Portal: Estrellas

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Portal de estrellas

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Logotipo de la sección Un viaje entre las estrellas

Un viaje entre las estrellas

El cúmulo abierto NGC 290.

El centelleo de las estrellas siempre ha atraído la atención del hombre . Numerosos, incluidos filósofos , poetas , escritores e incluso músicos , se han inspirado para sus obras desde el cielo estrellado: Homero citó las Pléyades , Arato narró los mitos relacionados con las constelaciones , Leopardi citó las vagas estrellas del Oso , la ciencia ficción los autores establecen sus historias en sistemas planetarios ficticios que orbitan varias estrellas.
Este portal , desarrollado y gestionado por el Proyecto: Astronomía , pretende ilustrar de forma sencilla y clara las características generales de las estrellas, centrando también la atención en algunas estrellas destacadas y en las figuras que conforman en la esfera celeste : las constelaciones. . y asterismos . Desde esta página puede tener acceso rápido a los elementos específicos en it.wiki y a las categorías que los agrupan.

Pero, ¿qué es , específicamente, una estrella? Una estrella es un cuerpo celeste que brilla con luz propia. En realidad, es un enorme y luminoso esferoide de plasma autogravitante que genera energía a través de procesos de fusión nuclear ; esta energía se irradia al espacio en forma de ondas electromagnéticas y partículas elementales ( neutrinos ). La fusión nuclear en núcleos estelares genera, a través de un proceso conocido como nucleosíntesis estelar , los elementos químicos más pesados de hidrógeno y helio , que son los más abundantes en el Universo .

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Logotipo de la sección de Nomenclatura y catalogación

Nomenclatura y catalogación

Solo los más brillantes tienen un nombre propio (como Sirio , Betelgeuse , Altair , etc.), que a menudo deriva del árabe o del latín ; en cambio, la mayoría de las estrellas se identifican mediante números de catálogo.
Los sistemas de nomenclatura se crearon a partir del siglo XVII . Los principales son:

Orión en el atlas de "Uranometría" de Bayer

El avance de la astronomía observacional y el uso de instrumentos cada vez más avanzados ha hecho necesaria la adopción de otros sistemas de nomenclatura, que han dado lugar a extensos catálogos estelares .

Catálogos de estrellas (la abreviatura del catálogo entre paréntesis)

La única organización autorizada por la comunidad científica para dar nombre a las estrellas es la Unión Astronómica Internacional ( UAI o IAU ).



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Logotipo de la sección de clasificación

Clasificación

Los sistemas de clasificación por estrellas tienen en cuenta varios parámetros:

La clasificación espectral de Morgan-Keenan.
  • La clasificación espectral de Morgan-Keenan se basa en la temperatura de la superficie (y por tanto en el color), lo que permite dividir las estrellas en tipos espectrales ; en orden decreciente de temperatura son: W , O , B , A , F , G , K , M ( R , N , S ), L y T ; cada tipo espectral se divide en diez subclases, desde 0 (la subclase más caliente) hasta 9 (la menos caliente).
  • La clasificación espectral de Yerkes , asociada a la anterior, toma en cuenta los efectos de la luminosidad y las dimensiones de la estrella sobre las líneas espectrales y divide las estrellas en ocho subclases, desde 0 , que identifica a las hipergigantes, hasta VII , la enanas blancas; estos últimos también gozan de una clasificación particular .

La clasificación de algunas estrellas requiere el uso de letras adicionales para describir características espectrales: por ejemplo, e indica la presencia de líneas de emisión, m indica un nivel extraordinariamente alto de metales y var indica variabilidad en el tipo espectral.
Existen diferentes tipos de estrellas, cada una con sus propias características físico-químicas. La siguiente lista recopila los principales tipos de estrellas.



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Logotipo de la sección de unidad de medida

Unidad de medida

Los parámetros estelares se expresan convencionalmente según las unidades de medida del Sistema Internacional . La masa, la luminosidad y el radio a menudo también se dan en unidades solares , un sistema basado en las características del Sol:

El parsec
Masa solar : M = 1.9891 × 10 30 kg
Brillo solar : L = 3.827 × 10 26 W
Radio solar : R = 6,960 × 10 8 m

Cantidades mayores, como el radio de una supergigante o hipergigante o el eje semi-mayor de un sistema binario, a menudo se expresan en unidades astronómicas (AU), equivalentes a la distancia promedio Tierra-Sol (~ 150 millones de km).
Las distancias entre las estrellas se expresan en años luz (al), que es la distancia, igual a 9.4608 × 10 15 m, recorrida por la luz en el vacío en un año. Otra unidad de medida es el parsec (pc; 1 pc = 3,2615 al), definido como la distancia a la Tierra de una estrella que tiene una paralaje anual de un segundo de arco . La estrella más cercana al Sol, Proxima Centauri , es 4.2 al (1.34 parsec).



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Logotipo de la sección H-R Diagram

Diagrama de HR

El diagrama HR es una representación gráfica que relaciona el brillo y la temperatura de la superficie de una estrella y permite a los astrofísicos determinar su edad y etapa evolutiva .

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Logotipo de la sección Stellar Evolution

Evolución estelar

La vida de una estrella parecida al sol.

El término evolución estelar indica los cambios que experimenta una estrella durante su existencia, durante los cuales varía, incluso de forma muy marcada, en tamaño, brillo y, en algunos casos, en masa. El estudio de la evolución estelar se basa en modelos teóricos físico - matemáticos , ya que es imposible que los humanos sigan el ciclo de vida completo de una estrella debido a tiempos muy largos (millones o miles de millones de años).
Las estrellas se forman a partir del colapso gravitacional de una nube molecular o complejo molecular gigante , que conduce a la formación de una o más protoestrellas , rodeadas por un disco de acreción . Después de un tiempo variable, dependiendo de la masa, la estrella recién formada ingresa a la secuencia principal , precedida, en el caso de estrellas menos masivas (hasta 8 M ), por una fase de pre-secuencia principal , que termina cuando se encuentra en el objeto. comienza la fusión del núcleo de hidrógeno. Los objetos que se encuentran en una etapa evolutiva anterior a la secuencia principal se denominan objetos estelares jóvenes ( YSO ) . La duración de la secuencia principal y la evolución posterior dependen de la masa y, como mínimo, de la metalicidad y el campo magnético de la estrella. Al final de la secuencia principal, la estrella atraviesa varias fases de inestabilidad: el núcleo colapsa, mientras que las capas más externas son expulsadas de forma más o menos violenta; lo que queda es un objeto extremadamente denso, una estrella degenerada .
A continuación se muestran los modelos evolutivos calculados para algunas estrellas en función de su masa.

<0.08 M
Duración : tiempo indefinido
Nube molecular / glóbulo de BokProtoestrellaEnana marrón
Entre 0.08 y 0.04 M
Entre 0,4 y 2 M
Duración : entre unos pocos cientos y algunas decenas de miles de millones de años.
Nube molecular / Célula sanguínea de BokProtoestrellaEstrella T Tauri / FU OrionisEnana naranja / amarilla / blanca-amarillaSubgiganteGigante roja (y / o gigante azul ) → Estrella AGBNebulosa planetariaEnana blancaEnana negra
Entre 2 y 8 M
Duración : entre unas pocas decenas y mil millones de años.
Nube molecular / Célula sanguínea de BokProtoestrellaEstrella Ae / Be de HerbigEstrella Clase AV / BVSubgiganteGigante roja (y / o Gigante azul ) → Estrella AGBNebulosa planetariaEnana blancaEnana negra
Entre 9 y 20 M
* Estos tipos de estrellas degeneradas siguen siendo teóricos, incluso si varios candidatos parecen tener características similares a estos tipos.
> 20 M
Duración : algunas decenas de millones de años
Nube molecularProtoestrellaEstrella de clase OVSupergigante azulLBV hipergigante azulWolf-RayetTipo de supernova Ib / Ic / Ipernova / GRBAgujero negro


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Logotipo de la sección de edad y composición química.

Edad y composición química

La estrella más antigua conocida

La mayoría de las estrellas tienen entre 1 y 10 mil millones de años; hay estrellas que, sin embargo, tienen una edad cercana a la del Universo (13,7 mil millones de años): la estrella más antigua conocida, HE 1523-0901 (en la imagen), tiene una edad estimada de 13,2 mil millones de años. La vida útil de una estrella depende de la masa en el momento de su formación: cuanto más masiva es una estrella, más corta es su vida útil .
En el momento de su formación, las estrellas están compuestas principalmente por hidrógeno y helio , con un pequeño porcentaje de elementos más pesados, llamados metales , cuya cantidad se llama metalicidad ; es curioso observar cómo los elementos , tales como oxígeno y carbono , se cuentan, en Astrofísica , en la categoría " metales ", incluso si son no a partir de una química punto de vista.

Composición fotosférica de una estrella como el Sol

El porcentaje de elementos individuales varía de estrella a estrella en función de la población a la que pertenece y, por tanto, de su edad: determinar la composición química de una estrella puede, por tanto, ayudar a determinar su edad.
También hay estrellas que se caracterizan por una abundancia particularmente alta de "metales": son estrellas peculiares .

Estrellas peculiares
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Logotipo de la sección de rotación y campo magnético

Campo magnético y rotación.

El campo magnético de la superficie de la joven estrella T Tauri SU Aur reconstruido por imágenes Zeeman-Doppler.

El campo magnético de una estrella se genera en la zona convectiva , en la que el plasma , puesto en movimiento por corrientes convectivas , se comporta como una dínamo .
La intensidad del campo varía en relación con la masa y composición de la estrella, mientras que la actividad magnética depende de su velocidad de rotación y, por tanto, de su edad: las estrellas muy jóvenes, caracterizadas por rotaciones rápidas, también tienen campos magnéticos intensos. Durante su evolución, las estrellas tienden a tener actividades magnéticas cada vez menos intensas, sujetas a variaciones cíclicas y rotaciones bastante lentas: de hecho, los campos magnéticos interactúan con los vientos estelares, ralentizando su rotación.
La actividad mangética está en el origen de varios fenómenos vinculados principalmente a las capas más externas de la estrella; los principales se enumerarán a continuación.

Las estrellas degeneradas , en particular las estrellas de neutrones ( púlsares ), tienen una rotación muy rápida, con períodos a menudo inferiores a un segundo ; algunas estrellas de neutrones, llamadas magnetares , tienen en cambio campos magnéticos extremadamente intensos.
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Logotipo de la sección de reacciones nucleares

Reacciones nucleares

La fusión del hidrógeno

En los núcleos estelares tienen lugar numerosos procesos de fusión nuclear que, en función de la masa, composición química y edad de la estrella, dan lugar a nuevos elementos según un fenómeno llamado nucleosíntesis . Durante la secuencia principal, las reacciones predominantes se refieren a la fusión de hidrógeno en helio , en la que cuatro núcleos del tío abuelo se fusionan en uno de helio, liberando energía de acuerdo con la ecuación E = mc² .
Hay dos métodos más usados ​​para fusionar hidrógeno: las estrellas menos masivas usan la cadena protón-protón , mientras que las más masivas usan el ciclo CNO , más "eficiente" que la cadena protón-protón, pero que requiere temperaturas más altas.
Al final de la secuencia principal, otros procesos nucleares toman el control: las estrellas de 0,5 a 8 M fusionan helio en carbono de acuerdo con el proceso de tres alfa , mientras que las estrellas más masivas son capaces de fusionar incluso los elementos más pesados ​​que siguen, en un núcleo en contracción progresiva, mediante procesos específicos para cada clase de elementos. El siguiente espejo recoge los principales procesos nucleosintéticos.



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Logotipo de la sección de estrellas variables

Estrellas variables

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Algunas estrellas muestran variaciones periódicas o repentinas de brillo; por ello se denominan estrellas variables y se dividen en dos categorías: variables intrínsecas y variables extrínsecas . Las llamadas variables intrínsecas, a su vez, pueden dividirse en tres categorías principales:

  • Variables pulsantes: estrellas que, en una determinada fase de su evolución , muestran pulsaciones más o menos regulares y varían no solo en brillo, sino también en tamaño durante un período de tiempo que va desde unos minutos hasta algunos años, dependiendo de la suya. Talla.
  • Variables eruptivas : estrellas que muestran aumentos repentinos de brillo, provocados por fenómenos eruptivos o explosivos moderados vinculados a la actividad magnética .
  • Variables cataclísmicas : estrellas sujetas a eventos explosivos extremadamente violentos o cataclísmicos que alteran sus propiedades originales.


Las estrellas también pueden variar su brillo debido a factores extrínsecos; en este caso se denominan variables extrínsecas . A esta clase pertenecen las binarias eclipsantes (en la imagen) y las estrellas que, girando, muestran periódicamente vastas manchas fotosféricas .



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Logotipo de la sección Estrellas y exoplanetas

Estrellas y exoplanetas

Fotografía del cinturón de asteroides y el planeta que orbita Fomalhaut.

Se conocen más de 3600 planetas que orbitan en sistemas planetarios alrededor de estrellas distintas del Sol; estos son los exoplanetas , la mayoría de los cuales se han descubierto mediante métodos indirectos . Debido a las limitaciones de las técnicas actuales, la mayoría de los planetas descubiertos son gigantes gaseosos de masa comparable a Júpiter , más raros los planetas rocosos masivos del tipo Súper Tierra . En algunos de estos sistemas también hay cinturones de asteroides .
La búsqueda de exoplanetas coincide con la búsqueda de mundos capaces de albergar formas de vida .

Sistemas planetarios particulares
Consulte esta lista para ver otros sistemas planetarios.
Registros planetarios
  • HD 13189 , la estrella más masiva que tiene un sistema planetario (4.5 M )
  • GJ 317 , la estrella menos masiva que tiene un sistema planetario (0,24 M )
  • OGLE-TR-56b , la órbita planetaria más estrecha (0,0225 AU)
  • PSR B1620-26c , la órbita planetaria más grande (23 AU) y el planeta más antiguo conocido (13 mil millones de años)
  • NGC 4349 No 127b, el planeta más masivo (19,8 M J )
  • PSR B1257 + 12A , el planeta menos masivo (0.02 M )
Consulte esta entrada para ver otros registros planetarios.


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Logotipo de la sección de estructura

Estructura

El interior de una estrella estable se encuentra en una etapa de equilibrio hidrostático tanto térmico como se caracteriza por un gradiente de temperatura que da lugar a un flujo de energía directo hacia el exterior. Cada estrella tiene una estructura interna con envolventes concéntricas.

Esquema de las estructuras internas de diferentes tipos de estrellas; las curvas representan la zona convectiva, las líneas discontinuas la zona radiativa.

En la parte más interna de la estrella está el núcleo , donde tiene lugar la fusión nuclear , la fuente de energía de la estrella.
Por encima del núcleo hay otras dos capas: la zona radiativa y la zona convectiva . La primera es aquella región en la que se produce la transferencia de energía por radiación ; el segundo es aquel en el que la energía se transporta mediante movimientos convectivos . La posizione delle due zone cambia a seconda della massa e della classe spettrale dell'astro: nelle stelle massicce la zona convettiva è posta in profondità, adiacente al nucleo, mentre la zona radiativa è posta subito al di sopra; nelle stelle meno massicce, come il Sole , le posizioni sono invertite. Le stelle con massa inferiore a 0,4 masse solari presentano solamente una zona convettiva che previene l'accumulo precoce di elio inerte nel nucleo.
La porzione visibile di una stella di sequenza principale è detta fotosfera e costituisce la superficie dell'astro; al di sopra di essa si staglia l' atmosfera stellare .

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Dimensioni e massa

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A causa della grande distanza, le stelle, eccetto il Sole, appaiono come minuscoli punti brillanti nel cielo notturno, scintillanti a causa del seeing atmosferico .
Le dimensioni reali delle stelle sono estremamente variabili: le più piccole, le stelle di neutroni , hanno dimensioni comprese tra 20 e 40 km , mentre le più grandi, ipergiganti e supergiganti , hanno raggi vastissimi, con dimensioni dell'ordine delle Unità Astronomiche.

Una stella, per essere tale, deve possedere una massa minima di almeno 1,5913 × 10 29 kg ( 0,08 M ), che le consente di innescare la fusione dell'idrogeno. Le stelle più massicce non possono invece superare i 3,9782 × 10 32 kg ( 120-150 M ); la ragione di questo limite non è ancora ben nota, ma gli astrofisici ritengono che sia dovuto al limite di Eddington .

La combinazione di raggio e massa determina la gravità superficiale della stella.
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Moti spaziali

I moti di una stella nello spazio possono fornire utili informazioni sulla sua origine e sulla sua età, come pure sulla struttura complessiva e sull'evoluzione del resto della Galassia . Le componenti del moto spaziale di una stella sono la velocità radiale ed il moto proprio .
La velocità radiale si basa sullo shift (lo spostamento secondo l' effetto Doppler ) delle linee spettrali ed è misurata in km / s .

Il moto proprio della Stella di Barnard.

Il moto proprio è determinato da precise misure astrometriche (dell'ordine dei milliarcosecondi - mas - all'anno), e può essere convertito in unità di misura della velocità attraverso la misura della parallasse , la quale sfrutta il cambiamento di posizione assunto dalla Terra ogni sei mesi durante il suo moto orbitale , per determinare lo spostamento apparente di una stella rispetto alle stelle più lontane, dette "fisse". Le stelle che presentano dei grandi valori di moto proprio sono le più vicine al sistema solare e pertanto si prestano in maniera ottimale alla rilevazione della parallasse.
Conosciuti moto proprio, velocità radiale e parallasse, è possibile calcolare la velocità spaziale di una stella in relazione al Sole o alla Galassia.

Alcune stelle sono caratterizzate da valori di velocità estremamente alte: si tratta delle stelle fuggitive e delle stelle iperveloci .
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Radiazione stellare

La nebulosa a riflessione NGC 1999 è irradiata dalla variabile V380 Orionis (al centro), stella di 3,5 masse solari. (Immagine HST)

L'energia prodotta dalle reazioni nucleari viene irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle elementari ; queste ultime formano il vento stellare , costituito da particelle sia provenienti dagli strati esterni della stella, come protoni liberi, particelle alfa e beta , sia dall'interno stellare, come i neutrini .
La luminosità ( L ) della stella dipende dal suo raggio ( R ) e dalla sua temperatura superficiale ( T eff ), secondo l'equazione:

dove è la superficie della stella e la costante di Stefan-Boltzmann .

La luminosità si misura anche tramite la magnitudine . La magnitudine apparente misura la luminosità percepita dall'osservatore e dipende dalla luminosità reale della stella, dalla sua distanza dalla Terra e dal seeing atmosferico. La magnitudine assoluta è la magnitudine apparente che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 parsec (32,6 anni luce) da Terra, ed è strettamente legata alla luminosità reale della stella. Entrambe le scale hanno un andamento logaritmico : una variazione un'unità di magnitudine equivale infatti ad una variazione di luminosità di 2,5 volte.

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Una stella in evidenza

La stella di Barnard nel 2006

La Stella di Barnard è una stella situata nella costellazione dell' Ofiuco . Mostra il più grande moto proprio di ogni altra stella conosciuta (a parte il Sole ), pari a 10,3 secondi d'arco all'anno. Questo grande moto proprio fu scoperto dall'astronomo Edward Emerson Barnard nel 1916 .
Trovandosi ad una distanza inferiore ai 6 anni luce , la Stella di Barnard è anche una delle stelle più vicine alla Terra . Essendo però una nana rossa ( tipo spettrale M4 V), è una stella debolissima ed è invisibile senza un telescopio : la sua magnitudine apparente è solo di 9,54. Come molte nane rosse, la Stella di Barnard è una variabile a flare .
Per molti anni a partire dal 1963 , Peter van de Kamp sostenne di aver rilevato una perturbazione nel moto della stella di Barnard consistente con la presenza di uno o più pianeti di massa simile a quella di Giove , e molti astronomi lo accettarono come fatto. Ma quando negli anni ottanta vennero eseguite delle misure indipendenti, questa conclusione venne messa in discussione, e si pensa oggi che van de Kamp fosse in errore. Durante il periodo in cui l'interpretazione erronea resse, la stella divenne famosa nella comunità della fantascienza , e la stella venne scelta come obbiettivo per il Progetto Dedalus (un piano per un prototipo di astronave interstellare).

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Costellazioni e asterismi

L'asterismo del Triangolo Invernale, tra le costellazioni di Cane Maggiore, Cane Minore, Orione e Unicorno.

L'uomo, spinto da esigenze pratiche (come la navigazione ) o esoterico-religiose, nel corso della storia ha associato a particolari figure le stelle che appaiono vicine sulla sfera celeste , creando le costellazioni e gli asterismi . Le stelle di una costellazione o di un asterismo raramente hanno qualche relazione astrofisica tra loro; appaiono semplicemente vicine per un effetto prospettico .
Il raggruppamento delle stelle in costellazioni è essenzialmente arbitrario, e differenti culture hanno definito differenti costellazioni, anche se alcune delle figure più caratteristiche tendono a ricorrere con lo stesso nome in quasi tutte le culture.
L' Unione Astronomica Internazionale suddivide il cielo in 88 costellazioni con confini precisi, di modo che ogni punto della sfera celeste appartenga ad una ed una sola costellazione. I nomi delle costellazioni boreali ricalcano quelli assegnati da Claudio Tolomeo e si basano sul vasto repertorio della mitologia della Grecia classica , mentre le costellazioni dell' emisfero australe sono state battezzate in età illuministica con nomi che celebrino le opere dell'ingegno umano.

Le 88 costellazioni
Aquario + * · Altare + · Andromeda + · Aquila + · Ariete + * · Auriga + · Balena + · Bilancia + * · Boote + · Bulino · Bussola · Camaleonte · Cancro + * · Cani da Caccia · Cane Maggiore + · Cane Minore + · Capricorno + * · Carena · Cassiopea + · Cavallino + · Centauro + · Cefeo + · Chioma di Berenice · Cigno + · Colomba · Compasso · Corona Australe + · Corona Boreale + · Corvo + · Cratere + · Croce del Sud · Delfino + · Dorado · Dragone + · Ercole + · Eridano + · Fenice · Fornace · Freccia + · Gemelli + * · Giraffa § · Gru · Idra + · Idra Maschio · Indiano · Leone + * · Leone Minore · Lepre + · Lince · Lira + · Lucertola · Lupo + · Macchina Pneumatica · Mensa · Microscopio · Mosca · Ofiuco + * · Orione + · Orologio · Orsa Maggiore + · Orsa Minore + · Ottante · Pavone · Pegaso + · Perseo + · Pesce Australe + · Pesce Volante · Pesci + * · Pittore · Poppa · Regolo · Reticolo · Sagittario + * · Scorpione + * · Scudo · Scultore · Serpente + · Sestante · Telescopio · Toro + * · Triangolo + · Triangolo Australe · Tucano · Uccello del Paradiso · Unicorno § · Vele · Vergine + * · Volpetta


Legenda: + Elencate da Tolomeo nel II secolo • Aggiunte fatte a partire dal 1603 : da Bayer ( 1603 ) • § da Plancius e Bartsch ( 1624 ) • da Hevelius ( 1683 ) • da Royer ( 1679 ) • da Lacaille ( 1763 ) • * Costellazioni zodiacali

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Costellazione in evidenza

Croce del Sud

La Croce del Sud (in latino Crux , g. Crucis , abbreviazione Cru ) è la più piccola delle 88 costellazioni moderne.
Da est, in senso orario, confina con: Centauro , Mosca .
È una delle costellazioni più famose, specie nell' emisfero australe , osservabile per intero solo a sud del 27º parallelo nord, mentre dall'emisfero sud è circumpolare nelle sue regioni temperate: in queste zone si può affermare che la Croce del Sud fa da controparte australe all'asterismo del Grande Carro , in quanto è visibile in tutte le notti dell'anno e consente di individuare il polo sud celeste .
Le sue stelle principali sono quattro, più una quinta che conferisce alla costellazione un aspetto inconfondibile: la più brillante e meridionale, Acrux (α Cru, magn. 0,77); seguono, sia in senso orario che come luminosità, Mimosa (β Cru, magn. 1,25), Gacrux (γ Cru, magn. 1,59), δ Crucis (magn. 2,79) e infine ε Crucis (magn. 3,59).
La costellazione giace sulla brillante Via Lattea del sud; questo fa sì che entro i suoi confini siano ben visibili diversi oggetti del profondo cielo interni alla nostra Galassia. La Nebulosa Sacco di Carbone è la più prominente nebulosa oscura del cielo, ben visibile ad occhio nudo come una toppa scura in questo tratta di Via Lattea, poco ad est della stella Acrux. Un altro oggetto è l' ammasso aperto NGC 4755 , conosciuto come Ammasso di Kappa Crucis o Scrigno di gioielli , a causa dei colori contrastanti di alcune sue stelle.

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Categorie

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Contatti

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Il punto di ritrovo per tutti coloro che collaborano alle voci di astronomia ed astrofisica è il Progetto Astronomia , costantemente impegnato per aggiornare, creare e approfondire voci sulle stelle e sugli altri oggetti astronomici ; tuttavia, il lavoro da svolgere è davvero notevole.
Se desideri collaborare, o qualora avessi la necessità di contattare il gruppo del progetto per segnalazioni, richieste, suggerimenti e quant'altro, lascia un messaggio ad Ishtar Terra , il nostro bar tematico.
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