{,}56$ secondi: cinquantuno lampeggi consecutivi, uno dopo l’altro, che si affievolivano lentamente. È da questa coda pulsante, non dallo spike, che nasce l’idea della palla di fuoco intrappolata, uno dei fenomeni più strani e affascinanti di un evento che fu - di per sé - eccezionale e memorabile.

La stella che risuona: la nascita dell'astrosismologia delle magnetar

Fri, 09 Oct 2026 00:00:00 +0000

La scoperta delle QPO#

Il 27 dicembre 2004, alle 21:30:26 UT, il satellite RXTE stava osservando A2163, un ammasso di galassie. SGR 1806-20 era a $30^{\circ}$ dalla direzione di puntamento, cioè ben fuori dal campo di vista. Nonostante ciò, il Proportional Counter Array (PCA) registrò un picco di $83\,700$ conteggi al secondo, la telemetria si saturò e i primi $13$ secondi andarono persi.

Fu in ciò che restava di quella violenta scarica di radiazione che Gian Luca Israel e colleghi trovarono qualcosa che nessuno aveva mai visto in una stella di neutroni isolata. I risultati furono pubblicati in uno studio apparso su The Astrophysical Journal nell’estate del 2005.

Le osservazioni della magnetar dopo il grande brillamento

Fri, 09 Oct 2026 00:00:00 +0000

Una sorgente radio che si può risolvere#

Un evento come il lampo gamma gigante del 27 dicembre 2004 non lasciò indifferente la comunità astronomica. Iniziò subito dopo una vasta campagna di osservazioni, che cercò di cogliere l’eco del brillamento in diverse bande dello spettro. Esamineremo di seguito il risultato di queste osservazioni, a partire da quelle effettuate nelle onde radio.

Il 3 gennaio 2005, sette giorni dopo l’evento del 27 dicembre, Patrick Cameron e Shri Kulkarni puntarono le antenne del Very Large Array, la grande schiera di radiotelescopi del New Mexico, nella sua configurazione a risoluzione più alta, sulla posizione di SGR 1806-20. Vi trovarono una radiosorgente, la cui posizione coincideva con la posizione nei raggi X associata alla magnetar (Kaplan et al. 2002). Alla frequenza di $8{,}46\,\text{GHz}$ la sorgente radio era $100$ volte più luminosa di quanto lo fosse stata SGR 1900+14 al suo picco.

Il colpo di scena finale: la trasmutazione della materia

Fri, 09 Oct 2026 00:00:00 +0000

La componente che nessuno sapeva spiegare#

Arriviamo così all’ultimo capitolo di questa storia, già anticipato in apertura: la scoperta che dentro il lampo del 27 dicembre 2004 si nascondeva la firma della nascita di elementi pesanti. Il punto di partenza è ancora l’articolo di Sandro Mereghetti e colleghi sulla curva di luce dell’anti-coincidenza dello spettrometro SPI¹, di cui abbiamo parlato a proposito dell’eco lunare del picco iniziale. Nello stesso lavoro gli autori notarono, in una parte diversa della curva, una gobba che a lungo restò senza spiegazione.

Epilogo: che cosa abbiamo imparato, le domande aperte

Fri, 09 Oct 2026 00:00:00 +0000

Le lezioni#

Quasi ventidue anni dopo, il brillamento gigante del 27 dicembre 2004 resta il transiente cosmico o solare con il flusso di energia più intenso mai registrato sulla Terra nei raggi X duri e gamma e uno dei più studiati. Vale la pena di capire cosa abbiamo imparato da quell’evento, quali scoperte sono state fatte dopo e quali domande restano tuttora aperte.

Rileggendo oltre vent’anni di articoli, alcune cose emergono con una chiarezza che nei singoli lavori non si vede.

2MASS 1626+3925

Tue, 13 Oct 2026 00:00:00 +0000

Figura 1 — Il campo di cielo intorno a 2MASS 1626+3925, indicata dalla freccia: il puntino più rosso dell’immagine. Il campo è largo $5^′$; il nord è in alto, l’est a sinistra. Immagine: DESI Legacy Imaging Surveys (DR10), ritaglio ottenuto con il servizio hips2fits del CDS di Strasburgo.

L'argomento in breve

2MASS 1626+3925 è un oggetto minuscolo e freddissimo, a circa $100$ anni luce dal Sole, che appartiene all’alone della Via Lattea, la popolazione stellare più antica della nostra galassia. Quando nel 2009 se ne misurò per la prima volta la distanza, fu annunciato come «la nana bruna più vecchia della Galassia». Gli studi successivi hanno mostrato che la sua natura è più sfuggente: la sua massa è così vicina alla soglia che separa le stelle dalle nane brune che gli astronomi lo collocano da una parte o dall’altra del confine a seconda dei modelli e dei dati adottati. Proprio per questo è diventato uno degli oggetti più utili per capire dove passa il confine tra una stella vera e propria e una stella mancata. È un confine che si è spostato nel corso della storia della Galassia, man mano che il gas da cui nascevano le stelle si arricchiva di metalli¹. Ma si è spostato anche nella storia della ricerca: nuove misure e modelli teorici più raffinati hanno cambiato più volte la posizione di 2MASS 1626+3925 rispetto a quel limite.

Massa

Sat, 22 Aug 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

Il termine massa deriva dal latino massa, «pasta, impasto», a sua volta derivato dal greco antico μᾶζα (mâza), «focaccia d’orzo, pasta di farina». In era cristiana Sant’Agostino usò la parola in senso metaforico, indicando con massa peccati l’umanità intera come un unico “impasto” segnato dal peccato originale. Ma il salto verso il significato tecnico attuale, “quantità di materia di cui un corpo è composto”, si deve a Newton, che nei Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (1687) apre la trattazione con la Definizione I: «Quantitas materiae est mensura ejusdem orta ex illius densitate et magnitudine conjunctim». Ovvero: «la quantità di materia è la misura della stessa, derivante congiuntamente dalla sua densità e dal suo volume». È la prima definizione operativa di massa come grandezza distinta dal peso.

Eclissi, exeligmos e saros

Mon, 17 Aug 2026 00:00:00 +0000

L'argomento in breve

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.

Figura 1 — Il percorso della fascia di totalità dell’eclissi solare del 12 agosto 2026, dalla Russia artica attraverso Groenlandia e Islanda fino alla Spagna settentrionale e al Portogallo.

Pochi giorni fa, il 12 agosto 2026, un’eclissi totale di Sole ha attraversato l’estremo Nord della Russia, la Groenlandia, l’Islanda e, al tramonto, la Spagna settentrionale e un lembo del Portogallo: la prima eclissi solare totale visibile dal territorio europeo dal 1999.

Sole

Mon, 17 Aug 2026 00:00:00 +0000

Figura 1 — Loop coronali ripresi dal Solar Dynamics Observatory (SDO) della NASA tra il 13 e il 14 maggio 2014: anelli di plasma stretti e luminosi e altri più ampi e sfumati oscillano sopra una regione attiva del Sole, mentre una nube di plasma più scura viene trascinata dai campi magnetici in tensione tra loro. Credit: NASA/Solar Dynamics Observatory

Il Sole in breve

Il Sole è un grande meccanismo naturale che, a somiglianza degli esseri viventi, è in grado di trasformare massa in energia. Lo fa da miliardi di anni con sorprendente regolarità e continuerà a farlo per altri miliardi di anni. Ma aumenterà anche gradualmente di dimensioni e di luminosità fino a rendere la Terra arida e inabitabile. Ci rimane in realtà “solo” un miliardo di anni per fare i bagagli e trovare un altro pianeta da colonizzare.

Altair

Sat, 15 Aug 2026 00:00:00 +0000

Figura 1 — Rappresentazione artistica di Altair, basata sulle osservazioni della griglia di telescopi CHARA. Crediti: Zina Deretsky, National Science Foundation

L'argomento in breve

Altair è la prima stella di sequenza principale di cui è stato possibile osservare la superficie grazie all’interferometria. E quel che si è visto è che è fortemente appiattita ai poli. La causa? Una rotazione forsennatamente veloce.

Inerzia

Fri, 14 Aug 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

Dal latino inertia, derivato di iners («inerte»), significa letteralmente «mancanza di attività, pigrizia, svogliatezza». Il termine aveva inizialmente un connotato morale e indicava l’assenza di attività o capacità. Fu poi adottato in fisica nel XVII secolo per designare la proprietà dei corpi di opporsi ai cambiamenti del proprio stato di moto. Fu introdotto nel linguaggio scientifico moderno da Keplero nell’opera Epitome Astronomiae Copernicanae (1618-1621). Fu poi ripreso da Newton nei Principia (1687), il quale diede alla parola “inerzia” il significato rigoroso ancora oggi valido.

Vega

Wed, 12 Aug 2026 00:00:00 +0000

Figura 1 — Una rappresentazione artistica di Vega, con un ipotetico pianeta in transito davanti al suo disco. In realtà Vega è molto più schiacciata di così (il diametro polare è solo l’88% del diametro equatoriale). Crediti: BelleDeesse

L'argomento in breve

Vega, la quinta stella più brillante del cielo, usata in passato come riferimento standard per la magnitudine zero, ha una forma oblata, dovuta all’alta velocità di rotazione. Questo e altri dati sono stati ricavati da studi basati sull’interferometria, una tecnica che consente di raggiungere un’elevatissima risoluzione angolare, combinando insieme le immagini acquisite da più telescopi.

Momento torcente

Tue, 11 Aug 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

Momento deriva dal latino momentum, contrazione di movimentum (da movēre, “muovere”), originariamente col significato di «movimento, impulso, piccolo peso che fa inclinare la bilancia». In meccanica indica da secoli la capacità di una forza o di un sistema di forze di produrre un determinato effetto rispetto a un punto o a un asse. È lo stesso etimo condiviso con momento angolare e momento lineare.

Torcente è un participio presente e deriva anch’esso dal latino, precisamente dal verbo torquēre, “torcere, avvolgere, attorcigliare, ruotare con forza”, lo stesso verbo da cui discende l’inglese torque, il termine tecnico oggi universalmente adottato nella letteratura scientifica anglosassone per questa stessa grandezza. L’unione dei due termini - momento e torcente - descrive letteralmente “l’impulso che genera una torsione o una rotazione”.

Mira Ceti

Mon, 10 Aug 2026 00:00:00 +0000

L'argomento in breve

La stella si chiama Mira, dalla parola latina che significa ‘meravigliosa’, ed è da secoli uno degli oggetti preferiti dagli astronomi. Nota anche come Omicron Ceti, si tratta di una stella evoluta, una gigante che sta disperdendo parte della sua massa nello spazio. Il telescopio spaziale GALEX scoprì alla fine del 2006 una sorprendente coda simile a quella di una cometa dietro una stella che sfreccia nel cielo a velocità supersonica.

Momento d'inerzia

Sun, 09 Aug 2026 00:00:00 +0000

Definizione

In meccanica classica, il momento d’inerzia rispetto a un asse è una grandezza scalare¹ 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.

Quanto più la massa è distribuita lontano dall’asse, tanto maggiore è il momento d’inerzia e, a parità di momento torcente applicato, tanto più difficile risulta modificare la rotazione del corpo. In questo senso, il momento d’inerzia svolge nella dinamica rotazionale un ruolo analogo a quello della massa nella dinamica traslazionale.

Deneb

Fri, 07 Aug 2026 00:00:00 +0000

Deneb in breve

Alfa Cygni, meglio conosciuta come Deneb, è una stella di prima magnitudine, la diciannovesima in ordine di luminosità tra quelle visibili a occhio nudo. Nonostante molteplici studi susseguitisi nel corso dei decenni, sappiamo ancora relativamente poco su questa supergigante luminosissima e lontana. Le osservazioni più recenti, tuttavia, stanno rivelando una stella sorprendentemente dinamica, le cui variazioni di luminosità, velocità radiale e polarizzazione mostrano una complessità che non è ancora completamente spiegata.

Momento angolare

Wed, 05 Aug 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

Momento deriva dal latino momentum, imparentato con movere (“muovere”); nel linguaggio della meccanica classica il termine fu adottato per indicare l’efficacia di una grandezza vettoriale - una forza, una quantità di moto - applicata a una certa distanza da un punto o da un asse di riferimento, per analogia con il “momento” di una leva. Angolare deriva invece dal latino angulus, “angolo”, e specifica che la grandezza in questione è associata al moto di rotazione anziché di traslazione.

Alnilam

Tue, 04 Aug 2026 00:00:00 +0000

Durante i mesi invernali la costellazione di Orione, vista dall’emisfero settentrionale del pianeta, offre uno spettacolo magnifico, in grado di affascinare anche quelli che alzano gli occhi verso il cielo stellato solo distrattamente, magari una volta ogni tanto. Uno degli elementi più iconici della costellazione è la Cintura, nota fin dall’antichità, formata da tre stelle molto luminose, ben riconoscibili in fila l’una accanto all’altra. La loro descrizione ci è stata tramandata dalle più diverse e lontane tradizioni culturali.

Astrosismologia

Mon, 03 Aug 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

Dal greco ástron (ἄστρον, “stella”) e seismós (σεισμός, “scossa, tremore”), con il suffisso -logia (-λογία, “studio di”): letteralmente “studio delle vibrazioni stellari”. Il termine ricalca direttamente quello di sismologia, lo studio dei terremoti terrestri, di cui l’astrosismologia riprende il principio metodologico: inferire la struttura interna di un corpo, altrimenti inaccessibile all’osservazione diretta, studiando la propagazione al suo interno di onde meccaniche.

Definizione

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.

Meccanica celeste

Sun, 02 Aug 2026 00:00:00 +0000

Definizione

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.

Etimologia e storia#

Il termine si consolida con Pierre-Simon Laplace e la sua grande opera in più volumi, intitolata Traité de Mécanique Céleste (1799–1825). Fu Laplace a fissare l’espressione nell’uso scientifico moderno, distinguendola, come sotto-disciplina applicata, dalla meccanica newtoniana generale, da cui deriva.

Betelgeuse

Sat, 01 Aug 2026 00:00:00 +0000

Figura 1 — Una vista simulata di Betelgeuse. Crediti: Michele Diodati

Quello che segue è un lungo percorso attraverso ciò che sappiamo e ciò che ignoriamo di Betelgeuse e su tutte le incertezze che accompagnano il nostro sapere. Ogni tappa è autonoma, ma tutte insieme disegnano un ritratto accurato e fedele di questa stella straordinaria.

Il calo di luminosità più cospicuo da un secolo a questa parte#

L'argomento in breve

Tra la fine del 2019 e l’inizio del 2020, la supergigante rossa in Orione ha guadagnato circa una magnitudine, raggiungendo la stessa luminosità di Bellatrix. Nonostante questo notevole calo di luminosità, non c’è alcun indizio di un’imminente esplosione di supernova.

Parallasse trigonometrica e parsec

Wed, 29 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizioni

La parallasse è lo spostamento angolare apparente di un oggetto, quando viene osservato da due punti di vista diversi.

Il parsec, abbreviato in $\text{pc}$, è la distanza alla quale l’unità astronomica, cioè il raggio dell’orbita terrestre, sottende un angolo di $1$ secondo d’arco. Corrisponde a $206\,265$ unità astronomiche o $3{,}262$ anni luce.

In questo articolo vedremo come il semplice concetto di parallasse¹ – lo stesso che sperimentiamo guardando il nostro pollice con un occhio alla volta – sia lo strumento che permette di misurare con precisione la distanza delle stelle. Partiremo da un esempio concreto, Alfa Centauri, per introdurre parsec e anni luce, le unità di misura usate dagli astronomi. Infine ripercorreremo la lunga storia delle osservazioni che hanno portato alla misurazione delle prime parallassi stellari, per finire con le misure ultra–precise ottenute dal satellite Gaia.

Unità astronomica

Wed, 29 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione

L'unità astronomica è un'unità di lunghezza usata per misurare distanze dell'ordine di grandezza del Sistema Solare. Il suo valore, fissato per convenzione dalla IAU nel 2012, è esattamente di $149\,597\,870\,700$ metri, un valore che coincide, con ottima approssimazione, alla distanza media tra il centro del Sole e il centro della Terra.

Poche imprese scientifiche sono state così lunghe e difficili come la ricerca dell’esatta distanza tra la Terra e il Sole. Quello che segue è il racconto di quest’impresa: una storia di ingegno e perseveranza durata almeno $23$ secoli.

Rigel

Tue, 28 Jul 2026 00:00:00 +0000

Rigel, nota anche come Beta Orionis (e con svariati altri nomi che non elenchiamo per brevità), è la settima stella più luminosa del cielo notturno, dopo Sirio, Canopo, Alfa Centauri, Arturo, Vega e Capella.

Ma, a differenza di queste sei stelle, tutte relativamente vicine, Rigel è molto più lontana. Con un’energia radiante ben più di centomila volte maggiore di quella del Sole, Rigel è la stella intrinsecamente più luminosa entro mille anni luce dalla Terra. Dall’emisfero boreale la si vede al meglio nelle notti d’inverno, tra dicembre e gennaio, dove occupa la posizione del “piede” del cacciatore Orione, in opposizione a Betelgeuse (Alfa Orionis), che rappresenta invece la spalla del cacciatore ed è la stella più nota della costellazione.

Spettro elettromagnetico

Tue, 28 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia e storia#

Il termine spectrum, dal latino “apparizione, immagine” (specere, “guardare”), fu impiegato da Isaac Newton intorno al 1670 per indicare la banda colorata prodotta dalla scomposizione della luce solare attraverso un prisma, descritta nei suoi esperimenti di ottica poi confluiti nell’opera Opticks (1704).

Definizione

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

Tue, 28 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia e storia#

Il termine spettroscopia deriva dal latino spectrum (“immagine, apparizione”) e dal greco σκοπεῖν (skopeîn, “osservare”). L’analisi spettrale come disciplina scientifica fu fondata tra il 1859 e il 1860 da Gustav Kirchhoff e Robert Bunsen, che per primi utilizzarono sistematicamente lo spettroscopio per identificare gli elementi chimici a partire dalle loro righe spettrali.

Definizione

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).

Onda elettromagnetica

Mon, 27 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia e storia#

Il termine nasce dalla combinazione degli aggettivi elettrico e magnetico. fu James Clerk Maxwell, tra il 1861 e il 1865, a mostrare per primo che le proprie equazioni del campo elettromagnetico ammettono soluzioni ondulatorie capaci di propagarsi anche nel vuoto, a una velocità coincidente con quella già nota per la luce. Da qui la sua congettura che la luce stessa fosse un fenomeno elettromagnetico. La conferma sperimentale arrivò solo nel 1887, quando Heinrich Hertz generò e rilevò in laboratorio onde di questo tipo, dando realtà fisica a una previsione fino ad allora solo teorica.

Plasma

Mon, 27 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia e storia#

Il termine plasma deriva dal greco πλάσμα (plásma), “cosa modellata, forma”, dal verbo πλάσσειν (plássein), “modellare, plasmare”. Da questa radice greca deriva plasma sanguigno, già in uso in medicina dall’Ottocento per indicare la componente liquida del sangue. Fu Irving Langmuir a introdurre il termine in fisica nel 1928, in un articolo sulle oscillazioni nei gas ionizzati: l’analogia è che, così come il plasma sanguigno trasporta globuli e altre particelle in sospensione, il gas ionizzato “trasporta” al suo interno ioni, elettroni e particelle neutre.

Pressione di radiazione

Mon, 27 Jul 2026 00:00:00 +0000

I fotoni trasportano energia e momento#

Nella voce dedicata alla quantità di moto (o momento lineare), abbiamo visto che i fotoni, i quanti indivisibili della radiazione elettromagnetica, pur non avendo massa, hanno momento ed energia. In particolare, l’energia di un fotone è definita dalla formula $E = pc$, dove $p$ è il momento lineare del fotone e $c$ la velocità della luce. Da essa deriva che il momento $p$ di un fotone corrisponde alla sua energia divisa per la velocità della luce:

Ricombinazione

Mon, 27 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione

Se la fotoionizzazione è il processo che distrugge l’integrità degli atomi creando un plasma di particelle cariche positive e negative, la ricombinazione è il processo opposto, in cui ioni positivi catturano elettroni per cercare di ritornare in una condizione di equilibrio, così da diminuire la loro carica positiva o, meglio ancora, riacquistare lo stato neutro originario¹.

Durante questo fenomeno, l’elettrone libero transita da uno stato libero, in cui è dotato di una certa quantità di energia cinetica, a uno stato legato, in cui è vincolato all’interno dei livelli energetici quantizzati dell’atomo. Per soddisfare la legge di conservazione dell’energia, l’energia in eccesso dell’elettrone deve essere liberata. Nella forma più comune in astrofisica, la ricombinazione radiativa, questa energia viene espulsa sotto forma di uno o più fotoni.

Quantità di moto (o momento lineare)

Sun, 26 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia e storia#

Il termine italiano quantità di moto traduce alla lettera il latino quantitas motus, l’espressione con cui la grandezza fu introdotta nella fisica moderna. La denominazione alternativa momento lineare è invece un calco dall’inglese linear momentum, dove momentum, contrazione di movimentum, dal verbo movēre, indicava il movimento e la spinta.

Il concetto nasce con René Descartes, che nei Principia philosophiae (1644) definisce la quantitas motus come prodotto della “grandezza” di un corpo per la sua velocità e ne afferma la conservazione nell’universo. L’intuizione è corretta, la formulazione no: Descartes tratta la grandezza come uno scalare, tenendo conto della sola rapidità e non della direzione, e applicata agli urti la sua legge produce previsioni sbagliate. La correzione arriva negli anni Sessanta del Seicento con John Wallis e Christiaan Huygens, che riconoscono la quantità di moto come grandezza orientata. Newton la eredita già emendata e la colloca in posizione fondativa nei Principia (1687): la Definizione II la introduce come misura che nasce congiuntamente dalla velocità e dalla quantità di materia, e la seconda legge del moto è enunciata proprio come proporzionalità tra la forza impressa e la variazione di questa grandezza, non nella forma $F = ma$ dei manuali scolastici, ma in quella che vedremo nel prossimo paragrafo.

Luminosità

Sat, 25 Jul 2026 00:00:00 +0000

Luminosità deriva dal latino luminosus, a sua volta da lumen (“luce”). Per l’etimologia completa si rimanda alla voce luce.

Definizione

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

Sat, 25 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione

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 ($\lambda$).

Figura 1 — Rappresentazione grafica della propagazione di un’onda elettromagnetica con creste e minimi che rappresentano la lunghezza d’onda. L’immagine è accompagnata da tre formule fondamentali.

Unità di misura#

Nel Sistema Internazionale (SI), $\lambda$ viene misurata in metri ($m$) o nei suoi sottomultipli, a seconda del tipo di radiazione: si va dai chilometri per le onde radio a frequenza molto bassa, fino ai nanometri ($1\,\mathrm{nm} = 10^{-9}\,\mathrm{m}$) per la luce visibile, o ai picometri per i potentissimi raggi gamma.

Magnitudine apparente

Sat, 25 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

Magnitudine deriva dal latino magnitudo (“grandezza”), da magnus (“grande”). L’uso astronomico del termine risale a Ipparco (II secolo a.C.), che classificò le stelle visibili a occhio nudo in sei classi di grandezza apparente (in greco méghethos), dalla $1^a$ classe, riservata alle stelle più brillanti, alla $6^a$, al limite della visibilità a occhio nudo. Questo sistema di classificazione, sostanzialmente invariato nella sua logica ordinale per quasi duemila anni, fu poi formalizzato matematicamente da Norman Pogson nel 1856 nella scala logaritmica tuttora in uso.

Magnitudine assoluta

Sat, 25 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione

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 ¹, in assenza di estinzione interstellare.

Magnitudine bolometrica assoluta

Sat, 25 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione

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 $(L_{\odot})$.

L’esempio di Betelgeuse#

Per esempio, se consideriamo la differenza di magnitudine assoluta tra il Sole $(+4{,}83)$ e Betelgeuse (circa $-5{,}8$) e applichiamo la formula:

Modulo di distanza

Sat, 25 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione#

La magnitudine assoluta $M$ è legata alla magnitudine apparente $m$ e alla distanza $d$ (espressa in parsec) dal modulo di distanza, indicato con la lettera greca $\mu$:

$$ \mu = m - M = 5 \cdot \log_{10}\left(\frac{d}{10\,\text{pc}}\right) $$

Definizione

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.

Frequenza

Fri, 24 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione

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.

Unità di misura#

Nel Sistema Internazionale l’unità di misura della frequenza è l’Hertz ($\mathrm{Hz}$), dove $1\,\mathrm{Hz}$ equivale a un ciclo al secondo. In astrofisica si utilizzano prevalentemente i multipli della scala: dai kilohertz ($\mathrm{kHz}$, migliaia di $\mathrm{Hz}$) e megahertz ($\mathrm{MHz}$, milioni di $\mathrm{Hz}$) per le onde radio, fino ai petahertz ($\mathrm{PHz}$) ed exahertz ($\mathrm{EHz}$) per i potentissimi raggi X e gamma. La frequenza viene tradizionalmente indicata con la lettera greca $\nu$ (nu) o, nei testi di fisica generale, con la lettera $f$.

Limite di Eddington

Fri, 24 Jul 2026 00:00:00 +0000

Equilibrio idrostatico e pressione di radiazione#

Una stella è il risultato di un equilibrio tra forze opposte, e lo stesso vale per un oggetto in fase di accrescimento come l’intorno di un buco nero o una stella di neutroni. La gravità tende a comprimere la materia verso il centro; la pressione interna, dovuta al calore e in parte alla radiazione, si oppone alla compressione. Ne consegue una condizione chiamata equilibrio idrostatico, in cui un corpo luminoso rimane stabile perché gravità e pressione interna si bilanciano più o meno perfettamente. In una stella molto luminosa entra in gioco, tuttavia, un terzo fattore: la pressione di radiazione, che può alterare quell’equilibrio. Infatti, i fotoni che fluiscono verso l’esterno, benché privi di massa, trasportano momento, cioè quantità di moto. Interagendo con il plasma, esercitano una forza netta diretta verso l’esterno.

Luce (Radiazione elettromagnetica)

Fri, 24 Jul 2026 00:00:00 +0000

Il termine deriva dal latino lux, lucis, a sua volta dalla radice indoeuropea leuk- (“splendere”, “essere luminoso”).

Definizione

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)¹, associate a un’energia dei fotoni compresa tra $1{,}65\,\mathrm{eV}$ per il rosso e $3{,}26\,\mathrm{eV}$ per il violetto.

Fotometria

Thu, 23 Jul 2026 00:00:00 +0000

Il termine fotometria deriva dal greco φῶς, φωτός (phôs, phôtós, «luce») più μέτρον (métron, «misura»).

Definizione

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).

In astrofisica, la fotometria è il complemento perfetto della spettroscopia. Mentre la spettroscopia studia come la luce è distribuita nelle diverse lunghezze d’onda (i colori e le righe spettrali), la fotometria misura quanta luce totale arriva da un oggetto, spesso attraverso filtri ottici specifici. Più precisamente, è la tecnica di misura dell’intensità della radiazione elettromagnetica emessa, riflessa o assorbita dai corpi celesti, con lo scopo di determinarne la luminosità e le sue variazioni nel tempo in funzione della lunghezza d’onda.

Fotone

Thu, 23 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

Il termine fotone deriva dal greco φῶς, φωτός (phôs, phôtós, «luce»). Comparve già nel 1916, con tutt’altro significato, nell’opera dello psicologo e fisico americano Leonard T. Troland; assunse il senso attuale alla fine del 1926, quando il chimico-fisico Gilbert N. Lewis lo propose in una lettera alla rivista Nature. Curiosamente, il nome sopravvisse alla teoria che lo aveva generato: il modello fisico a cui Lewis lo aveva legato (una teoria simmetrica di emissione e assorbimento della luce) fu presto abbandonato, mentre il termine si affermò con il significato che oggi conosciamo.

Fotosfera

Thu, 23 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione

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.

Lo scattering e la profondità ottica#

Per capire perché la luce stellare proviene proprio dalla fotosfera, bisogna introdurre il concetto di profondità ottica, indicato in astrofisica con la lettera greca $\tau$ (tau).

Elementi orbitali classici (o kepleriani)

Wed, 22 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione

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

Wed, 22 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

Il termine deriva dal greco enérgeia (ἐνέργεια) e fu coniato dal filosofo Aristotele a partire da en (“dentro”) ed ergon (“opera”, “lavoro”, “azione”). Il significato originario era quello di attività, azione o capacità di produrre un effetto, un’idea che conserva ancora oggi un forte legame con il concetto fisico di energia.

Definizione

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

Wed, 22 Jul 2026 00:00:00 +0000

L’idrostatica è il ramo della fisica che descrive i fluidi in quiete soggetti alla gravità, come l’acqua e l’atmosfera terrestre. Più precisamente, è la condizione fisica in cui un fluido (liquido, gas o plasma) si trova in uno stato di equilibrio macroscopico, in cui la forza di gravità è esattamente controbilanciata da una forza uguale e contraria, generata dal gradiente di pressione del fluido. Se questo equilibrio si rompe, il corpo inizia a contrarsi o a espandersi macroscopicamente.

Flusso di radiazione

Wed, 22 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

Il termine flusso deriva dal latino fluxus, participio passato di fluere (“scorrere”). Il vocabolo entra nel lessico scientifico europeo a partire dal XVII secolo per indicare, in senso generale, il “flusso” di una grandezza fisica (calore, fluido, e in seguito luce) attraverso una superficie.

Definizione

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

Wed, 22 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

Il termine fotoionizzazione unisce il prefisso foto- (dal greco phôs, phôtós, “luce”) al sostantivo ionizzazione, a sua volta derivato da ione (dal greco ión, participio presente di iénai, “andare”), termine coniato da Michael Faraday intorno al 1830 per indicare le particelle cariche che “vanno” verso gli elettrodi in una soluzione elettrolitica.

Fotoni che vincono l’energia di legame#

È possibile che un elettrone sia strappato a un atomo e venga proiettato nello spazio come elettrone libero, se viene colpito da un fotone dotato di un’energia uguale o maggiore all’energia di legame che tiene quell’elettrone vincolato al nucleo atomico¹. L’atomo a cui l’elettrone è stato strappato diventa uno ione dotato di carica elettrica positiva. Fotoni dotati della giusta energia possono agire allo stesso modo anche sugli ioni positivi, strappando loro ulteriori elettroni e rendendo così la loro carica positiva ancora maggiore.

Correzione bolometrica

Tue, 21 Jul 2026 00:00:00 +0000

Come accennato nella voce Luminosità, nessun rilevatore è in grado di misurare il flusso totale di una stella, poiché l’atmosfera terrestre e gli stessi strumenti pongono dei limiti fisici. I telescopi campionano la luce attraverso filtri fotometrici (come il filtro $V$, centrato sul verde-giallo a circa $550$ nanometri), che rappresentano solo una frazione delle lunghezze d’onda possibili.

Ma la radiazione emessa dalle stelle non è limitata a ciò che i nostri filtri fotometrici (le bande dello spettro) possono registrare. Ad esempio, una supergigante blu molto calda come Rigel irradia gran parte della sua energia nell’ultravioletto, mentre una nana rossa ultrafredda la disperde quasi interamente nell’infrarosso.

Costante solare

Tue, 21 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione

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).

Detto più semplicemente, rappresenta la potenza con cui il Sole irraggia la Terra per unità di superficie, misurata prima che l’atmosfera e le nuvole possano diffondere, riflettere o attutire la radiazione. A differenza di molte grandezze astrofisiche, non viene dedotta da altre proprietà del Sole, ma è una quantità misurata direttamente: anzi, è il dato osservativo iniziale da cui si risale, tramite la legge dell’inverso del quadrato, alla luminosità bolometrica del Sole.

Curva di fase

Tue, 21 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione

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.

Funzione di fase

Tue, 21 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione

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 ($\alpha$ = $0\,^\circ$).

Longitudine del pericentro

Tue, 21 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

“Longitudine del pericentro” deriva per metà dal latino (longitudo, “lunghezza”, nel senso astronomico di “posizione angolare lungo un percorso”) e per metà dal greco (pericentro, composto da περί, “attorno, nei pressi di”, e κέντρον, “centro”, propriamente “pungolo, punta del compasso”).

Un angolo composto#

Definizione

In astronomia, la longitudine del pericentro è la somma algebrica di due angoli misurati su piani diversi. Si definisce geometricamente come:

$$\varpi=\Omega+\omega$$

in cui il simbolo $\varpi$, variante corsiva della lettera $\pi$ (pur ricordando nell’aspetto una $\omega$), è usato per convenzione consolidata nella letteratura di meccanica celeste per segnalare che si tratta di una quantità composita e non di un angolo elementare.

Campo magnetico

Mon, 20 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

Il termine “magnete” deriva dal latino magnes, a sua volta dal greco Μάγνης λίθος (“pietra di Magnesia”), dal nome di una località dell’Asia Minore (l’odierna Manisa, in Turchia) presso cui si trovavano abbondanti giacimenti di magnetite, il minerale di ferro capace di attrarre altro ferro. Dalla stessa radice derivano anche “magnetite” e “magnetismo”. Il concetto di campo, invece, è molto più tardo: viene introdotto nell’Ottocento da Faraday per descrivere l’azione a distanza delle forze elettriche e magnetiche senza dover ricorrere a un mezzo meccanico intermedio.

Corpo nero

Mon, 20 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

Il termine “corpo nero” (dal tedesco schwarzer Körper) fu introdotto dal fisico tedesco Gustav Robert Kirchhoff nel 1860, nell’ambito dei suoi studi sulla relazione tra potere emissivo e potere assorbente dei corpi in equilibrio termico.

Definizione

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.

Apocentro e Pericentro

Sun, 19 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia e sinonimi#

Il termine apocentro deriva da apó (“lontano da”) e kéntron e indica il punto di un’orbita ellittica in cui la distanza dal fuoco occupato dal corpo centrale è massima. Il termine pericentro deriva invece dal greco perí (“vicino a”, “intorno a”) e kéntron (“centro”) e indica il punto di minima distanza.

Sono sinonimi pienamente equivalenti, e altrettanto diffusi in letteratura, apoapside e periapside, costruiti sulla radice greca hápsis (“arco”, “volta”, nel senso di “punto dell’arco orbitale”), da cui derivano anche gli inglesi periapsis e apoapsis.

Apside e Linea degli Apsidi

Sun, 19 Jul 2026 00:00:00 +0000

Apside#

Definizione

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) ¹.

La nozione di apside è generale e si applica a qualunque orbita kepleriana a due corpi (pianeti, comete, satelliti naturali e artificiali, stelle in sistemi binari, esopianeti). Il caso Sole/pianeta nel Sistema Solare è solo uno dei numerosi casi possibili.

Astrofisica

Sun, 19 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione

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.

L’astrofisica indaga processi fisici come la nucleosintesi stellare, la struttura interna delle stelle, le proprietà della radiazione elettromagnetica e delle particelle emesse dai corpi celesti, la dinamica dei gas interstellari e intergalattici, fino a fenomeni estremi quali buchi neri, stelle di neutroni e onde gravitazionali.

Astronomia

Sun, 19 Jul 2026 00:00:00 +0000

Il nome deriva dall’unione delle parole greche ἄστρον (ástron, «astro») e νόμος (nómos, «legge, ordine»).

Definizione

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.

Storicamente considerata la disciplina madre dello studio dello spazio, oggi si avvale costantemente della fisica e della chimica (vedi Astrofisica) per interpretare i dati raccolti attraverso telescopi e altri strumenti di rilevazione.

Angolo di fase

Sat, 18 Jul 2026 00:00:00 +0000

Definizione

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.

L’angolo di fase determina direttamente la percentuale di superficie illuminata di un corpo celeste, ovvero la sua “fase”. Il caso tipico è quello delle fasi lunari, in cui la Luna occupa il vertice dell’angolo e il Sole e la Terra giacciono sui suoi lati.

Angolo solido

Sat, 18 Jul 2026 00:00:00 +0000

Il termine deriva dal latino solidus, “tridimensionale”, mentre il concetto risale alla geometria euclidea.

Definizione

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.

Albedo

Fri, 17 Jul 2026 00:00:00 +0000

Il termine deriva dal latino albedo, “bianchezza”, a sua volta derivato da albus, “bianco”. Fu introdotto in astronomia da Johann Heinrich Lambert nel XVIII secolo.

Definizione

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.

Afelio e Perielio

Thu, 16 Jul 2026 00:00:00 +0000

Entrambi i termini derivano dal greco. Afelio (ἀφήλιον) unisce apo- (“lontano da”) e hḕlios (“Sole”); perielio (περιήλιον) unisce peri- (“vicino, intorno a”) e hḕlios. Keplero introdusse questi termini nell’opera Mysterium Cosmographicum del 1596, sul modello dei termini analoghi già in uso per l’orbita lunare (apogeo e perigeo).

I corpi celesti legati gravitazionalmente al Sole, come pianeti, pianeti nani, asteroidi e la maggior parte delle comete, percorrono orbite ellittiche, con il Sole situato in uno dei due fuochi dell’ellisse.

Anomalia vera, Anomalia Media, Anomalia eccentrica

Wed, 15 Jul 2026 00:00:00 +0000

Etimologia#

Il termine deriva dal greco ἀνωμαλία (da an- privativo + ὁμαλός, «uguale, regolare»), cioè «mancanza di regolarità». Già gli astronomi greci lo usavano per indicare la non circolarità, ovvero l’apparente irregolarità, del moto dei pianeti. Fu Keplero, nel risolvere il problema di calcolare la posizione di un corpo lungo un’orbita ellittica, a fissarne l’uso moderno, distinguendo le tre anomalie (media, eccentrica e vera) oggi impiegate in meccanica celeste.

Eccentricità

Wed, 15 Jul 2026 00:00:00 +0000

La parola deriva dal latino tardo eccentricus, a sua volta dal greco ἔκκεντρος (ékkentros, “fuori dal centro”), composto da ἐκ- (“fuori da”) e κέντρον (“centro”).

Definizione

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.