# Guida alle costellazioni/Glossario

CopertinaGuida alle costellazioni/Copertina
* IntroduzioneGuida alle costellazioni/Introduzione
* Prepararsi per l'osservazioneGuida alle costellazioni/Prepararsi per l'osservazione

## Parte I - Stelle e oggetti

* Le stelleGuida alle costellazioni/Le stelle
* Le stelle più luminose del cieloGuida alle costellazioni/Le stelle più luminose del cielo
* Oggetti del profondo cieloGuida alle costellazioni/Oggetti del profondo cielo
* Cataloghi celestiGuida alle costellazioni/Cataloghi celesti

## Parte II - Le 88 costellazioni

* Chiave di letturaGuida alle costellazioni/Chiave di lettura
* Il polo nord celesteGuida alle costellazioni/Il polo nord celeste
* Fra Orsa Maggiore e LeoneGuida alle costellazioni/Fra Orsa Maggiore e Leone
* Il Triangolo Estivo e dintorniGuida alle costellazioni/Il Triangolo Estivo e dintorni
* Da Pegaso a PerseoGuida alle costellazioni/Da Pegaso a Perseo
* Auriga, Orione e il Triangolo InvernaleGuida alle costellazioni/Auriga, Orione e il Triangolo Invernale
* Arturo, Spica e il Polo Galattico NordGuida alle costellazioni/Arturo, Spica e il Polo Galattico Nord
* Verso il centro della Via LatteaGuida alle costellazioni/Verso il centro della Via Lattea
* Aquario, Balena e il Polo Galattico SudGuida alle costellazioni/Aquario, Balena e il Polo Galattico Sud
* Eridano e i dintorniGuida alle costellazioni/Eridano e i dintorni
* Lungo il dorso dell’IdraGuida alle costellazioni/Lungo il dorso dell’Idra
* La regione del CentauroGuida alle costellazioni/La regione del Centauro
* La Nave Argo e dintorniGuida alle costellazioni/La Nave Argo e dintorni
* Il polo sud celesteGuida alle costellazioni/Il polo sud celeste

## Parte III - Carte stagionali

* PanoramicaGuida alle costellazioni/Panoramica
* 40°NGuida alle costellazioni/40°N
* EquatoreGuida alle costellazioni/Equatore
* 40°SGuida alle costellazioni/40°S

## Appendici

* GlossarioGuida alle costellazioni/Glossario
* Tavole delle costellazioniGuida alle costellazioni/Tavole delle costellazioni
* Appendice: la strumentazioneGuida alle costellazioni/Appendice: la strumentazione
* BibliografiaGuida alle costellazioni/Bibliografia
Anno luce: l'anno luce è una misura di spazio (e non di tempo); corrisponde alla distanza percorsa dalla luce nello spazio vuoto nel lasso di tempo equivalente a un anno terrestre. Essendo la velocità della luce pari a 300.000 km/s, la distanza percorsa dalla luce in un anno è pari a 9,4 bilioni (9,4 mila miliardi) di km.
Ascensione retta: è una delle coordinate di riferimento utilizzate per la volta celeste; corrisponde alla longitudine geografica, con la differenza che anziché essere espressa in gradi, è indicata in ore. Le ore di ascensione retta sono 24 e ogni ora corrisponde a 15° di "longitudine"; mentre la longitudine è indicata con linee che collegano i poli terrestri, l'ascensione retta è formata da linee che collegano i poli celesti, intersecando l'equatore celeste. Il riferimento fondamentale di ascensione retta corrisponde alle 0h, ossia alla coordinata del primo punto di Ariete, dove l'eclittica interseca l'equatore celeste andando verso nord. L’ascensione retta si abbrevia in RA o α.
Asterismo: per asterismo si intende un insieme di stelle più o meno brillanti disposte a formare una figura geometrica facilmente riconoscibile; dei classici asterismi sono formati da alcune stelle brillanti non molto lontane fra loro a formare triangoli o trapezi, lettere o figure stilizzate ma molto caratteristiche. Alcuni asterismi particolarmente luminosi hanno un nome che deriva dal periodo della loro massima visibilità (ad esempio "Triangolo Estivo", "Triangolo Invernale", eccetera).
Costellazione: è un raggruppamento arbitrario più o meno complesso di stelle di varia luminosità, volto a raffigurare animali, eroi, figure mitologiche o semplici oggetti; a differenza dell'asterismo, non sempre una costellazione somiglia al soggetto che intenderebbe rappresentare. Inoltre, gran parte delle costellazioni hanno un'origine antichissima, ossia molte popolazioni antiche davano a delle associazioni di stelle lo stesso nome che usiamo ancora oggi. Le costellazioni ufficialmente riconosciute dall’Unione Astronomica Internazionale sono 88.
Declinazione: è una delle coordinate di riferimento utilizzate per la volta celeste; corrisponde alla latitudine geografica, e come questa è espressa in gradi. Il grado 0 corrisponde all'equatore celeste, mentre i 90° coincidono con un polo celeste. La declinazione si abbrevia in DEC o δ.
Eclittica: è la proiezione sulla volta celeste dell'orbita della Terra attorno al Sole; per un effetto di prospettiva, il Sole sembra muoversi apparentemente lungo questa linea nel corso dell'anno. L'eclittica è inclinata rispetto all'equatore celeste di 23°27’: questa inclinazione è in realtà apparente, dato che è la Terra ad essere inclinata di 23°27’ rispetto al piano di rivoluzione.
Equatore celeste: è la proiezione dell'equatore terrestre sulla volta celeste; una stella che si trova sull'equatore celeste può essere vista perfettamente allo zenit dall'equatore terrestre. L'emisfero celeste posto a nord dell'equatore celeste è chiamato emisfero boreale e può essere visto completamente solo a nord dell'equatore terrestre; al polo nord è l'unico emisfero osservabile. L'emisfero a sud dell'equatore celeste è chiamato emisfero australe e può essere osservato completamente solo da osservatori posti a sud dell'equatore terrestre; al polo sud è l'unico emisfero osservabile.
Galassia attiva: galassia dove una frazione significativa dell'energia viene emessa da oggetti diversi dai normali componenti di una galassia: stelle, polveri e gas interstellare. Questa energia, a seconda del tipo di galassia attiva, può essere emessa lungo tutto lo spettro elettromagnetico, onde radio, infrarossi, visibile, ultravioletto, raggi X e raggi gamma. Secondo il modello standard dei nuclei di galassia attivi, l'energia che li alimenta è generata dalla materia che cade all'interno di un buco nero supermassiccio di massa compresa tra 1 milione e 10 miliardi di volte quella del Sole.
Galassia di Seyfert: classe di galassie attive i cui nuclei presentano righe spettrali da gas ad alta ionizzazione, scoperti dall'astrofisico Carl Keenan Seyfert nel 1943.
Ionizzazione: generazione di uno o più ioni a causa della rimozione o addizione di elettroni da una entità molecolare neutra (cioè atomi o molecole), che può essere causata da collisioni tra particelle o per assorbimento di radiazioni (come nel caso dei brillamenti solari). Gli atomi o le molecole che hanno un numero di elettroni minore del numero atomico, rimangono carichi positivamente e prendono il nome di "cationi"; quelli che hanno un numero di elettroni maggiore del numero atomico, rimangono carichi negativamente e prendono il nome di "anioni". Per togliere un elettrone ad un atomo, e quindi farlo diventare uno ione, gli si può fornire una certa quantità di energia, che viene chiamata energia di ionizzazione, e che varia a seconda della specie atomica. Naturalmente, più gli elettroni sono vicini al nucleo (come nei non metalli), tanto maggiore è la quantità di energia, che deve essere somministrata per allontanare gli elettroni dall'atomo. "Normalmente" un atomo ha una carica elettrica complessiva pari a zero; ci sarà nel suo nucleo un certo numero di protoni e neutroni circondati da elettroni, ed il numero degli elettroni sarà uguale a quello dei protoni. In certe circostanze tuttavia uno o più elettroni possono venire strappati via dall'atomo; questo fenomeno è detto ionizzazione. Occorre una certa energia per provocare questa separazione; ciò può avvenire, se l'atomo assorbe un fotone altamente energetico (per esempio, nell'ultravioletto, o con energia ancora maggiore), oppure talvolta facendo collidere l'atomo con un altro atomo o ione in un gas molto caldo. Alla fine però l'atomo ed il suo elettrone perduto tenderanno a ricombinarsi; quando ciò avviene, viene emesso un fotone.
Limite di Chandrasekhar (MCh): limite superiore che può raggiungere la massa di corpo costituito da materia degenere, vale a dire un denso stato della materia che consiste di nuclei atomici immersi in un gas di elettroni. Il suo valore rappresenta la massa non rotante limite che può opporsi al collasso gravitazionale, sostenuta dalla pressione di degenerazione degli elettroni; il suo valore corrisponde a 3x1030 kg, una massa pari a circa 1,44 volte quella del Sole. Normalmente, il calore generato da una stella sostiene il peso della sua atmosfera. Quando la stella finisce il suo combustibile nucleare, gli strati esterni collassano sul nucleo. Se, giunta a questo punto, la stella possiede una massa minore del limite di Chandrasekhar, il collasso è fermato dalla pressione degli elettroni degeneri, e il risultato è una nana bianca stabile. Se una stella incapace di produrre ulteriore energia (non è, in generale, il caso delle nane bianche) ha una massa maggiore, la pressione di degenerazione degli elettroni non è sufficiente a contrastare la gravità; i protoni si fondono con gli elettroni mediante il processo di cattura elettronica, liberando neutrini, e la stella diventa una stella di neutroni. Poiché i neutroni hanno una massa circa 1800 volte superiore a quella degli elettroni, acquistano energia più lentamente e riescono a resistere alla forza gravitazionale fino al limite di circa 2,5 masse solari. Oltre questo secondo limite la stella collassa in un buco nero.
Linea spettrale: una linea scura o chiara in uno spettro elettromagnetico altrimenti uniforme e continuo, è la conseguenza di un assorbimento o emissione di fotoni in una stretta gamma di frequenza. Le linee spettrali sono il risultato di interazioni tra un atomo (oppure una molecola) e singoli fotoni. Un fotone è assorbito quando esso ha l'energia corretta per permettere un cambio nello stato energetico del sistema (nel caso di un atomo è solitamente un salto orbitale di elettrone); poi sarà ri-emesso spontaneamente, o nella stessa frequenza dell'originale o in cascata, dove la somma dell'energia dei fotoni emessi sarà la stessa del fotone assorbito. A seconda della geometria del gas, della fonte del fotone e dell'osservatore sarà prodotta o una linea di emissione o una linea di assorbimento: se il gas è tra la fonte del fotone e l'osservatore si osserva un calo nell'intensità di luce nella frequenza del fotone incidente, poiché i fotoni riemessi saranno in direzioni diverse dell'originale (linea di assorbimento). Se l'osservatore vede il gas, ma non la fonte del fotone, vedrà solamente i fotoni riemessi in una stretta gamma di frequenza (linea di emissione).
Magnitudine: indica la luminosità di un oggetto. La magnitudine apparente è la luminosità di un oggetto come appare all'osservatore, a prescindere dalla sua distanza; la magnitudine assoluta è la luminosità che un oggetto ha se osservato alla distanza fissa di 10 parsec, pari a 32,6 anni luce. La scala di magnitudine è inversa, per cui più un oggetto è luminoso e più è basso il valore della magnitudine. Il Sole e le stelle più luminose viste da Terra, hanno una magnitudine negativa.
Occhio nudo: indica l'osservazione di un oggetto senza l'ausilio di alcuno strumento di osservazione.
Parallasse: è lo spostamento apparente che un oggetto mostra se osservato da due punti differenti: più un oggetto è vicino, più grande sarà il suo spostamento apparente. La parallasse diventa evidente quando ad esempio si osserva un dito posto a breve distanza dal viso prima con un occhio e poi con l'altro: la posizione del dito, essendo un oggetto molto vicino, varia sensibilmente se osservato con l'uno o con l'altro occhio, specialmente se lo si osserva avendo sullo sfondo altri oggetti più lontani. Il metodo della parallasse può essere usato, attraverso l'applicazione della trigonometria, per misurare la distanza di una stella non eccessivamente lontana sfruttando il fatto che la Terra durante la sua rivoluzione attorno al Sole assume posizioni diverse nello spazio.
Parsec: è un'unità di misura delle distanze astronomiche, la più utilizzata negli studi scientifici; parsec è l'abbreviazione di parallasse di un secondo d'arco ed è definito come la distanza da un oggetto di un altro oggetto che ha una parallasse annua di 1 secondo d'arco. Si basa sull'applicazione della trigonometria. 1 parsec (abbreviato 1 pc) equivale a circa 3,26 anni luce.
Plasma: un gas ionizzato, costituito da un insieme di elettroni e ioni e globalmente neutro (la cui carica elettrica totale è cioè nulla). In quanto tale, il plasma è considerato come il quarto stato della materia, che si distingue quindi dal solido, il liquido e l'aeriforme, mentre il termine "ionizzato" indica che una frazione significativamente grande di elettroni è stata strappata dai rispettivi atomi. Mentre sulla Terra la presenza del plasma è relativamente rara (fanno eccezione i fulmini e le aurore boreali), nell'Universo costituisce più del 99% della materia conosciuta: si trovano infatti sotto forma di plasma il Sole, le stelle e le nebulose.
Polo celeste: è la proiezione in cielo dell'asse di rotazione terrestre; il polo nord celeste corrisponde alla direzione verso cui punta l’asse di rotazione terrestre in direzione nord, il polo sud celeste corrisponde alla direzione verso cui punta l’asse di rotazione terrestre in direzione sud. Al polo nord terrestre, il polo nord celeste si presenta sempre allo zenit, mentre al polo sud terrestre è il polo sud celeste a presentarsi sempre allo zenit.
Precessione degli equinozi: è un fenomeno secondo cui l'asse terrestre descrive nel corso del tempo un doppio cono, puntando in regioni di cielo differenti; questo fenomeno è dovuto all'inclinazione dell'asse terrestre. Come conseguenza vi è un lento migrare della posizione dei poli celesti: nella nostra epoca, l'asse terrestre punta verso una stella che oggi è nota come Stella polare; nel corso del tempo, l'asse terrestre modificherà la sua posizione, puntando in un'area di cielo sempre più distante da questa stella che quindi non sarà più utilizzabile come riferimento per il polo nord. Fra 13.000 anni, l'asse terrestre punterà in direzione di Vega, che quindi sarà considerata la nuova Stella polare. In 26.000 anni il ciclo si richiude e l'asse terrestre punterà di nuovo in direzione dell'attuale stella polare.
Precessione del perielio: o anche precessione anomalistica o precessione degli apsidi, è la variazione, rispetto ad un potenziale osservatore esterno, della linea degli apsidi dell'orbita di un corpo celeste. Gli apsidi sono i punti di maggiore e minore distanza di un oggetto celeste dal fuoco ove giace il corpo attorno a cui esso orbita. Nella moderna meccanica celeste il fuoco è anche il centro di attrazione gravitazionale, che coincide con il centro di massa del sistema. Storicamente, nei sistemi geocentrici, gli apsidi erano misurati dal centro della Terra. Nel caso della Terra, la precessione è principalmente causata dall'attrazione gravitazionale esercitata dagli altri pianeti del sistema solare, in primo luogo Giove. Ha una periodicità di circa 112.000 anni e, osservata dal polo nord solare, avviene in senso antiorario. L'anno anomalistico della Terra risulta superiore a quello siderale per circa 4 minuti e 43 secondi. In considerazione del fatto che l'anno tropico della Terra è invece inferiore a quello siderale, i due effetti si sommano nel definire la periodicità di circa 21.000 anni dello spostamento dei punti di equinozio e solstizio rispetto agli apsidi.
Pressione di radiazione: è la pressione che viene esercitata su un corpo quando esso è esposto a una radiazione elettromagnetica. Ciò è dovuto al fatto che le onde elettromagnetiche, oltre a trasportare energia, trasportano anche quantità di moto. Quando questa viene assorbita, la pressione risultante è il rapporto tra la densità del flusso elettromagnetico e la velocità della luce. Se la radiazione viene totalmente riflessa, la pressione di radiazione viene raddoppiata.
Primo punto di Ariete: è il punto in cui l'eclittica interseca l'equatore celeste in direzione nord; si chiama anche Punto Vernale. Attualmente il punto si trova nella costellazione dei Pesci, ma anticamente, a causa della precessione degli equinozi, si trovava in Ariete; da qui il suo nome. Il punto opposto, in cui l'eclittica reinterseca l'equatore celeste andando verso sud, si chiama Punto Libra (il nome latino di Bilancia) o Punto Omega.
Spettro elettromagnetico: è l'insieme di tutte le possibili frequenze delle radiazioni elettromagnetiche. Pur essendo lo spettro continuo, è possibile una suddivisione puramente convenzionale ed indicativa in vari intervalli o bande di frequenza, dettata a partire dallo spettro ottico. L'intero spettro è suddiviso nella parte di spettro visibile che dà vita alla luce e le parti di spettro non visibile a lunghezza d'onda maggiori e minori dello spettro visibile. Le onde di lunghezza nell'intervallo tra la luce visibile e le onde radio, a bassa intensità hanno poca energia e risultano scarsamente dannose, le radiazioni comprese tra l'ultravioletto e i raggi gamma invece hanno più energia, sono ionizzanti e quindi possono danneggiare gli esseri viventi.
Stella: è un corpo celeste che brilla di luce propria; la sua energia viene fornita da un processo di fusione nucleare che avviene nel suo nucleo: a pressioni e temperature elevatissime, atomi di idrogeno si fondono dando origine ad atomi di elio e sprigionando energia, che risale gli strati interni della stelle e viene emessa in superficie. La vita di una stella è condizionata dalla sua massa: più è grande una stella, più in fretta brucia l'idrogeno nel suo nucleo e prima "muore", trasformandosi a seconda dei casi in una nana bianca o in una supernova.
Zenit: è il punto del cielo posto sulla verticale dell'osservatore a terra, ossia a 90° dall'orizzonte. Al polo nord, allo zenit si trova sempre la Stella polare; la latitudine in cui al solstizio del 21 giugno il Sole a mezzogiorno si trova allo zenit è chiamato Tropico del Cancro. Il punto opposto allo zenit, il prolungamento della verticale verso il basso, si chiama Nadir.