Breve Lezione di Scienze della Terra - Astronomia: Pianeta Roccioso o Terrestre

I quattro pianeti rocciosi del Sistema solare in un fotomontaggio che ne rispetta le proporzioni dei diametri ma non le distanze. Da sinistra a destra: Mercurio, Venere, la Terra e Marte.

Un pianeta terrestre (detto anche pianeta roccioso o pianeta tellurico) è un pianeta composto per lo più di roccia e metalli. Il termine deriva direttamente dal nome del nostro pianeta, Terra, ed è stato adottato per indicare i pianeti del sistema solare interno in contrapposizione ai pianeti del sistema solare esterno detti giganti gassosi, che invece sono pianeti privi di una superficie solida, composti da una combinazione di idrogeno, elio e acqua in varie combinazioni di gas e liquido.

La struttura interna dei pianeti terrestri e della Luna.

I pianeti terrestri hanno sempre la stessa struttura generale: un nucleo centrale metallico, per la maggior parte di ferro, con un mantello di silicati, e possibilmente una crosta. La Luna è simile, ma potrebbe non avere un nucleo ferroso. Sulla superficie dei pianeti terrestri è possibile individuare strutture comuni come gole, crateri, montagne e vulcani. Infine, i pianeti terrestri posseggono atmosfere secondarie - atmosfere che sono originate da gas liberati per effetto del vulcanismo interno o in seguito ad impatti con corpi cometari - in opposizione ai giganti gassosi, che posseggono atmosfere primarie - atmosfere catturate direttamente dalla nebulosa solare originaria.

Per ulteriori informazioni: Wikipedia

Breve Lezione di Scienze - Astronomia - I Pianeti Nani del Sistema Solare

Plutone fotografato dalla sonda New Horizons il 14 luglio 2015

Un pianeta nano è un corpo celeste di tipo planetario orbitante attorno a una stella e caratterizzato da una massa sufficiente a conferirgli una forma quasi sferica, ma che non è stato in grado di "ripulire" la propria fascia orbitale da altri oggetti di dimensioni confrontabili: per quest'ultima caratteristica non rientra nella denominazione di pianeta.

Nonostante il nome, un pianeta nano non è necessariamente più piccolo di un pianeta. In teoria non vi è limite alle dimensioni dei pianeti nani. Si osservi inoltre che la classe dei pianeti è distinta da quella dei pianeti nani, e non comprende quest'ultima.

I 12 corpi indicati come potenziali pianeti secondo la prima bozza di proposta dell'UAI. Da notare che i primi due, Haumea e Makemake, sono stati in seguito identificati come pianeti nani.

Il termine pianeta nano è stato introdotto ufficialmente nella nomenclatura astronomica il 24 agosto 2006 da un'assemblea dell'Unione Astronomica Internazionale, fra molte discussioni e polemiche. Tra le altre cose, si è fatto notare che il termine è fuorviante e che i criteri non sono oggettivi (nessun corpo può ripulire completamente la propria fascia orbitale, né esiste una soglia obiettiva su quando un corpo è sferoidale o no). Tuttavia, la necessità di creare questa classe di oggetti per distinguerla dai pianeti tradizionali esisteva, ed è probabile che il nome resti.

L'11 giugno 2008 il Comitato esecutivo dell'Unione Astronomica Internazionale riunitosi a Oslo ha assegnato il nome plutoidi alla classe dei pianeti nani transnettuniani, stabilendo al contempo un requisito preliminare per valutare il raggiungimento dell'equilibrio idrostatico, con l'intenzione di favorire l'assegnazione dei nomi dei candidati plutoidi. L'UAI ha stabilito che un corpo celeste transnettuniano che possiede una magnitudine assoluta superiore a H = +1 può essere ragionevolmente classificato tra i plutoidi e quindi tra i pianeti nani.

L'UAI riconosce cinque pianeti nani: Cerere, Plutone, Haumea, Makemake ed Eris.

di più: Pianeta nano

Breve lezione di Scienze sul metodo sperimentale o metodo scientifico

Ritratto di Galileo Galilei - Fisico e Astronomo

Il grande scienziato italiano Galileo Galilei, all’inizio del 1600, fu il primo a teorizzare la necessità di superare un approccio prevalentemente filosofico nello studio della natura. Egli introdusse il cosiddetto metodo sperimentale, rivoluzionando così il modo in cui la scienza veniva praticata. Prima di Galileo, lo studio della natura era dominato da speculazioni teoriche e filosofiche, spesso basate su autorità antiche come Aristotele. Galileo, invece, sottolineò l’importanza dell’osservazione diretta e della sperimentazione come strumenti fondamentali per comprendere i fenomeni naturali.

Il metodo sperimentale o metodo scientifico, può essere così riassunto:

1. Osservazione del fenomeno:

   Il primo passo consiste nell’osservare attentamente un fenomeno naturale. Questa osservazione deve essere accurata e dettagliata, al fine di raccogliere dati significativi che possano essere analizzati.

2. Proposta di un’ipotesi:

   Sulla base delle osservazioni, si formula un’ipotesi, ovvero una spiegazione provvisoria del fenomeno osservato. L’ipotesi deve essere testabile e falsificabile, il che significa che deve essere possibile progettare esperimenti per verificarla.

3. Verifica sperimentale dell’ipotesi:

   L’ipotesi viene quindi sottoposta a verifica sperimentale. Questo implica la progettazione e l’esecuzione di esperimenti controllati che possano confermare o confutare l’ipotesi. I risultati degli esperimenti devono essere riproducibili e verificabili da altri scienziati.

4. Formulazione di una legge:

   Se l’ipotesi viene confermata da numerosi esperimenti, può essere elevata al rango di legge scientifica. Una legge scientifica descrive una relazione costante tra variabili osservabili e può essere espressa matematicamente.

5. Elaborazione di una teoria:

   Infine, una teoria scientifica è una spiegazione più ampia e generale che integra diverse leggi e ipotesi. Una teoria fornisce un quadro coerente per comprendere una vasta gamma di fenomeni naturali e può essere continuamente raffinata e migliorata alla luce di nuove evidenze.

Astronomia: Condriti - Meteoriti - Esogeologia

Un frammento del meteorite NWA 869, una condrite ordinaria

Le condriti sono meteoriti rocciose indifferenziate dotate della stessa composizione chimica dei planetesimi, cioè quei piccoli corpi freddi che si formarono nel sistema solare primordiale.

L'86% delle meteoriti cadute sulla Terra sono condriti. Prendono il loro nome dalle condrule presenti al loro interno. Le condrule sono sferule di minerali mafici con grani di piccole dimensioni, indicativi di un rapido raffreddamento. Le condriti hanno in genere un'età di 4,6 miliardi di anni (quindi risalenti alla formazione del sistema solare) e si ritiene che abbiano origine nella fascia principale degli asteroidi. Come esattamente si formino è un argomento tuttora fortemente dibattuto tra gli scienziati.

Per saperne di più e per la classificazione

Astronomia - Pianeta Roccioso o Terrestre

I quattro pianeti rocciosi del Sistema solare in un fotomontaggio che ne rispetta le proporzioni dei diametri ma non le distanze. Da sinistra a destra: Mercurio, Venere, la Terra e Marte.

Un pianeta terrestre (detto anche pianeta roccioso o pianeta tellurico) è un pianeta composto per lo più di roccia e metalli. Il termine deriva direttamente dal nome del nostro pianeta, Terra, ed è stato adottato per indicare i pianeti del sistema solare interno in contrapposizione ai pianeti del sistema solare esterno detti giganti gassosi, che invece sono pianeti privi di una superficie solida, composti da una combinazione di idrogeno, elio e acqua in varie combinazioni di gas e liquido.

La struttura interna dei pianeti terrestri e della Luna.

I pianeti terrestri hanno sempre la stessa struttura generale: un nucleo centrale metallico, per la maggior parte di ferro, con un mantello di silicati, e possibilmente una crosta. La Luna è simile, ma potrebbe non avere un nucleo ferroso. Sulla superficie dei pianeti terrestri è possibile individuare strutture comuni come gole, crateri, montagne e vulcani. Infine, i pianeti terrestri posseggono atmosfere secondarie - atmosfere che sono originate da gas liberati per effetto del vulcanismo interno o in seguito ad impatti con corpi cometari - in opposizione ai giganti gassosi, che posseggono atmosfere primarie - atmosfere catturate direttamente dalla nebulosa solare originaria.

Per ulteriori informazioni: Wikipedia

Astronomia - Infovideo - Le Dimensioni dei Corpi Celesti

Chimica - Infografica - La chimica del Sistema Solare - L'Atmosfera dei Pianeti

Astronomia - Vento Solare, Eliopausa ed Eliosfera

Il vento solare è un flusso di particelle cariche emesso dall'alta atmosfera del Sole: esso è generato dall'espansione continua nello spazio interplanetario della corona solare. Questo flusso è principalmente composto da elettroni e protoni con energie normalmente compresi tra 1.5 e 10 keV. Il flusso di particelle mostra temperature e velocità variabili nel tempo e con andamenti legati al ciclo undecennale dell'attività solare. Queste particelle sfuggono alla gravità del Sole per le alte energie cinetiche in gioco e l'alta temperatura della corona che accelera le particelle, trasferendo loro ulteriore energia.
Il vento solare è un plasma tenuissimo, la cui componente di ioni è formata, normalmente, per il 95% da protoni ed elettroni (in proporzione circa uguale) e per il 5 % da particelle alfa (nuclei di elio) con tracce di nuclei di elementi più pesanti. Vicino alla Terra, la velocità del vento solare varia da 200 km/s a 900 km/s, mentre la sua densità varia da alcune unità a decine di particelle per centimetro cubo. La velocità del vento solare è nettamente superiore alla velocità di fuga di tutti i pianeti del sistema solare, essendo la più alta (quella di Giove) pari a soli 59.54 km/secondo: il moto prosegue in linea retta, non deviato dalle orbite dei pianeti. Pertanto, il vento solare impiega da 2 a circa 9 giorni per percorrere i 149.600.000 km che mediamente separano la Terra dal Sole.
Il Sole perde circa 800 milioni di kg di materiale al secondo eiettandolo sotto forma di vento solare (rispetto alla massa del Sole questa perdita è del tutto insignificante).

Taken by Hinode's Solar Optical Telescope on Jan. 12, 2007, this image of the sun reveals the filamentary nature of the plasma connecting regions of different magnetic polarity. Hinode captures these very dynamic pictures of the

L'eliopausa è il confine presso il quale il vento solare emesso dal nostro Sole è fermato dal mezzo interstellare.
Il vento solare crea una "bolla", eliosfera, nel mezzo interstellare (che è composto dal gas rarefatto di idrogeno ed elio che riempie la galassia). Il bordo più esterno di questa bolla è dove la forza del vento solare non è più sufficiente a spingere indietro il mezzo interstellare. Questo bordo è conosciuto come eliopausa, ed è spesso considerato come il confine esterno del sistema solare.
All'interno dell'eliopausa c'è un altro confine, chiamato "termination shock", dove le particelle del vento solare, fino ad allora supersoniche, vengono rallentate a velocità subsoniche.
La distanza dell'eliopausa varia dalle 80 alle 100 unità astronomiche. Probabilmente è molto più piccola sul lato del sistema solare che si trova "davanti" rispetto al moto orbitale del sistema solare nella galassia. Potrebbe anche variare a seconda della velocità del vento solare e a seconda della densità locale del mezzo interstellare. Si sa che è ben oltre l'orbita di Plutone.
La sonda spaziale Voyager 2, dopo aver terminato la sua esplorazione planetaria, si sta dirigendo verso l'esterno del sistema, mentre la sonda spaziale Voyager 1 vi è già entrata nel 2012. Grazie alle misurazioni di Voyager 1 abbiamo capito che i molteplici strati magnetici solari si sono intrecciati, creando bolle magnetiche che ci proteggono da raggi cosmici dannosi.

Astronomia - Le Stelle

A parte il Sole, le stelle sono così lontane da essere visibili solo come punti di luce, nonostante il loro diametro possa essere di milioni di chilometri.

Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. In astronomia e astrofisica il termine indica uno sferoide luminoso di plasma che genera energia nel proprio nucleo attraverso processi di fusione nucleare; tale energia è irradiata nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica, flusso di particelle elementari (vento stellare) e neutrini. Buona parte degli elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio (i più abbondanti nell'Universo) vengono sintetizzati nei nuclei delle stelle tramite il processo di nucleosintesi.

La stella più vicina alla Terra è il Sole, sorgente di gran parte dell'energia del nostro pianeta. Le altre stelle, ad eccezione di alcune supernovae, sono visibili solamente durante la notte come dei puntini luminosi, che appaiono tremolanti a causa degli effetti distorsivi (seeing) operati dall'atmosfera terrestre.

Il Sole ripreso in falsi colori dal Solar Dynamics Observatory della NASA nella banda dell'ultravioletto.

Le stelle sono oggetti dotati di una massa considerevole, compresa tra 0,08 e 150–200 masse solari (M_☉). Gli oggetti con una massa inferiore a 0,08 M_☉ sono detti nane brune, corpi a metà strada tra stelle e pianeti che non producono energia tramite la fusione nucleare, mentre non sembrano esistere, almeno apparentemente, stelle di massa superiore a 200 M_☉, per via del limite di Eddington. Sono variabili anche le dimensioni, comprese tra i pochi km delle stelle degeneri e i miliardi di km delle supergiganti e ipergiganti, e le luminosità, comprese tra 10⁻⁴ e 10⁶ - 10⁷ luminosità solari (L_☉).

Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due (stelle binarie) o più componenti (sistemi multipli), legate dalla forza di gravità. Un buon numero di stelle convive in associazioni oammassi stellari (suddivisi in aperti e globulari), a loro volta raggruppati, insieme a stelle singole e nubi di gas e polveri, in addensamenti ancora più estesi, che prendono il nome di galassie. Numerose stelle possiedono inoltre uno stuolo più o meno ampio di pianeti.

Immagine agli infrarossi della Nebulosa Aquila ripresa dal Telescopio Spaziale Spitzer. Il colore verde rappresenta le nubi di polveri fredde, inclusi i Pilastri della Creazione; il colore rosso rivela le polveri surriscaldate, forse dall'esplosione in supernova di una stella molto massiccia, la cui luce sarebbe giunta a noi in un tempo non determinato degli ultimi due millenni. Nelle aree centrali in verde sono presenti delle macchie rossastre coincidenti con delle stelle in formazione ancora avvolte nelle nubi.

Per saperne di più inizia da qui: Wikipedia

Astronomia - I Pianeti Giganti Gassosi

La struttura interna dei quattro giganti gassosi del sistema solare

Gigante gassoso (denominato anche pianeta gioviano) è un termine astronomico generico, inventato dallo scrittore di fantascienza James Blish e ormai entrato nell'uso comune, per descrivere un grosso pianeta che non sia composto prevalentemente da roccia. I giganti gassosi, in realtà, possono avere un nucleo roccioso, ed effettivamente si sospetta che un tale nucleo sia necessario per la loro formazione. La maggior parte della loro massa è tuttavia presente sotto forma di gas (oppure gas compresso in uno stato liquido). A differenza dei pianeti rocciosi, i giganti gassosi non hanno una superficie ben definita.
Sono solitamente definiti giganti gassosi i pianeti con massa superiore alle 10 masse terrestri.

I quattro giganti gassosi del sistema solare, in un fotomontaggio che ne rispetta le dimensioni ma non le distanze; dal basso verso l'alto,Giove, Saturno, Urano e Nettuno.

Un oggetto con massa superiore a 70 volte quella di Giove (cioè 0,08 volte la massa del Sole) ha calore e pressione tali al suo interno per poter innescare una reazione di fusione nucleare, che trasforma il corpo celeste in una piccola stella. Ci sono poi oggetti di massa minore ma grandi abbastanza per poter innescare la fusione del deuterio, ma non sono considerati pianeti ma nane brune. È stato assunto un limite di 13 masse gioviane oltre il quale un corpo non è più definito pianeta ma nana bruna. Non si tratta di un limite dal preciso significato fisico ma di una convenzione adottata dall'Unione astronomica internazionale, in quanto oggetti di grandi dimensioni bruceranno la maggior parte del loro deuterio e quelli più piccoli ne bruceranno solo una piccola parte. La quantità di deuterio bruciato dipende non solo dalla massa ma anche dalla composizione del pianeta, in particolare dalla quantità di elio e deuterio presenti. L'Enciclopedia dei Pianeti Extrasolari ad esempio comprende oggetti fino a 25 masse gioviane, e la Exoplanet Data Explorer fino a 24 masse gioviane.

Per saperne di più: Wikipedia

Vento Solare, Eliopausa ed Eliosfera

Il vento solare è un flusso di particelle cariche emesso dall'alta atmosfera del Sole: esso è generato dall'espansione continua nello spazio interplanetario della corona solare. Questo flusso è principalmente composto da elettroni e protoni con energie normalmente compresi tra 1.5 e 10 keV. Il flusso di particelle mostra temperature e velocità variabili nel tempo e con andamenti legati al ciclo undecennale dell'attività solare. Queste particelle sfuggono alla gravità del Sole per le alte energie cinetiche in gioco e l'alta temperatura della corona che accelera le particelle, trasferendo loro ulteriore energia.
Il vento solare è un plasma tenuissimo, la cui componente di ioni è formata, normalmente, per il 95% da protoni ed elettroni (in proporzione circa uguale) e per il 5 % da particelle alfa (nuclei di elio) con tracce di nuclei di elementi più pesanti. Vicino alla Terra, la velocità del vento solare varia da 200 km/s a 900 km/s, mentre la sua densità varia da alcune unità a decine di particelle per centimetro cubo. La velocità del vento solare è nettamente superiore alla velocità di fuga di tutti i pianeti del sistema solare, essendo la più alta (quella di Giove) pari a soli 59.54 km/secondo: il moto prosegue in linea retta, non deviato dalle orbite dei pianeti. Pertanto, il vento solare impiega da 2 a circa 9 giorni per percorrere i 149.600.000 km che mediamente separano la Terra dal Sole.
Il Sole perde circa 800 milioni di kg di materiale al secondo eiettandolo sotto forma di vento solare (rispetto alla massa del Sole questa perdita è del tutto insignificante).

Taken by Hinode's Solar Optical Telescope on Jan. 12, 2007, this image of the sun reveals the filamentary nature of the plasma connecting regions of different magnetic polarity. Hinode captures these very dynamic pictures of the

L'eliopausa è il confine presso il quale il vento solare emesso dal nostro Sole è fermato dal mezzo interstellare.
Il vento solare crea una "bolla", eliosfera, nel mezzo interstellare (che è composto dal gas rarefatto di idrogeno ed elio che riempie la galassia). Il bordo più esterno di questa bolla è dove la forza del vento solare non è più sufficiente a spingere indietro il mezzo interstellare. Questo bordo è conosciuto come eliopausa, ed è spesso considerato come il confine esterno del sistema solare.
All'interno dell'eliopausa c'è un altro confine, chiamato "termination shock", dove le particelle del vento solare, fino ad allora supersoniche, vengono rallentate a velocità subsoniche.
La distanza dell'eliopausa varia dalle 80 alle 100 unità astronomiche. Probabilmente è molto più piccola sul lato del sistema solare che si trova "davanti" rispetto al moto orbitale del sistema solare nella galassia. Potrebbe anche variare a seconda della velocità del vento solare e a seconda della densità locale del mezzo interstellare. Si sa che è ben oltre l'orbita di Plutone.
La sonda spaziale Voyager 2, dopo aver terminato la sua esplorazione planetaria, si sta dirigendo verso l'esterno del sistema, mentre la sonda spaziale Voyager 1 vi è già entrata nel 2012. Grazie alle misurazioni di Voyager 1 abbiamo capito che i molteplici strati magnetici solari si sono intrecciati, creando bolle magnetiche che ci proteggono da raggi cosmici dannosi.

I Giganti Gassosi

La struttura interna dei quattro giganti gassosi del sistema solare

Gigante gassoso (denominato anche pianeta gioviano) è un termine astronomico generico, inventato dallo scrittore di fantascienza James Blish e ormai entrato nell'uso comune, per descrivere un grosso pianeta che non sia composto prevalentemente da roccia. I giganti gassosi, in realtà, possono avere un nucleo roccioso, ed effettivamente si sospetta che un tale nucleo sia necessario per la loro formazione. La maggior parte della loro massa è tuttavia presente sotto forma di gas (oppure gas compresso in uno stato liquido). A differenza dei pianeti rocciosi, i giganti gassosi non hanno una superficie ben definita.
Sono solitamente definiti giganti gassosi i pianeti con massa superiore alle 10 masse terrestri.

I quattro giganti gassosi del sistema solare, in un fotomontaggio che ne rispetta le dimensioni ma non le distanze; dal basso verso l'alto,Giove, Saturno, Urano e Nettuno.

Un oggetto con massa superiore a 70 volte quella di Giove (cioè 0,08 volte la massa del Sole) ha calore e pressione tali al suo interno per poter innescare una reazione di fusione nucleare, che trasforma il corpo celeste in una piccola stella. Ci sono poi oggetti di massa minore ma grandi abbastanza per poter innescare la fusione del deuterio, ma non sono considerati pianeti ma nane brune. È stato assunto un limite di 13 masse gioviane oltre il quale un corpo non è più definito pianeta ma nana bruna. Non si tratta di un limite dal preciso significato fisico ma di una convenzione adottata dall'Unione astronomica internazionale, in quanto oggetti di grandi dimensioni bruceranno la maggior parte del loro deuterio e quelli più piccoli ne bruceranno solo una piccola parte. La quantità di deuterio bruciato dipende non solo dalla massa ma anche dalla composizione del pianeta, in particolare dalla quantità di elio e deuterio presenti. L'Enciclopedia dei Pianeti Extrasolari ad esempio comprende oggetti fino a 25 masse gioviane, e la Exoplanet Data Explorer fino a 24 masse gioviane.

Per saperne di più: Wikipedia

I Pianeti Nani del Sistema Solare

Plutone fotografato dalla sonda New Horizons il 14 luglio 2015

Un pianeta nano è un corpo celeste di tipo planetario orbitante attorno a una stella e caratterizzato da una massa sufficiente a conferirgli una forma quasi sferica, ma che non è stato in grado di "ripulire" la propria fascia orbitale da altri oggetti di dimensioni confrontabili: per quest'ultima caratteristica non rientra nella denominazione di pianeta.

Nonostante il nome, un pianeta nano non è necessariamente più piccolo di un pianeta. In teoria non vi è limite alle dimensioni dei pianeti nani. Si osservi inoltre che la classe dei pianeti è distinta da quella dei pianeti nani, e non comprende quest'ultima.

I 12 corpi indicati come potenziali pianeti secondo la prima bozza di proposta dell'UAI. Da notare che i primi due, Haumea e Makemake, sono stati in seguito identificati come pianeti nani.

Il termine pianeta nano è stato introdotto ufficialmente nella nomenclatura astronomica il 24 agosto 2006 da un'assemblea dell'Unione Astronomica Internazionale, fra molte discussioni e polemiche. Tra le altre cose, si è fatto notare che il termine è fuorviante e che i criteri non sono oggettivi (nessun corpo può ripulire completamente la propria fascia orbitale, né esiste una soglia obiettiva su quando un corpo è sferoidale o no). Tuttavia, la necessità di creare questa classe di oggetti per distinguerla dai pianeti tradizionali esisteva, ed è probabile che il nome resti.

L'11 giugno 2008 il Comitato esecutivo dell'Unione Astronomica Internazionale riunitosi a Oslo ha assegnato il nome plutoidi alla classe dei pianeti nani transnettuniani, stabilendo al contempo un requisito preliminare per valutare il raggiungimento dell'equilibrio idrostatico, con l'intenzione di favorire l'assegnazione dei nomi dei candidati plutoidi. L'UAI ha stabilito che un corpo celeste transnettuniano che possiede una magnitudine assoluta superiore a H = +1 può essere ragionevolmente classificato tra i plutoidi e quindi tra i pianeti nani.

L'UAI riconosce cinque pianeti nani: Cerere, Plutone, Haumea, Makemake ed Eris.

di più: Pianeta nano

Enciclopedia dei pianeti extrasolari

Rappresentazione artistica di un'esoluna di HD 188753 Ab, primo pianeta extrasolare scoperto all'interno di un sistema multiplo a 3 stelle (stella tripla).

L'Enciclopedia dei pianeti extrasolari (in francese: Encyclopédie des planètes extrasolaires) è un sito di astronomia, fondato a Parigi da Jean Schneider nel febbraio 1995, costituito da un database di tutti i pianeti extrasolari conosciuti e candidati attualmente.

Il database del catalogo principale è costituito da tutti i pianeti extrasolari confermati oggi, e da un database con i rilevamenti dei pianeti non confermati. I database vengono frequentemente aggiornati con i nuovi dati provenienti da pubblicazioni e conferenze.

Nelle loro pagine, i pianeti sono elencati con le loro proprietà di base, come l'anno della scoperta, massa, raggio, periodo orbitale, semiasse maggiore, eccentricità, inclinazione, longitudine del periastro, tempo del periastro, variazione nella curva di luce, e tempo di transito. Le pagine dei dati del pianeta contengono anche i dati della stella madre, come il nome, la distanza, il tipo spettrale, la temperatura effettiva, la magnitudine apparente, massa, raggio, età ed altri dati fisici e astrometrici. L'unica mancanza nei dati stellari è la luminosità.

Per saperne di più: Extrasolar Planets Encyclopaedia, Sito dell'Enciclopedia dei pianeti extrasolari.

Nebulosa di Orione con Video HD

Nebulosa di Orione fotografata dal telescopi spaziale Hubble nel 2006

La Nebulosa di Orione (nota anche come Messier 42 o M 42, NGC 1976) è una delle nebulose diffuse più brillanti del cielo notturno. Chiaramente riconoscibile ad occhio nudo come un oggetto di natura non stellare, è posta a sud del famoso asterismo della Cintura di Orione, al centro della cosiddetta Spada di Orione, nell'omonima costellazione.

Posta ad una distanza di circa 1 270 a.l. dalla Terra, si estende per circa 24 anni luce ed è la regione diformazione stellare più vicina al Sistema solare. Vecchie pubblicazioni si riferiscono a questa nebulosa col nome di Grande Nebulosa, mentre più anticamente i testi astrologici riportavano lo stesso nome della stella Eta Orionis,Ensis (la spada), che però si trova in un'altra parte della costellazione. Si tratta di uno degli oggetti più fotografati e studiati della volta celeste, ed è sotto costante controllo a causa dei fenomeni celesti che hanno luogo al suo interno; gli astronomi hanno scoperto nelle sue regioni più interne dischi protoplanetari, nane brune e intensi movimenti di gas e polveri.

La Nebulosa di Orione contiene al suo interno un ammasso aperto molto giovane, noto come Trapezio. Le osservazioni con i più potenti telescopi (specialmente il Telescopio spaziale Hubble) hanno rivelato molte stelle circondate da anelli di polveri, probabilmente il primo stadio della formazione di un sistema planetario.

La nebulosa è stata riconosciuta come tale nel 1610 da un avvocato francese, Nicolas-Claude Fabri de Peiresc(1580-1637), anche se, date le dimensioni e la luminosità, era certamente conosciuta anche in epoche preistoriche. Tolomeo la identificava come una stella della spada di Orione, di magnitudine 3.

Stella - "Per aspera ad astra" - Astronomia

A parte il Sole, le stelle sono così lontane da essere visibili solo come punti di luce, nonostante il loro diametro sia di milioni di chilometri.

Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. In astronomia e astrofisica il termine indica uno sferoide luminoso di plasma che genera energia nel proprio nucleo attraverso processi di fusione nucleare; tale energia è irradiata nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica, flusso di particelle elementari (vento stellare) e neutrini. Buona parte degli elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio (i più abbondanti nell'Universo) vengono sintetizzati nei nuclei delle stelle tramite il processo di nucleosintesi.

La stella più vicina alla Terra è il Sole, sorgente di gran parte dell'energia del nostro pianeta. Le altre stelle, ad eccezione di alcune supernovae, sono visibili solamente durante la notte come dei puntini luminosi, che appaiono tremolanti a causa degli effetti distorsivi (seeing) operati dall'atmosfera terrestre.

Il Sole ripreso in falsi colori dal Solar Dynamics Observatory della NASA nella banda dell'ultravioletto.

Le stelle sono oggetti dotati di una massa considerevole, compresa tra 0,08 e 150–200 masse solari (M_☉). Gli oggetti con una massa inferiore a 0,08 M_☉ sono detti nane brune, corpi a metà strada tra stelle e pianeti che non producono energia tramite la fusione nucleare, mentre non sembrano esistere, almeno apparentemente, stelle di massa superiore a 200 M_☉, per via del limite di Eddington. Sono variabili anche le dimensioni, comprese tra i pochi km delle stelle degeneri e i miliardi di km delle supergiganti e ipergiganti, e le luminosità, comprese tra 10⁻⁴ e 10⁶ - 10⁷ luminosità solari (L_☉).

Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due (stelle binarie) o più componenti (sistemi multipli), legate dalla forza di gravità. Un buon numero di stelle convive in associazioni oammassi stellari (suddivisi in aperti e globulari), a loro volta raggruppati, insieme a stelle singole e nubi di gas e polveri, in addensamenti ancora più estesi, che prendono il nome di galassie. Numerose stelle possiedono inoltre uno stuolo più o meno ampio di pianeti.

Immagine agli infrarossi della Nebulosa Aquila ripresa dal Telescopio Spaziale Spitzer. Il colore verde rappresenta le nubi di polveri fredde, inclusi i Pilastri della Creazione; il colore rosso rivela le polveri surriscaldate, forse dall'esplosione in supernova di una stella molto massiccia, la cui luce sarebbe giunta a noi in un tempo non determinato degli ultimi due millenni. Nelle aree centrali in verde sono presenti delle macchie rossastre coincidenti con delle stelle in formazione ancora avvolte nelle nubi.

Per saperne di più inizia da qui: Wikipedia