Piccolo dizionario astronomico

A

Afelio s.m. (dal greco apo, lontano e elios, sole). Punto di un’orbita di un corpo del sistema solare nel quale la distanza dal Sole è massima.

Altazimutale agg. Caratterizza uno strumento con montatura mobile attorno a un asse orizzontale e a un asse verticale.

Altezza s.f. Angolo che forma la direzione di un astro (o del suo centro, se esso presenta un diametro apparente sensibile) con il piano orizzontale. Si tratta di una delle due coordinate orizzontali, l’altra e l’azimut.

Angström s.m. (da A.J.Angström, fisico svedese [1814-1874]). Unità di misura di lunghezza (simbolo Å ), utilizzata per la misura delle lunghezze d’onda, il cui valore è un decimiliardesimo di metro, cioè 10 – 10 metri.

Anno luce s.m. Unità di lunghezza (simbolo al) equivalente alla distanza percorsa in un anno dalla luce nel vuoto, ossia circa 9.461 x 10 12 km . Si dice correntemente ma abusivamente anno luce.

Apertura s.f. diametro dello specchio di telescopio, oppure dell’obiettivo di cannocchiale, esposto ai raggi luminosi. L’apertura degli strumenti ottici determina, da una parte la luminosità e, dall’altra, il loro potere separatore. Apertura relativa, rapporto fra l’apertura e la distanza focale.

Apogeo s.m.(dal greco apo, lontano e geos, terra). Punto dell’orbita di un satellite della Terra per il quale la distanza di questo corpo dalla Terra è massima. Per estensione, punto dell’orbita di un corpo qualunque del sistema solare dove la distanza di questo corpo dalla Terra è massima. Contrario: PERIGEO.

Ariete (in latino Aries, -etis), costellazione dello zodiaco. La sua stella principale  Hamal.  Ari è una stella doppia visuale, una delle prime ad esser stata scoperta, fortuitamente nel 1664 dall’inglese Robert Hooke, mentre seguiva una cometa. Le sue componenti, bianche, di magnitudine rispettivamente 4,7 e 4,8, sono distanziate di circa 8’’ e, quindi, facilmente separabili con piccoli strumenti da dilettante. Circa 2000 anni fa il Sole entrava in questa costellazione all’equinozio di primavera: l’Ariete era così considerata la prima costellazione attraversata dal Sole durante la sua corsa annuale. Tuttavia, a seguito della precessione degli equinozi, il punto vernale* è localizzato ai giorni nostri nella costellazione dei Pesci, che il Sole raggiunge un mese prima.

Arrossamento interstellare s.m. Modificazione nella composizione della luce proveniente da una stella, dovuta all’assorbimento selettivo delle polveri interstellari, che lasciano passare il rosso meglio del blu.

Ascensione retta, una delle due coordinate equatoriali* che permettono di trovare la posizione di un punto sulla sfera celeste. Analoga alla longitudine sulla Terra, rappresenta la distanza angolare della proiezione del punto del cielo considerato sul piano dell’equatore celeste, misurata in senso diretto a partire dal punto vernale, in ore, minuti e secondi. L’altra coordinata equatoriale, analoga alla latitudine, è la declinazione.

Asse del mondo, direzione parallela all’asse di rotazione della Terra, orientata verso il polo Nord celeste, e utilizzata come asse di riferimento nei sistemi di coordinate orarie ed equatoriali.

Assorbimento s.m. Diminuzione che subisce l’intensità dell’irraggiamento emesso da un astro nel suo tragitto tra la sorgente emettitrice e l’osservatore.

L’irraggiamento che riceviamo dagli astri è attenuato a causa dell’assorbimento che esso subisce durante tutto il suo percorso. Questo assorbimento è continuo ed è presente su tutte le lunghezze d’onda; può anche riguardare degli intervalli molto stretti di lunghezze d’onda e si  manifesta allora sotto forma di righe* d’assorbimento, caratteristiche del mezzo assorbente, nello spettro dell’astro. D’altronde, la luce emessa dalle stesse stelle e galassie presenta delle righe d’assorbimento che sono caratteristiche della composizione chimica di quegli astri e delle condizioni fisiche che vi regnano.

Asterismo s.m. Sinonimo antico e letterario di COSTELLAZIONE.

Astrolabio s.m. Strumento utilizzato nell’antichità  e nel Medioevo per semplificare i calcoli di astronomia e per determinare l’ora.  – Strumento astrometrico che serve per determinare  l’istante del passaggio di una stella a un’altezza determinata, generalmente 60°, al di sopra dell’orizzonte.

L’astrolabio è stato inventato dai greci e perfezionato nel mondo islamico. Esso fornisce una rappresentazione del cielo in proiezione stereografica ed è costituito da un complesso di dischi di rame disposti in una matrice chiamata timpano, il cui bordo è graduato. Ai dischi è sovrapposta una rete, piastra traforata che porta inciso l’equatore, i cerchi orari fondamentali, l’eclittica, e alcune stelle più importanti. Ruotando opportunamente la rete rispetto al timpano e al disco superiore inciso, possono essere eseguite in modo meccanico le principali determinazioni astronomiche pratiche; per es. l’ora del sorgere e del tramonto del Sole, della Luna e delle principali stelle.

Attrazione universale (legge dell’), legge enunciata da Newton nel 1687, secondo la quale due corpi qualunque si attraggono secondo la retta congiungente i loro centri, in maniera proporzionale rispetto ai valori m ed m’ delle loro masse e in ragione inversa del quadrato della distanza d che li separa, con una forza F d’intensità:

F = G  x (m m’ /  d 2)

La costante di proporzionalità G è definita costante gravitazionale.

Azimut s.m. (dall’arabo al-samt, il percorso retto). Angolo formato dal piano verticale contenente un astro e il meridiano del luogo d’osservazione, misurato a partire da nord, positivamente verso est, da 0° a 360°. Si tratta di una delle due coordinate orizzontali; l’altra è l’altezza*. In fotografia e in marina lo si computa da nord a sud, da 0° a 180°, positivo verso est e negativo verso ovest.

Azimutale, i agg. Relativo alla definizione o alla misura dell’azimut. – Montatura azimutale, montatura di uno strumento astronomico che permette la sua rotazione in azimut attorno ad un asse verticale e in altezza attorno ad un asse orizzontale. Si tratta della montatura più semplice, fornita di solito in dotazione ai piccoli strumenti da dilettante, cannocchiali o telescopi.

B

Binaria s.f. Stella doppia* fisica. Si dice anche SISTEMA BINARIO.

Bolide s.m. Meteora brillante che ha l’aspetto di una palla di fuoco.

Brillamento s.m. Aumento brusco e transitorio dell’irraggiamento di un astro, in particolare del Sole. – Stella a brillamento, tipo di stella variabile caratterizzata da numerosi guizzi di luminosità. Sinonimo: FLARE STELLARE.

I brillamenti solari vengono principalmente considerati come la risposta della corona all’apparire di un’eruzione cromosferica. Dall’inizio delle ricerche spaziali, si sono registrati in tutti i domini accessibili dello spettro elettromagnetico numerosi tipi di brillamenti, di intensità e durata variabile.

Buco coronale, vasta regione dell’atmosfera solare, generalmente situata in vicinanza dei poli solari, che emette scarso irraggiamento nel campo X e ultravioletto, e la cui densità così come la temperatura possono essere interpretati come una locale mancanza di corona.

Associati, sembra, a dei campi magnetici divergenti, i buchi coronali sono considerati come possibile origine del vento* solare. La durata della loro vita è dell’ordine di parecchi mesi. Alle volte essi possono estendersi dalle regioni polari fino alle basse latitudini e apparire cosparsi di piccoli punti brillanti nell’irraggiamento X con una durata di vita di qualche minuto solamente. La loro rotazione sembra differente da quella delle strutture solari e sarebbe vicina a quella di un corpo solido.

Buco nero, regione dell’Universo in collasso gravitazionale irreversibile, nella quale il campo gravitazionale è così intenso che nulla, nemmeno la luce, ne può uscire.

Bulbo s.m. Parte centrale, rigonfia, di una galassia a spirale.

C

Campo magnetico, zona nella quale si esercitano le forze di origine magnetica. – Grandezza fisica che caratterizza gli effetti del campo magnetico esistenti in un punto.

La conoscenza dei campi magnetici consente di rendersi conto del comportamento delle particelle cariche del plasma esistente nell’Universo. I diversi fenomeni dell’attività* solare sono legati alle perturbazioni magnetiche; lo spazio interplanetario è diviso in settori magnetici connessi al campo solare; sotto l’azione del vento*solare, il dominio magnetico dei pianeti si trova confinato in regioni di forma particolare chiamate magnetosfere*.

Centralità (linea di), linea descritta, sulla superficie della Terra, dalla traccia della linea congiungente i centri del Sole e della Luna durante un’eclisse di Sole totale o anulare.

Cerchio oculare, in un cannocchiale astronomico, immagine reale dell’obiettivo fornita dall’oculare. La sua posizione è quella che deve occupare la pupilla dell’occhio per abbracciare la maggior parte possibile del campo. Si chiama anche anello oculare.

Cerchio orario, massimo semicerchio della sfera celeste, che passa per i poli celesti e l’astro considerato.

Chandrasekhar (Subrahmanyan), astrofisico americano di origine indiana (Lahore, 1910). Dopo gli studi all’università di Cambridge, dove ha conseguito la libera docenza in filosofia (1933), è divenuto prima assistente e successivamente professore all’università di Chicago (1942). E’ l’autore di lavori teorici sulla polarizzazione della luce degli astri (che egli aveva prevista prima che fosse osservata), sul trasferimento di energia fra le stelle e sull’evoluzione stellare. In particolare ha stabilito una relazione fra la massa e il raggio delle stelle degenerate, che indica come le nane bianche non possano avere una massa superiore a 1,4 volte circa quella del Sole (limite di Chandrasekhar). Queste opere gli sono valse nel 1983 il premio Nobel per la fisica, condiviso con W.Fowler.

Circumpolare agg. Che è o che si effettua attorno al polo. – Stella circumpolare, stella così vicina a uno dei poli celesti da restare sempre al di sopra dell’orizzonte in un determinato luogo.

Classe di lumosità, categoria di stelle per le quali la magnitudine assoluta, che caratterizza la luminosità, è compresa tra due limiti legati al tipo spettrale. Nella classificazione MK, ogni tipo spettrale è diviso in cinque classi di luminosità:

I : stelle supergiganti

II : stelle giganti brillanti

III : stelle giganti normali

IV : stelle subgiganti

V : stelle nane

Alle volte vengono distinte due classi supplementari:

VI : stelle subnane

VII : stelle nane bianche

Classe spettrale, sinonimo di TIPO SPETTRALE*.

Collasso gravitazionale s.m. Avvenimento cataclismico della vita di una stella, che ha luogo allorchè le forze gravitazionali superano le forze nucleari della stella stessa.

Colore (indice di), differenza fra le magnitudini di una stella misurate in due campi ben definiti di lunghezza d’onda.

Per esempio, è possibile definire l’indice di colore B-V che rappresenta la differenza fra la magnitudine B misurata nel blu e la magnitudine V misurata nel giallo (regione del campo visibile nella quale l’occhio è più sensibile). Per una stella di classe spettrale B, che irraggia più energia nel blu che non nel giallo, la quantità B – V sarà negativa; al contrario, per una stella di classe spettrale G (per esempio, il Sole) che irraggia soprattutto nel giallo, essa sarà positiva. L’indice di colore fornisce quindi informazioni sulla distribuzione spettrale dell’energia nella stella e quindi sulla sua temperatura superficiale. A differenza della magnitudine, questo indice offre il vantaggio di essere indipendente dalla distanza. Si possono misurare diversi indici di colore partendo da combinazioni di differenti filtri, secondo le peculiarità delle stelle che si vogliono analizzare.

Corona,  s.f. Si tratta della regione più esterna dell’atmosfera del Sole, o di una stella qualunque, non omogenea e molto tenue, che va progressivamente diluendosi nello spazio.

Corpo nero, corpo ideale che assorbe tutta la radiazione che riceve e la riemette integralmente. Il corpo nero è in equilibrio termodinamico con l’ambiente che lo circonda. L’intensità della radiazione di un corpo nero alla temperatura assoluta T risulta massima per una lunghezza d’onda , il cui valore dipende solo dalla temperatura. Questo valore è legato alla temperatura dalla relazione  ∙ T = costante [legge di Wien]. L’intensità totale dell’irraggiamento emesso dal corpo nero sulla totalità delle frequenze dipende esclusivamente dalla temperatura T : essa è proporzionale a   [legge di Stefan].

Costante solare, flusso di energia solare ricevuta al livello dell’orbita della Terra fuori dell’atmosfera, perpendicolarmente, per unità di tempo e di superficie.

Questo principio è stato introdotto nel 1837 dal fisico francese Claude Pouillet. Attualmente la costante solare può essere misurata con precisione grazie ai satelliti artificiali: i valori più precisi ottenuti sono prossimi a 1367 W/ m2. Tenuto conto dell’assorbimento e della riflessione atmosferici, il flusso medio di energia solare che raggiunge effettivamente la superficie terrestre è solo di circa 240 W/ m2 . Esso varia di fatto, da meno di 50 W/ m2 nelle regioni polari a più di 260 W/m2 nella zona equatoriale e nei deserti subtropicali.

Cromosfera s.f. Regione del’atmosfera di una stella , in particolare del Sole, intermedia tra la fotosfera e la corona. La cromosfera solare è stata scoperta e osservata dapprima visivamente nel corso delle eclissi totali di  Sole (1860). Essa appare come un sottile strato rosa vivi che circonda il Sole con uno spessore dell’ordine di 10000 km. La sua colorazione è dovuta all’emissione della riga più brillante del suo spettro visibile, la riga dell’idrogeno a 6563 Å (Hα nella serie di Balmer). Oltre alle righe dell’idrogeno, il suo spettro si compone principalmente (nello spettro di Fraunhofer) delle righe dell’elio, del calcio, dell’ossigeno, del sodio, del magnesio, del titanio, sia allo stato neutro che ionizzato una sola volta. E’ possibile osservare la cromosfera anche in assenza di eclissi per mezzo dei coronografi,degli spettroeliografi e dei radio eliografi che lavorano a lunghezze d’onda molto corte (da 1mm a 3,2 cm). La temperatura varia da un minimo di 4500K (cromosfera profonda, vicino la fotosfera) a un massimo di 20000 K (cromosfera superiore). Al contrario, in genere si stima che la densità elettronica media sia 100 volte più tenue nella alta cromosfera piuttosto che nella regione inferiore, prossima alla fotosfera. Infatti, la cromosfera sembra essere alquanto poco omogenea, in temperatura e in densità, e formata da una grande varietà di strutture: spicole, fibrille, protuberanze (o filamenti), facole brillanti (o zone faculari), ecc. Talvolta essa è sede di violente eruzioni.

Culminare v.i. Raggiungere l’altezza massima sull’orizzonte, parlando di un astro. Le stelle culminano al momento del loro passaggio superiore al meridiano* (culminazione superiore) e al momento del passaggio all’antimeridiano (culminazione inferiore).

Culminazione s.f. Passaggio di un astro, a seguito del movimento diurno, per il punto del cielo dove raggiunge la sua massima altezza.

Curvatura di campo, aberrazione di un sistema ottico centrato, che si manifesta con il fatto che l’immagine di un oggetto piano, perpendicolare all’asse e sufficientemente esteso, non è piana. L’immagine si forma su una superficie curva di rivoluzione attorno all’asse. La curvatura di campo nuoce, come l’astigmatismo, alla purezza delle immagini dei punti lontano dal centro del campo.

D

Densità s.f. Rapporto della massa di un volume di un gas rispetto alla massa d’aria che occupa lo stesso volume alla stessa temperatura e alla stessa pressione. – Per un solido e un liquido, è il rapporto della massa del corpo rispetto alla massa d’acqua che occupa lo stesso volume alla temperatura di 4°C.

Diffrazione s.f. Perturbazione che subisce la propagazione delle onde (acustiche, luminose, hertziane, ecc.) allorchè queste incontrano un ostacolo o un’apertura avente dimensioni dello stesso ordine di grandezza della loro lunghezza d’onda.

Diffusione s.f. Ripartizione continua, in numerose direzioni di un mezzo di propagazione, dell’energia di un’onda elettromagnetica (onda luminosa, onda hertziana) dopo la sua interazione con numerosi ostacoli, o eterogeneità, disposte casualmente.

La diffusione della luce solare da parte delle molecole d’aria dell’atmosfera terrestre è responsabile del colore blu del cielo e della sua trasformazione verso il roso quando il Sole è prossimo all’orizzonte.

E

Eccentricità s.f. Uno degli elementi dell’orbita: rapporto della distanza tra i fuochi rispetto alla lunghezza dell’asse maggiore.

Eclittica s.f. Piano dell’orbita terrestre attorno al Sole; massimo cerchio della sfera celeste, traccia del piano precedente. – Asse dell’eclittica, diametro della sfera celeste, perpendicolare al piano dell’eclittica. – Obliquità dell’eclittica, angolo formato dai due piani dell’eclittica e dell’equatore celeste. – Poli dell’eclittica, punti nei quali l’asse dell’eclittica incontra la sfera celeste. L’eclittica deve il proprio nome al fatto che le eclissi di Sole e di Luna sono possibili solo allorquando la Luna è molto vicina ad essa.

A seguito delle perturbazioni indotte nel moto della Terra dagli altri pianeti (Giove, soprattutto a causa della sua massa, e Venere, a causa della sua vicinanza), il piano dell’eclittica è animato da un’oscillazione di lunghissima durata (20000 anni) che,  al momento, fa diminuire l’angolo formato con il piano dell’equatore di 0’’,48 all’anno.

Effemeridi s.f.pl. Tabelle che forniscono giorno per giorno, oppure per altri intervalli di tempo, i valori calcolati di diverse grandezze astronomiche variabili, quali le coordinate de pianeti, della Luna, del Sole, ecc.

Eliosfera s.f. Regione dello spazio nella quale la densità di energia del vento solare è superiore a quella del mezzo interstellare.

Circoscritta dall’eliopausa, l’eliosfera si comporterebbe, nei confronti del mezzo interstellare, come la magnetosfera di un pianeta nei confronti del vento solare. Di dimensioni variabili a seconda dell’attività solare, essa si estenderebbe sino ad un minimo di 100 ua dal Sole.

Elongazione s.f. Distanza angolare di un astro rispetto al Sole per un osservatore situato sulla Terra. –Nel caso del satellite di un pianeta, distanza angolare geocentrica del satellite rispetto al pianeta.

Mentre l’elongazione di un pianeta superiore può assumere qualsiasi valore tra 0 e 180°, nel caso dei pianeti inferiori esso passa attraverso dei valori estremi, denominati elongazioni massime. Infatti, questo termine si utilizza quasi esclusivamente per i pianeti inferiori, Mercurio e Venere. Le elongazioni massime di Venere variano fra 45° e 47°45’ e quelle di Mercurio fra 16°15’ e 27°45’, variazione più marcata, questa, dovuta alla maggiore eccentricità dell’orbita di questo pianeta. L’elongazione viene definita orientale oppure occidentale a seconda se l’astro si trovi a est o a ovest del Sole rispetto all’osservatore.

Emersione s.f. Riapparizione di un astro che aveva subito un’occultazione.

Equatore s.m. Linea secondo la quale il piano contenente il centro di massa di un astro in rotazione (in particolare la Terra), perpendicolare all’asse di rotazione (o asse dei poli), taglia la superficie dell’astro stesso. EQUATORE CELESTE : intersezione del piano dell’equatore terrestre con la sfera celeste.

L’equatore terrestre è no dei due piani di riferimento scelti per la definizione delle coordinate geografiche di un punto della superficie terrestre: latitudine e longitudine. Ugualmente, l’equatore celeste è uno dei due piani di riferimento scelti per la definizione delle coordinate equatoriali di un astro sulla sfera celeste: ascensione retta e declinazione.

Equinozio s.m. (dal latino aequa, uguale, e nox, noctis, notte). Data dell’anno (che si riproduce a sei mesi di distanza) alla quale il Sole, nel suo movimento proprio apparente sull’eclittica, attraversa l’equatore celeste, e in cui la durata del giorno e della notte corrispondono esattamente. – Sinonimo di PUNTO VERNALE. – Linea degli equinozi, retta di intersezione dei due piani dell’eclittica e dell’equatore celeste. Per effetto della precessione* dell’asse dei poli terrestri, il punto vernale non è fisso bensì retrograda lentamente sull’eclittica.

F

Facola s.f. (dal latino facula, diminutivo di fax, facis, torcia). Regione di attività solare di apparenza brillante nelle righe fotosferiche.

Le facole sono visibili in luce bianca, a causa del contrasto, vicino al bordo del Sole. Si tratta di regioni di rafforzamento del campo magnetico che circondano le macchie quando le regioni attive sono giovani. In seguito si disperdono lentamente dopo la scomparsa delle macchie.

Fase s.f. (dal greco fainein, far brillare, rendere visibile). Ognuno degli aspetti successivi sotto i quali appaiono la Luna e i pianeti nel corso di una rivoluzione sinodica, secondo la loro posizione nello spazio rispetto alla Terra e al Sole. Il ciclo delle fasi della Luna costituisce la lunazione, detta anche mese lunare. Fra i pianeti, solo Mercurio e Venere, più vicini al Sole della Terra, presentano per l’osservatore terrestre delle fasi ben distinte. – Angolo di fase, angolo che ha il proprio vertice al centro di un corpo illuminato, fra la direzione dell’astro illuminato (il Sole per un corpo del sistema solare, la stella principale per una binaria a eclisse) e quella che è opposta all’osservatore. Per un pianeta, è l’angolo  delle direzioni pianeta-Sole e pianeta-Terra. La frazione illuminata del disco del pianeta vista dalla Terra ha il valore di k = 1/2 (1+ cos).

Fibrilla s.f. Elemento della struttura fine della cromosfera solare.

Le fibrille formano una rete ordinata di filamenti nelle regioni attive o attorno a queste regioni e sono orientate in direzione del campo magnetico locale. La loro larghezza va da 725 a 2200 km, la loro lunghezza  è in media 11000 km. Sono visibili alla luce monocromatica di alcune righe di Fraunhofer intense (H). La rete di fibrille permane stabile per parecchie ore, sebbene una fibrilla abbia un tempo di vita da 10 a 20 minuti.

Filamento s.m. Protuberanza* solare vista in proiezione sul disco del Sole.

Flare s.m. (termine inglese che significa vampata). Sinonimo di BRILLAMENTO.

Focale agg. Relativo al fuoco di una lente, di uno specchio, di un sistema ottico. – Distanza focale o focale (s.f.), distanza del fuoco principale di un sistema centrato rispetto al piano principale del sistema. In un sistema di tipo sottile (specchio, lente sottile), è la distanza della superficie del sistema rispetto al fuoco. – Piano focale, piano normale all’asse di un sistema ottico, contenente il fuoco.

Fotone s.m. Oggetto quantico specifico della luce, veicolo delle interazioni elettromagnetiche. Un’onda luminosa monocromatica di frequenza è formata da un insieme di fotoni, ognuno dei quali porta un’energia , essendo la costante di Plank.

Fotosfera s.f. Regione dell’atmosfera di una stella, in particolare del Sole, che produce la quasi totalità dell’irraggiamento visibile ad occhio nudo.

Fraunhofer (righe di), righe scure dello spettro di una stella, dovute all’assorbimento da parte della cromosfera di questa stella delle radiazioni emesse dalla sua fotosfera. Scoperte nel 1814 da Fraunhofer (ottico e fisico tedesco) nello spettro del Sole, queste righe sono state successivamente riscontrate in alcuni spettri stellari ed è stato possibile identificarne in totale circa 25000. Le righe più marcate sono dovute alla presenza di calcio ionizzato, di idrogeno neutro, di sodio e di magnesio; quelle più deboli alla presenza del ferro. Il loro studio consente di determinare non solo la composizione chimica, ma anche le condizioni fisiche degli stati esterni del Sole e delle stelle.

G

Geocentrico agg. Relativo a un sistema di coordinate la cui origine è il centro della Terra.

Getto coronale,  struttura elementare, sottile, brillante, approssimativamente radiale, della corona solare.

I getti coronali determinano la morfologia generale della corona osservata durante le eclissi o con l’aiuto dei coronografi. Essi sono generalmente impiantati al di sopra degli strati attivi della bassa atmosfera solare, e la loro disposizione attorno al disco varia nel corso del ciclo dell’attività solare. Nelle epoche vicino al minimo di attività, sono localizzate vicino all’equatore solare, mentre durante un periodo di massimo dell’attività si trovano ripartiti attorno al disco solare fin vicino ai poli. Si chiamano piume polari i sottili e tenuissimi getti radiali che in quel momento appaiono ai poli. Tuttavia, l’impianto dei getti coronali nelle stesse regioni polari è stato talvolta contestato e queste strutture sono state allora interpretate come l’estremità di getti di alta latitudine visti per effetto della prospettiva al di sopra dei buchi coronali.

Giuliano, a agg. (dal latino Julius, Giulio). Anno giuliano, anno comune di 365,25 giorni. – Calendario giuliano, calendario nato dalla riforma di Giulio Cesare nel 46 a.c. (valore medio dell’anno nel calendario* giuliano)                v. CALENDARIO.

Gravità s.f. Risultante delle accelerazioni esercitate sulle diverse parti di un corpo a riposo alla superficie di un astro, in particolare della Terra. – Accelerazione di gravità, dal principio fondamentale della dinamica, accelerazione   che acquistano tutti i corpi in uno stesso punto e sottoposti al loro solo peso. L’accelerazione di gravità , uguale al campo gravitazionale  nel punto considerato, varia da un punto all’altro sulla superficie terrestre: è più debole all’equatore che ai poli e diminuisce con l’altezza. Essa varia molto debolmente con la natura del sottosuolo e della ripartizione delle masse in vicinanza del punto di misura. – Campo gravitazionale, vettore g definito in ogni punto e tale che il peso P di un corpo in quel punto è il prodotto della massa m di questo corpo per g :

P Intensità di gravità, in un luogo, modulo g del campo gravitazionale g.

Gravitazione s.f. Una delle quattro interazioni fondamentali della fisica che si manifesta attraverso delle forze attrattive fra tutti i corpi aventi una massa e di cui Newton formulò per primo la legge: due corpi puntiformi di massa m e m’, situati a una distanza r l’uno dall’altro, si attirano con una forza diretta lungo la retta che li unisce di intensità proporzionale alle loro masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza:

(dove G è una costante universale, detta costante di gravitazione, il cui valore è G = 6,662 x 10 -11 Nm2 kg -2.

Il campo di gravitazione g in un punto P dello spazio si definisce a partire dalla forza esercitata su una massa m posta in questo punto:

=   m

dove g dipende quindi dall’insieme delle masse che agiscono su m e dalle loro distanze rispetto a P. Un campo gravitazionale per cui il valore di g non dipende dalla posizione di P, è detto campo uniforme.

H

Hubble (costante di), fattore di proporzionalità tra la velocità di fuga delle galassie e la loro distanza, secondo la legge di Hubble.

Designato solitamente con , questo parametro fissa il tasso di espansione dell’Universo al passar del tempo ed ha un ruolo importante nei modelli cosmologici. Le stime più recenti della costante convergono verso il valore  = 75 km x s – 1 Mpc (Mpc = Megaparsec , 1parsec = 3,26 anni luce).

I

IC, abbreviazione di INDEX CATALOGUE.

Immersione s.f. Inizio di una occultazione.

Ingrandimento s.f. Rapporto del diametro apparente dell’immagine fornita mediante un sistema ottico rispetto a quello dell’oggetto osservato.

Per un cannocchiale astronomico o un telescopio, l’ingrandimento si esprime attraverso il rapporto della distanza focale dell’obiettivo rispetto a quella dell’oculare. Per far variare l’ingrandimento, è quindi sufficiente sostituire l’oculare: più è corta la focale dell’oculare utilizzato, maggiore è l’ingrandimento. L’ingrandimento I si esprime anche attraverso il rapporto del diametro D dell’obiettivo rispetto a quello d dell’anello oculare (o cerchio oculare), che si chiama anche pupilla d’uscita. Con la locuzione di ingrandimento minimo si definisce quell’ingrandimento che ha una pupilla d’uscita uguale alla pupilla dell’occhio nell’oscurità, vale a dire circa 5mm:

I min =   /  6

Si definisce ingrandimento risolvente l’ingrandimento più piccolo che consente teoricamente di distinguere tutto ciò che contiene l’immagine fornita dall’obiettivo, vale a dire tutto ciò che il potere separatore dello strumento permette di osservare. Quest’ingrandimento è compreso tra 1 e 1,2 volte il diametro D dell’obiettivo espresso in millimetri:

Viene infine definito ingrandimento massimo quello che consente di vedere agevolmente tutto ciò che è contenuto nell’immagine fornita dall’obiettivo: quest’ingrandimento rappresenta più o meno 2,5 volte il diametro dell’obiettivo espresso in millimetri:

I max

L’ingrandimento minimo che richiede un oculare a grande focale, può servire per le ricerche; è molto utile per l’osservazione delle stelle variabili e degli astri estesi o poco contrastati (ammassi, nebulose e galassie). L’ingrandimento risolvente è ideale per la Luna, i pianeti poco contrastati (Giove, Saturno) e le stelle doppie. Un forte ingrandimento è utile per l’osservazione dei dettagli della superficie lunare, del pianeta Marte o delle stelle doppie. L’ingrandimento massimo può servire per l’osservazione delle stelle doppie molto ravvicinate l’una all’altra, allorchè la turbolenza atmosferica è estremamente debole.

K

Keplero (leggi di), leggi del moto dei pianeti intorno al Sole, enunciate da Keplero (1571-1630). Esse sono tre:  1) ogni pianeta descrive un’ellisse della quale il Sole occupa uno dei fuochi; 2) le aree descritte dal raggio vettore sono proporzionali ai tempi impiegati a descriverle; 3) i quadrati dei tempi di rivoluzione dei pianeti sono proporzionali ai cubi degli assi maggiori delle loro orbite.

La seconda legge, detta “legge delle aree”, regola la velocità di traslazione dei pianeti attorno al Sole. Essa indica che un pianeta si sposta tanto più rapidamente, quanto più è vicino al Sole e tanto più lentamente quanto più ne è lontano. In tale maniera, ad esempio, la velocità della Terra al suo perielio (2 gennaio) raggiunge i 30,27 km/s, mentre non supera i 29,28 km/s al suo afelio ( 3 luglio). Queste variazioni di velocità in funzione della distanza dal Sole hanno diverse ripercussioni, in particolare sulla durata delle stagioni.

Quanto alla terza legge, essa regola il periodo di rivoluzione attorno al Sole – in altre parole, la durata dell’anno- di un qualsiasi pianeta, in funzione della sua distanza dal Sole. Essa stabilisce che il periodo di rivoluzione è tanto più lungo, quanto più grande è il diametro dell’orbita del pianeta, con i tempi di rivoluzione che tuttavia vanno aumentando più rapidamente delle distanze rispetto al Sole. Questa legge è fondamentale, in quanto riallaccia fra di loro tutti i pianeti. A prescindere da quale sia il pianeta preso in considerazione e dalle dimensioni della sua orbita, il quoziente del quadrato del suo periodo di rivoluzione per il cubo dell’asse maggiore della sua orbita è un numero costante, almeno in prima approssimazione.

Le leggi di Keplero si applicano anche al movimento dei satelliti attorno ai loro pianeti e a quello delle stelle doppie.

L

Lagrange (punto di), ciascuno dei punti di un’orbita planetaria nei quali il movimento di un corpo di massa trascurabile rispetto a quella del pianeta considerato è stabile sotto l’influenza gravitazionale congiunta del Sole e del pianeta.

I punti di Lagrange sono situati l’uno 60° avanti al pianeta, l’altro 60° dietro, formando ciascuno un triangolo equilatero con il Sole e il pianeta considerato. Questa notevole disposizione rappresenta una soluzione particolare del problema dei tre corpi (determinazione del movimento di tre corpi che si attirano mutuamente mediante delle forze gravitazionali) prevista sin dal 1772 dal matematico Lagrange. Nei punti lagrangiani dell’orbita di Giove, per esempio, abbiamo due famiglie di piccoli pianeti che, dai loro nomi, vengono detti: pianetini greci e pianetini troiani.

Librazione s.f. (in altino libratio, – onis, da librare, oscillare). 1) Lieve oscillazione apparente del globo lunare attorno al proprio asse. – 2) Oscillazione di un astro notturno attorno a una posizione media. Il termine si adopera, in particolare, per designare l’oscillazione dei pianeti troiani attorno ai punti di Lagrange dell’orbita di Giove.

Benchè la rotazione della Luna su se stessa e la sua rivoluzione attorno alla Terra abbiano la stessa durata media, il nostro satellite non mostra sempre esattamente lo stesso emisfero al nostro pianeta. Questo fenomeno costituisce da una parte un esempio di fenomeni cinematici (eccentricità dell’orbita lunare, inclinazione dell’asse della Luna sul suo piano orbitale, rotazione della Terra) che provocano una librazione apparente, dall’altra è un’oscillazione reale del globo lunare (librazione fisica), dovuta al fatto che esso non è sferico, attorno a una posizione media rispetto alla Terra.

La librazione apparente, di gran lunga preponderante, rispetto alla librazione fisica, si scompone in: una librazione in longitudine, dovuta al fatto che la rotazione e la rivoluzione della Luna non sono sincrone a causa della non circolarità dell’orbita lunare, che permette di scoprire, nell’arco di una lunazione, una fascia supplementare del globo lunare, di ampiezza pari a circa 8° di longitudine da una parte e dall’altra dell’emisfero visibile medio; una librazione in latitudine, dovuta al fatto che l’asse di rotazione della Luna non è rigorosamente perpendicolare al piano della sua orbita, bensì forma con tale piano un angolo di quasi 83°19’, che fa scoprire alternativamente, a intervalli di due settimane, attorno a ogni polo lunare, una piccola zona di circa 6°50’ di latitudine; infine, una librazione diurna dovuta al movimento dell’osservatore stesso trascinato dalla rotazione della Terra, che si manifesta in un leggero mutamento della superficie lunare visibile tra il momento del sorgere della Luna e il suo tramonto: la differenza è tutt’al più dell’ordine di 1°. La librazione totale che risulta dalle diverse componenti della librazione apparente e della librazione fisica consente in definitiva di osservare dalla Terra il 59% circa della superficie lunare.

Luce cinerea, debole luce che rischiara quella parte della Luna non illuminata da Sole. E’ costituita dalla luce proveniente dalla Terra illuminata dal Sole, che va a rischiarare la Luna.

M

Magnitudine s.f. Numero che caratterizza lo splendore apparente o assoluto di un astro. – Magnitudine assoluta, valore che avrebbe la magnitudine di un astro se questo fosse a un una distanza standard, di 10 parsec (circa 32,6 anni luce).  – Magnitudine apparente, valore della magnitudine di un astro quale si ottiene direttamente dall’osservazione non corretta dell’assorbimento provocato dalla materia interstellare e direttamente influenzata  dal campo di sensibilità del recettore utilizzato. – Magnitudine visuale, valore della magnitudine ottenuta tramite le osservazioni visuali effettuate con un fotometro.

Durante il II secolo a.C., Ipparco ebbe l’idea di classificare le stelle in sei grandezze, in ordine decrescente di splendore. Dopo l’invenzione degli strumenti ottici, la scoperta di astri aventi uno splendore inferiore a quelli visibili  a occhio nudo ha portato gli astronomi ad ampliare e a precisare la scala delle grandezze, che è così divenuta la scala delle magnitudini. La magnitudine apparente m di un astro avente splendore E è definita dalla relazione stabilita nel 1856 da Norman Pogson:

,

Dove k è una costante arbitraria. Si utilizza piuttosto la definizione relativa:

= – 2,512 log ,

nella quale  designano le magnitudini di due astri il cui splendore è rispettivamente E e . Attribuendo convenzionalmente una determinata magnitudine ad alcune stelle prese come riferimento, si può determinare quindi la magnitudine di tutte le altre.

Più un astro è brillante e più la sua magnitudine è piccola. La scala delle magnitudini è stata definita in maniera tale che esiste un rapporto 100 fra la luminosità delle stelle di magnitudine 1 e quelle di magnitudine 6. A una differenza di magnitudine pari a 1 fra due astri, corrisponde un rapporto di luminosità di 2,512; a una differenza di magnitudini pari a n corrisponderà un rapporto di luminosità uguale a . La scala delle grandezze definita empiricamente da Ipparco corrisponde approssimativamente alla scala delle magnitudini a seguito di una proprietà dell’occhio, in virtù della quale le variazioni di splendore che quest’ultimo può apprezzare si basano su una scala logaritmica. Tuttavia, alcune stelle considerate di prima grandezza da Ipparco sono in realtà più brillanti, per cui – secondo la scala moderna – spetta loro una magnitudine zero o negativa. L’occhio nudo consente di discernere gli astri sino alla magnitudine 6; con un binocolo, è possibile arrivare sino alla magnitudine 9; con un cannocchiale da dilettante da 75mm d’apertura sino alla magnitudine 11; con un telescopio da 200mm, sino alla magnitudine 13,5. Nelle condizioni più favorevoli, il telescopio da 5,08 metri del Monte Palomar consente di osservare astri di magnitudine 20,6

e di fotografare degli oggetti celesti di magnitudine 23,5. Il telescopio spaziale della NASA permette di raggiungere la magnitudine 29.

Mare (lunare) s.m. Vasta estensione pianeggiante della superficie lunare, scura, costituita da rocce basaltiche e generalmente contornata da montagne.

Moto proprio, spostamento angolare di una stella sulla sfera celeste dovuto al suo moto nello spazio, espresso in secondi grado per anno.

Su degli intervalli di tempo limitati a qualche secolo, le figure che le costellazioni disegnano nel cielo sembrano immutabili, ma un osservatore che vivesse parecchie decine di migliaia di anni constaterebbe che esse si deformano progressivamente. Infatti le stelle che le compongono si spostano lentamente le une rispetto alle altre. E’ stato l’astronomo britannico Edmund Halley che per primo ha messo in evidenza, nel 1718, questo spostamento delle stelle sulla sfera celeste, notando che le stelle brillanti Sirio, Arturo, Procione e Aldebaran occupavano una posizione leggermente differente da quella indicata dal catalogo di Tolomeo, redatto sedici secoli prima. Da allora, si sono misurati i moti propri di più di 300.000 stelle. Le determinazioni vengono effettuate sia a partire dalle osservazioni meridiane, sia per comparazione di fotografie prese in epoche differenti. La stella con moto proprio più rapido è la stella di Barnard, che si sposta di 10,31” all’anno; segue la stella di Kapteyn, nella costellazione del pittore, il cui spostamento annuo è di 8,76”. Ma la maggior parte delle stelle, a causa delle loro distanze, hanno un moto proprio annuo inferiore a 1”. Alcuni moti propri, per esempio quello di Sirio, presentano un andamento sinusoidale, tradendo così l’esistenza, attorno alla stella studiata, di un astro massivo, di splendore troppo debole perché lo si possa osservare direttamente. La misura dei moti propri permette anche di mettere in evidenza delle correnti di stelle (per esempio quella del Toro v. IADI) e di determinarne la distanza. Il moto proprio di una stella non rappresenta che una delle componenti del suo moto reale nello spazio: quella che è perpendicolare alla direzione di osservazione. Una stella che si sposti nello spazio  seguendo la linea di vista ha un moto proprio nullo e sembra immobile nel cielo. Per conoscere il moto reale di una stella, è quindi indispensabile conoscere anche la sua componente secondo la direzione di osservazione, chiamata velocità radiale.

N

Nadir s.m. (dall’arabo nazĩr, opposto [allo zenit]). Direzione posta secondo la verticale e verso il centro della Terra. – Punto della sfera celeste situato in questa direzione. Il nadir è, sulla verticale di un luogo, il punto opposto allo zenit.

NGC, sigla del New General Catalogue che designa il catalogo delle nebulose, degli ammassi stellari e delle galassie, pubblicato da J. L. E.Dreyer nel 1888. Seguita da un numero d’ordine, questa sigla serve a identificare gli oggetti classificati nel catalogo.

Nutazione s.f. (dal latino nutatio, oscillazione). Piccolo movimento di carattere periodico subito dall’asse di rotazione della Terra attorno alla sua posizione media, che va ad aggiungersi alla precessione.

O

Occultazione s.f. Sparizione temporanea di un astro dietro a un altro di diametro apparente superiore.

Opposizione s.f. Configurazione presentata da due stri, il cui scarto angolare sulla sfera celeste è pari a 180°. Con il loro movimento apparente in un piano che è prossimo all’eclittica, i pianeti superiori quali Marte, Giove, Saturno, eccetera, si trovano periodicamente in opposizione con il Sole. Per contro, i pianeti inferiori, Mercurio e Venere, le cui orbite sono interne rispetto a quella della Terra, non possono mai trovarsi in opposizione con esso. l’opposizione della Luna e del Sole corrisponde al periodo della Luna Piena: è in questo periodo che possono aversi le eclissi di Luna.

P

Parallasse s.f. Per un determinato astro, angolo sotto il quale si vedrebbe, da questo astro, una lunghezza scelta convenzionalmente, situata alla distanza della Terra. – Parallasse annua – prende in considerazione il raggio dell’orbita terrestre e il moto orbitale della Terra intorno al Sole. A causa di questo movimento, le stelle più vicine sembrano descrivere in un anno una piccola ellisse sul fondo cielo. Poiché le distanze delle stelle sono sempre molto grandi rispetto al raggio dell’orbita terrestre, le loro parallassi sono sempre piccole. La stella più vicina al Sole, Proxima centauri, ha una parallasse di 0,76”. La precisione delle misure non permette di determinare parallassi inferiori a 0,01”. Con il metodo trigonometrico si è potuta determinare la parallasse di circa 6000 stelle, le cui distanze arrivano fino a 30 parsec. Per distanze maggiori bisogna ricorrere a metodi basati su misure statistiche (parallasse statistica, fino a 1000 anni luce), spettroscopiche (parallasse spettroscopica, fino a 300.000 anni luce) o fotometriche (parallasse fotometrica, calcolata in base alla magnitudine apparente della stella mentre la magnitudine assoluta viene dedotta dal suo tipo spettrale, fino a parecchie decine di milioni di anni luce). Sebbene non possa essere utilizzato che per le stelle vicine al Sole, il metodo trigonometrico è fondamentale, poiché è il solo che permette di ottenere la distanza di una stella senza fare alcuna ipotesi sul suo stato fisico: è un metodo di base che permette di calibrare tutti gli altri metodi che consentono una penetrazione molto più profonda nello spazio.

Parsec s.m. (da par[allasse] e sec[ondo]. Unità di distanza (simbolo pc) utilizzata in astronomia e corrispondente alla distanza di un astro, la cui parallasse annua sarebbe di 1”. Il parsec equivale a 3,26 anni luce, 206.265 unità astronomiche o 30.900 miliardi di chilometri circa. La distanza D di una stella, espressa in parsec, è data in modo approssimativo dalla relazione D = 1/ dove è la parallasse annua della stella espressa in secondi di grado. – Parsec cubo, unità di volume corrispondente al volume di un cubo di 1 parsec di lato.

Perielio s.m. Punto dell’orbita di un corpo celeste ove la distanza di questo corpo rispetto al Sole è minima. contrario: AFELIO.

Perigeo s.m. (dal greco peri, attorno a, e ghe, terra). punto dell’orbita di un satellite della Terra in cui la distanza di questo corpo rispetto alla Terra è minima. Per estensione, punto dell’orbita di un corpo qualunque del sistema solare in cui la distanza di questo corpo dalla Terra è minima. Contrario: APOGEO.

R

Radiante s.m. Punto della sfera celeste dal quale sembrano provenire le meteore di uno sciame.

Radiazione s.f. Emissione di particelle o di irraggiamento monocromatico; queste particelle o l’irraggiamento stesso.

Recessione s.f. allontanamento  mutuo delle galassie, nel quadro dell’espansione dell’Universo.

Redshift s.m. (parola inglese). Spostamento spettrale vero il rosso.

Retrogrado agg. Moto retrogrado, moto che si effettua nel senso nord-est-sud-ovest (senso del movimento delle lancette dell’orologio) attorno alla direzione del polo nord del sistema considerato. (Questo moto si oppone al moto diretto. Si dice anche che si effettua nel senso retrogrado).

S

Saros s.m. Periodo di 18 anni e 11 giorni (o 18 anni e 10 giorni se in quest’intervallo vi sono 5 anni bisestili) che regola approssimativamente il ritorno delle eclissi di Sole e di Luna. Questo periodo comprende 223 lunazioni, tempo equivalente a 242 rivoluzioni draconitiche, o ancora a 19 volte l’intervallo di 365,6 giorni, ossia 11,74 lunazioni, che separa due passaggi del Sole per il nodo lunare. In questo periodo si hanno in media 84 eclissi: 42 di Sole e 42 di Luna.

Schmidt (telescopio di) [da B.V. Schmidt, ottico tedesco, 1879-1935]. Telescopio fotografico a grande campo, che utilizza uno specchio sferico davanti al quale è posta, al centro della curvatura, una lastra correttrice di vetro di forma speciale (lastra Schmidt), convergente al centro e divergente ai bordi.

Schwarzschild (raggio di), valore limite minimo del raggio di una massa gassosa sferica per il quale l’equilibrio potrà essere realizzato malgrado la tendenza alla contrazione gravitazionale. Se il raggio diviene uguale o inferiore al raggio di Schwarzschild, nessuna forza fisica conosciuta si può opporre al collasso gravitazionale del sistema, che diviene quindi quello che si chiama buco nero. Questo effetto, previsto nel quadro della teoria della relatività generale, conduce a un valore del raggio di Schwarzschild proporzionale alla massa del sistema; per una massa uguale a quella del Sole, questo raggio limite ha un valore di 3 km.

Sciame s.m. Insieme raggruppato di piccoli corpi che descrivono attorno al Sole delle orbite molto vicine, spesso associate a quelle di una cometa periodica, e il cui incontro con la Terra può dar luogo ad un rovescio meteorico (pioggia di “stelle cadenti” o “stelle filanti”).

Sfera celeste, sfera fittizia, di raggio indeterminato, che ha per centro l’occhio dell’osservatore e serve a definire la direzione degli astri indipendentemente dalla loro distanza.

Siderale agg. Relativo agli astri. – (Periodo di) rivoluzione siderale, intervallo di tempo che separa due passaggi consecutivi di un pianeta (o di un satellite) per un punto della sua orbita, in una determinata direzione rispetto alle stelle lontane.

Siderite s.f. (dal greco sidēritēs [lithos],[pietra di] ferro). Meteorite costituita essenzialmente di ferro e di nickel.

Sincrotrone (irraggiamento da), irraggiamento elettromagnetico emesso da elettroni in movimento in un campo magnetico.

Il meccanismo di emissione dell’irraggiamento da sincrotrone è all’origine dell’emissione radioelettrica di numerosi astri: il Sole, durante alcuni grandi brillamenti che accompagnano le eruzioni cromo sferiche, i resti di supernovae, i pulsar, le radiogalassie e i quasar.

Stazionario agg. Si dice di un pianeta in stazione, cioè la fase del moto apparente di un pianeta nel cielo, durante la quale esso sembra temporaneamente immobile tra le stelle.

Supergigante s.f. Tipo di stella estremamente luminosa, di grande raggio e di densità molto scarsa.

Supernova s.f. (plurale supernovae). Stella massiva che, avendo raggiunto uno stadio avanzato  della sua evoluzione, esplode e si manifesta temporaneamente con uno splendore considerevolmente più elevato. – Il fenomeno in se stesso.

T

Tempo s.m. Parametro che permette di individuare gli avvenimenti nella loro successione. – Durata di un fenomeno misurata per differenza tra i valori finale e iniziale del parametro precedente.

Tempo siderale. La rotazione della Terra su se stessa fornisce una prima misura del tempo, dove la durata di una rotazione costituisce un giorno siderale. Oggi sappiamo tuttavia che la velocità di rotazione della Terra è soggetta a diverse fluttuazioni, alcune delle quali del tutto imprevedibili.

Tempo solare. La vita quotidiana impone che si tenga conto di un tempo solare. Quest’ultimo, in effetti viene calcolato secondo la posizione istantanea del Sole rispetto al punto vernale  . Avendo tuttavia il Sole un moto irregolare sull’eclittica,si definisce un Sole medio che descrive l’equatore (e non più l’eclittica) con un moto uniforme. Lo scarto delle ore di passaggio al meridiano del Sole vero e a quello del Sole medio viene chiamato equazione del tempo e varia fra + e – 15 minuti circa.

Tempo universale. Si è scelto un meridiano origine che coincide praticamente con quello dell’antico Osservatorio di Greenwich. Successivamente si è divisa la Terra in 24 fusi corrispondenti a  spostamenti di un ora. Ogni paese (a seconda della propria estensione) ha deciso di uniformarsi a uno o più di questi fusi internazionali. Alcuni paesi cambiano l’ora del fuso a seconda della stagione (ora estiva, ora invernale). Il tempo così definito viene chiamato ora legale. La conoscenza del numero del fuso al quale ci si è uniformati consente di correlare l’istante di un fenomeno qualsivoglia rispetto a un sistema internazionale che reca il nome di tempo universale (sigla TU in italiano, UT in inglese).

Tempo atomico internazionale. Questa scala del tempo, stabilita sulla base di indicazioni fornite dagli orologi atomici e utilizzata dagli scienziati, è costituita da una successione ininterrotta di secondi internazionali (SI).

Tempo universale coordinato. Il ritorno del Sole allo stesso meridiano sotto l’effetto congiunto della rotazione della Terra e del moto del Sole fra le stelle costituisce la base della scala del tempo universale. Quest’ultima non coincide con la scala TAI (tempo atomico internazionale): anche i segnali orario e gli orologi parlanti diffondono il tempo universale coordinato (sigla TUC in italiano, UTC in inglese), definito dopo il 1972, che , come il TAI, è dato da una successione di secondi internazionali numerati in maniera tale che la scala risultante coincide con il tempo universale con un’approssimazione inferiore a 0,9 secondi. Quando le scale TAI e TU divergono eccessivamente l’una dall’altra, si attua un salto nella numerazione dei secondi della scala TUC, generalmente alla fine di giugno e alla fine di dicembre.

Terminatore s.m. Linea di separazione fra quella parte di un astro del sistema solare che è illuminata da un altro astro e la sua parte oscura.

U

Unità astronomica (di distanza), unità di distanza uguale al semiasse maggiore dell’orbita attorno al Sole di un pianeta di massa trascurabile, non perturbato, la cui rivoluzione siderale sarebbe di 365,2568983263 giorni. Essa rappresenta 149.597.870 chilometri. La si utilizza per esprimere le distanze all’interno del sistema solare. Non esiste alcun simbolo internazionale per designarla: in italiano si usa la sigla ua o UA, e in inglese AU.

V

Variabile (stella), stella il cui splendore apparente varia durante il tempo. (Si dice anche: una variabile).

Velocità di fuga, velocità minima che è necessario fornire a un corpo in partenza da un astro per permettergli di sfuggire al campo di attrazione di questo astro e allontanarsene indefinitamente. Sinonimo: VELOCITÀ DI LIBERAZIONE.

Sulla Terra, la velocità di fuga è prossima a 11,2 km/s (seconda velocità cosmica). Affinchè un corpo possa, inoltre, abbandonare il sistema solare, la sua velocità deve raggiungere circa 16,6 km/s (terza velocità cosmica). Al contrario, per satellizzare un corpo attorno alla Terra, basta fornirgli una velocità vicina a 7,9 km/s (prima velocità cosmica).

Vernale (punto), punto della sfera celeste, situato in quella delle due intersezioni dell’equatore con l’eclittica che il Sole attraversa quando ha una declinazione crescente. Snonimo: EQUINOZIO DI PRIMAVERA, PUNTO EQUINOZIALE DI PRIMAVERA, PUNTO GAMMA.

Indicato abitualmente con la lettera , questo punto segna l’inizio della primavera, sotto l’aspetto astronomico. E’ animato da un lento moto retrogrado sull’eclittica, che si traduce con un avanzamento annuale dell’istante dell’equinozio di primavera. (v. PRECESSIONE). Serve come origine per il calcolo delle ascensioni rette e delle longitudini celesti. Interviene anche nella definizione di tempo siderale.

W

Wolf (numero di). Indice normalizzato, definito da R. Wolf (astronomo svizzero, 1816-1893), che esprime l’ampiezza e la durata dei cicli di attività solare partendo dal numero delle macchie osservate sul Sole. Questo indice si esplica mediante la formula:

dove f rappresenta il numero delle macchie, riunite in g gruppi, visibili sul disco solare a una certa data, e k designa un coefficiente legato all’osservatore e alla qualità delle immagini.

Z

Zenith s.m. (lettura errata dell’arabo samt [ar-ra’s], cammino [al di sopra della testa]). Punto della sfera celeste rappresentativo della verticale ascendente, in un determinato luogo.

Zodiaco s.m. (dal greco zodiacos, da zoon, essere vivente). Zona della sfera celeste che si estende per circa 8° di latitudine da una parte e della’altra dell’eclittica, e contro la quale vediamo spostarsi il Sole, la Luna e i pianeti principali del sistema solare salvo Plutone.

Lo zodiaco è diviso, fin dall’antichità, in dodici segni, ciascuno dei quali si estende su 30° di longitudine: l’Ariete, il Toro, i Gemelli, il Cancro, il Leone, la Vergine, la Bilancia, lo Scorpione, il Sagittario, il Capricorno, l’Acquario e i Pesci. Questi segni portano i nomi delle costellazioni con le quali coincidevano circa 2000 anni fa. A quell’epoca, il passaggio del Sole per il punto vernale (equinozio di primavera) coincideva con la sua entrata nel segno che comprendeva la costellazione dell’Ariete. Tuttavia, in seguito al fenomeno della precessione degli equinozi, il punto vernale retrograda sull’eclittica di 50,26” per anno, ossia 30° (o un segno dello zodiaco) in 2150 anni. Ai nostri giorni, all’equinozio di primavera, il Sole ha sorpassato la metà della costellazione dei Pesci: esiste quindi uno spostamento di circa un’unità tra i segni dello zodiaco e le costellazioni corrispondenti. D’altra parte, esiste una tredicesima costellazione, Ofiuco (o Serpentario), tra lo Scorpione e il Sagittario, che il Sole attraversa nel suo moto apparente annuale nel cielo, ma al quale non corrisponde alcun segno dello zodiaco.

Buonvino G.,1995. Scienza e tecnica: Dizionario di astronomia. Biblioteca Gremese Editore s.rl. (Roma).

De la Cotardiere P., 1987. Dictionnaire de l’astronomie. Librairie Larousse. Traduzione dal francese di Medin S.


2 Risposte to “Piccolo dizionario astronomico”

  1. Gentili signori, complimenti per il sito. Con l’occasione, una domanda. Mi trovo in difficoltà nel reperire una risposta certa e convincente al seguente quesito: sappiamo che il sole si sposta sulla volta celeste di 4 minuti al giorno o, se vogliamo, di un grado al giorno. Nel giro di un anno il sole torna al punto di partenza ma, secondo il dato sopracitato, il sole dovrebbe impiegare 360 giorni per compiere un giro completo della volta celeste. Invece sappiamo che impiega circa 365 giorni e 6 ore. Dove sta l’inghippo? Dov’è l’errore nel precedente ragionamento? Un grazie anticipato per la vostra gentile risposta.

    • Ciao Nicola, l'”inghippo” sta proprio nel fatto che la quantità di 1 grado è una misura arrotondata e di comodo: nel suo percorso attorno al Sole, la Terra vede quest’ultimo muoversi lentamente tra le stelle percorrendo in un giorno un angolo leggermente più piccolo di un grado, infatti, suddividendo 360° per 365,25 giorni di un anno (365 giorni e 6 ore) avremo il valore preciso di 0,985626° (0° 0′ 59″). Ne consegue che un giorno solare vero è più lungo di uno siderale di un valore uguale a quello che la Terra impiegherebbe nel percorrere quei 0,985626°. Tale differenza, sapendo che la Terra ha una velocità oraria di 15° (360°/24h = 15°/h), viene quantificata in 3 minuti e 56,55 secondi, quindi non esattamente 4 minuti, ma quasi..considera inoltre che l’angolo di 0° 0′ 59″ è un valore medio, esso varia leggermente durante l’arco dell’anno a causa dell’orbita ellittica della Terra e di conseguenza varia anche la durata del giorno solare. L’asse di rotazione inclinato e l’orbita ellittica concorrono a variare continuamente la durata del giorno solare; questa variazione, accumulata di giorno in giorno e per parecchi giorni, comporta uno sfasamento massimo di +14m 18s e 45 e -16m 24s fra “tempo vero” e “tempo medio”. La variazione di questo sfasamento o scostamento viene chiamata “equazione del tempo”.

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