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Mappa della costellazione del Pesce Australe
Didascalia: La costellazione del Pesce Australe con le sue stelle luminose e le costellazioni circostanti. Il Pesce Australe è circondato da (in senso orario dall'alto): Acquario, Capricorno, Microscopio, Gru e Scultore.
Il Pesce Australe è una costellazione australe e quindi l'intera costellazione è visibile in qualche momento dell'anno in tutto l'emisfero meridionale. L'intera costellazione è visibile anche in alcune regioni equatoriali dell'emisfero settentrionale, mentre alcune parti della costellazione sono visibili nelle restanti regioni equatoriali e in alcune regioni temperate dell'emisfero settentrionale. Il Pesce Australe si osserva meglio di sera nell'emisfero settentrionale in autunno e nell'emisfero meridionale in primavera.
L'asse y di questo diagramma è in gradi di declinazione con il nord in alto e l'asse x è in ore di ascensione retta con l'est a sinistra. Le dimensioni delle stelle qui segnate si riferiscono alla magnitudine apparente della stella, una misura della sua luminosità apparente. I punti più grandi rappresentano le stelle più luminose. Le lettere greche indicano le stelle più luminose della costellazione. Queste sono classificate in base alla luminosità: la stella più luminosa è etichettata come alfa, la seconda più luminosa come beta e così via, anche se questo ordine non è sempre rispettato esattamente. Le linee tratteggiate delimitano i confini delle costellazioni stabiliti dall'IAU e le linee verdi continue indicano una delle forme comuni utilizzate per rappresentare le figure delle costellazioni. La linea blu in alto a destra del diagramma segna l'eclittica. Né i confini delle costellazioni, né le linee che uniscono le stelle, né l'eclittica appaiono in cielo.
Crediti: Adattato dall'Ufficio di Astronomia per l'Educazione dell'IAU dall'originale dell'IAU e di Sky & Telescope.
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Termini del Glossario:
Magnitudine apparente , Capricorno , Coordinate celesti , Costellazione , Declinazione , Eclittica , Ascensione retta (RA) , Acquario
Categorie:
Astronomia ad occhio nudo
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Parallasse annuale
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creato per OAE
Didascalia: La determinazione delle distanze ha rappresentato storicamente una sfida per l'astronomia. Uno dei metodi principali per misurare le distanze consiste nell'utilizzare la parallasse annuale. La Terra orbita attorno al Sole nel corso di un anno, il che significa che si sposta da un lato del Sole (qui indicato come posizione A) all'altro (posizione B) nell'arco di sei mesi. Nei sei mesi restanti, torna poi alla sua posizione iniziale. Questo movimento modifica leggermente la prospettiva da cui un osservatore sulla Terra vede il cielo notturno. È simile al cambiamento di prospettiva che si nota quando si osserva una scena prima con l'occhio sinistro e poi con il destro. Il cambiamento di prospettiva fa sì che gli oggetti vicini cambino posizione nella propria visione. Il moto annuale della Terra attorno al Sole modifica la prospettiva dell'osservatore in misura sufficiente da spostare le posizioni osservate degli oggetti celesti. L'entità di questo effetto dipende dalla distanza dall'oggetto celeste. Le stelle vicine avranno spostamenti di posizione osservati maggiori rispetto alle stelle più lontane.
Lo spostamento di posizione è noto come parallasse trigonometrica o annuale (che chiameremo qui α) ed è definito come lo spostamento di posizione di una stella rispetto a ciò che vedrebbe un osservatore al centro del Sistema Solare (il Sole). In questo diagramma vediamo la stella vista da due prospettive distanti sei mesi l'una dall'altra (posizioni A e B). Se osservata dalla posizione A, lo spostamento della stella sarà α, mentre se osservata dalla posizione B sarà –α. Pertanto, la differenza relativa nella posizione della stella tra l'osservazione dalla posizione A e quella dalla posizione B sarà 2α.
La grandezza della parallasse trigonometrica o annuale in secondi d'arco è approssimativamente pari a 1 diviso per la distanza in parsec. Un secondo d'arco (spesso rappresentato dal simbolo ″) è il diametro angolare che avrebbe un bastone lungo un metro se osservato da una distanza di 206 km. Un parsec (spesso abbreviato in pc) è pari a 3,26 anni luce o 30,86 trilioni di chilometri. Si tratta di 206.265 unità astronomiche (la distanza tipica tra la Terra e il Sole). Nessun'altra stella è più vicina di 1 pc al Sole, quindi tutte le stelle nel cielo hanno parallassi trigonometriche inferiori a un secondo d'arco.
Sebbene le parallassi trigonometriche siano state a lungo utilizzate per misurare le distanze dagli oggetti nel nostro Sistema Solare o dalle stelle vicine, i recenti progressi hanno ampliato ulteriormente i confini di queste misure di distanza. Il satellite Gaia ha esteso i confini delle misurazioni della parallasse a oltre mille parsec. Anche gli array di radiotelescopi possono misurare con estrema precisione le posizioni di oggetti molto distanti e quindi la loro parallasse trigonometrica.
Si noti che la Terra e il Sole non sono in scala in questa immagine, e che l'inclinazione dell'asse terrestre non è rappresentata con precisione.
Crediti: Aneta Margraf/IAU OAE
Termini del Glossario:
Diametro angolare , Parallasse annuale , Unità astronomica , Parallasse
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Astronomia Osservativa
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Spettro di una stella di tipo O
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Didascalia: Spettro della stella di tipo O HD 235673 con lunghezza d'onda in nanometri sull'asse x e flusso sull'asse y. La parte superiore del grafico mostra lo stesso spettro, ma con macchie chiare per le lunghezze d'onda ad alto flusso e macchie scure per le lunghezze d'onda a basso flusso. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso.
Le righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, causando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di righe molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Per le stelle di tipo O le caratteristiche più importanti sono un piccolo numero di linee causate dall'elio ionizzato. Queste righe sono più marcate nelle stelle di tipo O che in quelle più fredde. Nello spettro compaiono anche linee di atomi di elio e di idrogeno. Lo spettro presenta un flusso maggiore all'estremità blu dello spettro rispetto a quella rossa.
Crediti: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon
Termini del Glossario:
Spettro , Lunghezza d'onda , Stella di tipo O
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Stelle
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Spettro di una stella di tipo B
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Didascalia: Lo spettro della stella di tipo B HD 258982. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso.
Le righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, ingenerando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Per le stelle di tipo B le linee più importanti sono causate dagli atomi di elio. Queste righe sono più marcate nelle stelle di tipo B e più deboli nei tipi più caldi e più freddi. Ci sono anche le righe degli atomi di idrogeno, ma non sono così marcate come nelle stelle di tipo A più fredde.
Crediti: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon
Termini del Glossario:
Stella di tipo B , Spettro , Lunghezza d'onda
Categorie:
Stelle
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Spettro di una stella di tipo A
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Didascalia: Lo spettro della stella di tipo A BD-11 1212. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso.
Le righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, ingenerando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Le linee degli atomi di idrogeno dominano gli spettri delle stelle di tipo A e sono le più forti in questo tipo di spettro.
Crediti: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon
Termini del Glossario:
Stella di tipo A , Spettro , Lunghezza d'onda
Categorie:
Stelle
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