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

Astronomia - Marte - Olympus Mons "Monte Olimpo"

L'Olympus Mons ripreso dalla sonda spaziale statunitense Viking 1.

L'Olympus Mons (dal latino, "Monte Olimpo") è il più grande rilievo del pianeta Marte e dell'intero sistema solare, con i suoi oltre 22 km di altezza rispetto al livello topografico di riferimento e una struttura di oltre 600 km di diametro.
È un vulcano a scudo simile a quelli delle Hawaii, con un'età stimata di 200 milioni di anni, ed è quindi da considerare giovane nella scala dei tempi geologici di Marte (risale al periodo Amazzoniano). Fa parte della regione vulcanica di Tharsis, insieme ad altri tre importanti edifici vulcanici.

La superficie dell'Olympus Mons confrontata con quella della Francia

Fu osservato la prima volta da Giovanni Schiaparelli che, durante l'opposizione del 1877, fu colpito da un bagliore che ricordava quello di una cima innevata, a cui dette il nome di Nix Olympica, Neve dell'Olimpo; si trattava con ogni probabilità di anidride carbonica ghiacciata.

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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

Olympus Mons "Monte Olimpo" - Marte

L'Olympus Mons ripreso dalla sonda spaziale statunitense Viking 1.

L'Olympus Mons (dal latino, "Monte Olimpo") è il più grande rilievo del pianeta Marte e dell'intero sistema solare, con i suoi oltre 22 km di altezza rispetto al livello topografico di riferimento e una struttura di oltre 600 km di diametro.
È un vulcano a scudo simile a quelli delle Hawaii, con un'età stimata di 200 milioni di anni, ed è quindi da considerare giovane nella scala dei tempi geologici di Marte (risale al periodo Amazzoniano). Fa parte della regione vulcanica di Tharsis, insieme ad altri tre importanti edifici vulcanici.

La superficie dell'Olympus Mons confrontata con quella della Francia

Fu osservato la prima volta da Giovanni Schiaparelli che, durante l'opposizione del 1877, fu colpito da un bagliore che ricordava quello di una cima innevata, a cui dette il nome di Nix Olympica, Neve dell'Olimpo; si trattava con ogni probabilità di anidride carbonica ghiacciata.

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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.

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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.

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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.

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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.

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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.

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.

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Satellite naturale - luna - definizione

Luna piena vista dall'emisfero boreale della Terra

Si dice satellite naturale, o talvolta più impropriamente luna con l'iniziale in minuscolo, un qualunque corpo celeste che orbita attorno a un corpo diverso da una stella, come ad esempio un pianeta, un pianeta nano o un asteroide. Nel sistema solare si conoscono oltre 150 satelliti naturali: si presume che ne esistano anche attorno ai pianeti di altre stelle.

Tipicamente i giganti gassosi possiedono estesi sistemi di satelliti, mentre i pianeti terrestri ne hanno pochi: nel sistema solare Mercurio e Venere non ne sono dotati, la Terra ne possiede uno molto grande rapportato alle proprie dimensioni (Luna) mentre Marte ne possiede due piccoli (Fobos e Deimos).

Rapporto tra le dimensioni dei principali satelliti naturali del sistema solare e la Terra.

Fra i pianeti nani i satelliti sembrano essere una caratteristica predominante degli oggetti trans nettuniani, come Plutone(cinque, di cui uno massiccio), Haumea (due satelliti) ed Eris (un satellite).

Per estensione si indica col termine di satellite naturale qualunque oggetto di origine non artificiale che orbiti intorno a un oggetto di massa più grande, ad esempio una galassia nana che orbita attorno a una galassia di dimensioni maggiori si chiama galassia satellite.

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