REALIZZAZIONE A CURA DI:
GALLO VANESSA
GIANNOTTA GIUSEPPE
MANCARELLA SERENA
MARINÒ CATERINA
TAGLIENTE FABIANA
DE IACO LUCA
GALANTE DANIELA
IURLANO DANIELA
TISEI MARGHERITA
Classi: IC e II B eat
C
OOR
DINAMENTO:
TISEI
MARGHERITA
PROF.SSA FRANCESCA LA NEVE
MA GUARDA QUANTE STELLE QUESTA SERA
FINO ALLA LINEA CURVA D’ORIZZONTE,
ELLISSI CIECA E SORDA DEL MISTERO……
Francesco Guccini
(Stelle - 1996)
LE GALASSIE
La galassia è un agglomerato di centinaia di miliardi di stelle, gas e polveri legati tra loro
da forze di natura gravitazionale ed orbitanti intorno ad un centro comune, con periodi di
rivoluzione di centinaia di milioni di anni.
La maggior parte di esse appare, a causa della distanza dalla terra, come una nube
debolmente luminosa e solo nelle fotografie degli ammassi più vicini è possibile
distinguere le singole stelle.
Le galassie furono descritte per la prima volta dall’astronomo persiano Al – Sufi, che
identificò una debole macchia di luce nella costellazione di Andromeda, oggi galassia
compagna della nostra Via Lattea.
Nel 1780, l’astronomo francese Messier pubblicò una lista di 32 galassie, che sono tuttora
individuate dall’iniziale dell’astronomo (M) seguita da un numero di identificazione.
Vent’anni più tardi migliaia di galassie furono identificate e catalogate da Herschel e a
partire dal 1900, lo sviluppo di metodi fotografici più sofisticati ha permesso di scoprire
moltissime galassie a enormi distanza dalla Terra; esse appaiono così debolmente sulle
fotografie che possono essere distinte a fatica dalle stelle.
Nel 1912, l’astronomo statunitense Slipher, analizzando i dati raccolti nell’osservatorio
Lowell in Arizona, mise in evidenza lo spostamento verso il rosso delle righe spettrali di
tutte le galassie. Questo fenomeno, tanto più intenso quanto maggiore è la distanza della
galassia, venne interpretato
da Hubble come la prova di
un moto di allontanamento
relativo di tutte le galassie e
quindi come una conferma
dell’ipotesi
secondo
cui
l’universo è in espansione.
Oggi sappiamo che esistono
galassie di tutti i tipi, con
un’ampia varietà di forme e
che la maggior parte di esse
non
sono
singole,
ma
raggruppate in coppie o in
sistemi multipli.
È la spirale compagna della nostra galassia. Insieme alla Via
Lattea, è la più grande del Gruppo Locale.
Il numero delle stelle contenute varia da qualche milione a migliaia di miliardi.
Anche la dimensione lineare delle galassie è estremamente varia, da poche centinaia di
anni luce a diverse centinaia di migliaia di anni luce di diametro. Tra le più grandi troviamo
M 31 la galassia di Andromeda e la luminosa ed attiva galassia di Seyfert II, M 77.
Generalmente le galassie emettono luce a
tutte le lunghezze d’onda, dalle radioonde e
microonde passando per l’infrarosso, il
visibile e l’ultravioletto per arrivare ai raggi
X e Gamma.
Le
osservazioni
al
telescopio
hanno
permesso di determinare, seppure in modo
approssimativo, la forma delle galassie e
quindi di organizzare su questa base una
prima classificazione.
Ci sono galassie:
•
•
•
ellittiche
a spirale
irregolari
.
GALASSIE ELLITTICHE
Le galassie ellittiche hanno forma sferica od ovoidale,
con un nucleo brillante.
Di norma non hanno, o ne hanno pochissima, materia
interstellare e sono formate solo da stelle vecchie.
Il loro colore predominante è il rosso.
GALASSIE A SPIRALE
Le galassie a spirale sono generalmente
formate da un nucleo costituito da stelle
vecchie (più di 10 miliardi di anni) da cui si
ripartono i bracci in cui si trova una
popolazione di stelle giovani, abbondanti
quantità di gas, polveri e grandi nubi
molecolari che sono luogo di formazione
stellare.
Nelle galassie a spirale le stelle si muovono
su orbite circolari, con velocità tanto più
grandi quanto
maggiore è la distanza dal
centro della galassia.
Il loro colore va dal rosso delle stelle vecchie
al blu delle giovani.
LA VIA LATTEA
Galassia a spirale NGC300 nel gruppo dello
Scultore a circa 10 milioni di a.l. dalla Terra.
La colorazione blu dei bracci indica la
presenza di stelle giovani e brillanti.
Tutti gli astri visibili ad occhio nudo dalla superficie terrestre, come il sole, appartengono
alla nostra galassia: la Via Lattea, così chiamata dagli antichi per il suo aspetto di striscia
biancastra che taglia il cielo.
Essa è una galassia a spirale composta da centinaia di miliardi di stelle, polveri e gas ed
ha un diametro di centomila anni luce. Orizzontalmente, lungo il piano equatoriale ci sono
delle nubi scure che
sembrano dividerla in
due emisferi. I bracci di
spirale ruotano intorno
al nucleo con velocità
differenti l’uno dall’altro,
trascinando
tutte
le
stelle, compreso il sole
ed il sistema solare.
GALASSIA M 51
La galassia a spirale M51, situata nella costellazione dei Cani da Caccia non lontana
dall’Orsa Maggiore, è indubbiamente
una delle meraviglie del nostro cielo e
anche uno degli oggetti più curiosi e
più studiati. La particolarità di M51
consiste
nel
accompagnata
fatto
da
una
che
è
galassia
minore, NGC 5195, con la quale
interagisce
con
un
evidente
passaggio di materiale stellare da un
corpo
all’altro.
Nella
ripresa
fotografica si esaltano le due bande
più scure di polveri che formano una
spirale quasi circolare che ha il centro
nel luminoso nucleo della galassia.
M51 dista, secondo le ipotesi più
recenti, poco più di venti milioni di
anni luce.
Nel 1994, vicino al suo nucleo, scoppiò una Supernova.
GALASSIE A SPIRALE BARRATA
In queste galassie il nucleo è
attraversato da una barra di
stelle dalla cui estremità si
dipartono 2 bracci di spirale
formati da stelle, gas e polveri
Galassia a spirale barrata
NCG 1365 che dista 50 milioni
di anni luce dalla Terra.
GALASSIE A DISCO
Sono galassie a spirale prive dei bracci,
difficilmente distinguibili dalle ellittiche.
In queste galassie il nucleo è attraversato da
una
barra di stelle dalla cui estremità si
dipartono 2 bracci di spirale formati da stelle,
gas e polveri
I loro dischi galattici sono poveri e la
formazione di stelle nuove si è fermata da
tempo a causa dell’esaurimento della materia
interstellare.
Sono
pertanto
formate,
o
perlomeno la maggior parte di esse, da stelle
vecchie.
Galassia M 104 “Sombrero” dista da noi 44
milioni di anni luce. La fascia scura è
formata da polveri che assorbono la luce
emessa.
GALASSIA ROVESCIA
Solitamente
la
rotazione
delle
galassie
sembra “trascinare” i bracci, cioè se i bracci
si aprono in senso orario, il movimento di
rotazione
sarà
in
senso
antiorario,
e
viceversa.
La galassia NGC 4622 che ci appare in
questa immagine, ottenuta con il telescopio
spaziale Hubble, ha evidenziato che i due
bracci di spirale esterni (punteggiati da
gruppi di stelle azzurre appena formate)
hanno le estremità rivolte nella stessa
direzione di rotazione della galassia.
Inoltre questa galassia possiede anche un
braccio
interno,
avvolto
nella
direzione
opposta rispetto ai due bracci esterni.
E' un raro caso di galassia con bracci di spirale ad avvolgimento "misto".
Dalla forma asimmetrica dei bracci esterni e dalle caratteristiche del nucleo, gli astronomi
sospettano che la stranezza di NGC 4622 dipenda dall'interazione, o meglio alla fusione,
con un'altra galassia più piccola.
GALASSIE IRREGOLARI
Alcune galassie a disco, sono classificate come irregolari poiché, essendo localizzate
vicino a galassie più grandi, il loro aspetto è privo di simmetria proprio a causa delle
distorsioni indotte dalla gravitazione dei
vicini intergalattici.
Sono costituite da stelle giovani, gas e
polveri in gran quantità.
La “Grande nube di Magellano”
è una galassia satellite della Via
Lattea, distante 170.000 a.l. da
noi.
RADIOGALASSIE
Le radiogalassie sono galassie che emettono nella
banda delle radioonde molta più energia di quella
emessa dalle galassie normali.
Altri oggetti lontani e
misteriosi dell’Universo,
sono i quasar, molto probabilmente esempi
estremi di spaventosi eventi esplosivi al centro di
galassie lontane nello spazio e nel tempo.
AMMASSI GALATTICI
Alcune galassie sono solitarie in regioni vuote
dell’universo. Però solitamente si formano gruppi
composti da qualche galassia o ammassi ancora
più grandi formati da migliaia di galassie. In
queste associazioni, le galassie sono soggette a
mutue interazioni gravitazionali che ne possono
alterare considerevolmente l’aspetto.
La nostra galassia fa parte di un gruppo di circa
trenta galassie che gli astronomi chiamano
Gruppo Locale.
La via Lattea e la galassia di Andromeda sono le
più grandi del gruppo ciascuna con 100 o 200
miliardi di stelle.
La piccola e la grande Nube di Magellano galassie satelliti della via Lattea, sono piccole e
deboli, e contengono ciascuna solo circa 100 milioni di stelle.
La Grande Muraglia, una striscia di galassie scoperta nel 1989, si estende per oltre un
miliardo di anni luce nello spazio.
DISTANZE INTERGALATTICHE
La semplice osservazione telescopica non permette di distinguere una galassia gigante
lontana da una di dimensioni minori e vicina alla Terra. Di conseguenza gli astronomi
ricavano la distanza di una
galassia confrontando la sua
luminosità o le dimensioni
degli oggetti che contiene,
con
quelle
di
analoghi
oggetti della via Lattea.
Particolarmente
importanti
per questo scopo sono le
Cefeidi, stelle variabili la cui
luminosità cambia periodicamente. Misurando il loro periodo di pulsazione si risale alla
loro luminosità assoluta e dal confronto di questa con quella apparente se ne determina la
distanza. Le Cefeidi vengono usate per ricavare le distanze di galassie vicine, mentre per
quelle più lontane si utilizzano le nove e le supernove.
LE COSTELLAZIONI
Nelle notti serene, alzando lo
sguardo verso il cielo, la volta
celeste ci appare tempestata di
puntini luminosi, alcuni notevoli
per il loro vivido scintillio, altri
appena percettibili: le stelle.
Esse sembrano disseminate a
casaccio e sono così numerose
che è impossibile contarle tutte.
Dopo
brevi
momenti
di
osservazione possiamo, però,
notare una certa regolarità nella loro disposizione; infatti le stelle ci appaiono raggruppate in
modo da formare disegni, più o meno geometricamente esatti, di rettangoli, quadrati, triangoli,
ecc.
Dove noi vediamo fredde figure geometriche, la fervida fantasia dei popoli antichi tracciò
immaginari disegni raffiguranti animali favolosi, eroi, dei e semidei, che riproducevano nel cielo
le loro favole religiose ed eroiche.
Naturalmente queste figure non hanno nulla di reale, ma ancor oggi continuiamo ad indicare
le costellazioni con i nomi che Greci, Latini ed Arabi dettero loro:Orsa Maggiore,Orsa Minore,
Cigno, Orione, Gemelli, ecc.
Gli antichi diedero anche un nome alle stelle più splendenti e con tale nome sono ancor
oggi conosciute: Sirio, nella costellazione
del Cane Maggiore, significa “splendente”,
con chiaro riferimento alla sua luminosità;
Betelgeuse, la stella più brillante della
costellazione di Orione, significa in arabo
<<spalla del gigante >>; Deneb, che si
trova all’estremità della costellazione del
Cigno, significa, in arabo, <<coda>>.
Sebbene, nelle costellazioni, le stelle che
le compongono ci appaiono vicine, nella
realtà esse sono lontanissime l’una dall’altra, ma l’enorme lontananza dalla Terra ce le
fa apparire appiattite sulla volta celeste. Anche il fatto che le stelle di una costellazione
sembrino occupare posizioni reciproche fisse è un’illusione dovuta alla distanza che ci
separa da esse ed alla durata limitata della vita umana. Oggi, infatti, sappiamo che
anche le stelle, come tutti gli altri corpi celesti si muovono le une rispetto alle altre, ma
questi spostamenti diventano apprezzabili solo su archi di tempo molto lunghi di migliaia
e, a volte, di milioni di anni.
Nel 1922, in seguito ad un accordo internazionale, vennero definite 88 costellazioni: 18
nel cielo Boreale, 36 nel cielo Australe e 34 equatoriali.
Le stelle di ogni costellazione sono indicate con le lettere dell’alfabeto greco in ordine
decrescente di luminosità, a partire da α (Alfa): ad esempio α – Centauri è la stella più
luminosa della costellazione del Centauri, β (beta) è la seconda e così via…. .
LE STELLE
Le stelle sono grandi masse gassose composte
principalmente da idrogeno e elio.
Esse emettono grandi quantità di energia come luce,
calore ed altre radiazioni.
Questa energia viene prodotta nel nucleo della stella
attraverso processi di fusione nucleare
Conosciamo stelle piccole come il sole o
addirittura più piccole della terra, come le
stelle a neutroni, oppure di grandezza
inaudita come ad esempio la VV Cephei
che ha un diametro 2.400 volte > del sole.
Le stelle si classificano in base alla
grandezza in:
Supergiganti (oltre 100 volte più grandi del sole)
Giganti (fino a 100 volte più grandi del sole)
Medie (quasi come il sole)
Nane (più piccole del sole)
La luminosità di una stella è una caratteristica che dipende da due fattori: la quantità di
energia irradiata e la sua distanza dalla terra.
Il sole ci appare più grande e luminoso solo perché è la stella a noi più vicina. In tal caso
si parla di luminosità apparente, mentre se consideriamo la quantità di energia irradiata,
indipendentemente dalla distanza dall’osservatore parliamo di luminosità assoluta.
STELLA
DISTANZA LUMINOSITA’
COSTELLAZIONE
(IN ANNI LUCE) (RISPETTO SOLE)
SOLE
VIA LATTEA
8’ 20’’
1
PROXIMA CENTAURI
CENTAURO
4,3
1,7
SIRIO
CANE MAGGIORE
8,8
23
VEGA
LIRA
27
53
ORIONE
520
14.000
CIGNO
1630
58.000
BETELGEUSE
DENEB
Il colore della luce emessa da una stella dipende dalla sua temperatura superficiale,
pertanto esistono stelle:
Rosse da 2600°C a 4000°C
Arancioni da 4000°C a 5000°C
Gialle da 5000°C a 7000°C
Bianche da 7000°C a 15000°C
Azzurre da 15000°C a 30000°C e oltre.
Gli spettri stellari possono essere ordinati in
una sequenza continua, sulla base della
temperatura superficiale e della magnitudo
assoluta,
in
un
grafico
ideato
da
Hertzsprung e da Russel, comunemente
detto diagramma H - R.
Le variazioni osservate forniscono indizi sull’
età delle stelle e sul loro stato di evoluzione.
EVOLUZIONE DELLE STELLE
NASCITA
Una stella ha
origine
dalla
contrazione di
un gigantesco
ammasso
di
polveri e gas:
le
nebulose.
La contrazione
di questo gas
ed il suo conseguente riscaldamento continua finchè esso non si trasforma in una protostella che
emette
radiazioni
elettromagnetiche
nella
banda
dell’infrarosso.
La temperatura interna cresce sino a raggiungere circa 10.000.000°c, sufficiente perchè si
inneschino le radiazioni nucleari, con conseguente emissione di una grande quantità di energia.
Segue la fase di stabilità che potrà durare diversi miliardi di anni.
FASE DI STABILITÁ
La stella raggiunge la stabilità quando l’energia liberata dal nucleo, aumentando la pressione verso
l’esterno della massa gassosa, controbilancia la forza di gravita, diretta verso l’interno.
FINE DI UNA STELLA
Quando quasi tutto l’idrogeno è ormai consumato, i nuclei di elio cominciano ad innescare nuove
reazioni termonucleari che li trasformano in atomi di carbonio.
Le altissime temperature prodotte fanno espandere la stella che si trasforma in una gigante rossa.
Se la stella ha una massa iniziale simile a quella del sole, quando il combustibile si esaurisce
collassa fino a diventare una nana bianca che si raffredda lentamente trasformandosi infine in
nana nera.
Se la stella ha una massa un po’ maggiore di quella del sole, durante la fase di contrazione si
libera una grande quantità di energia che determina vere e proprie esplosioni che portano allo
stadio di nova.
Se la massa della stella supera di almeno tre volte quella del sole, il collasso gravitazionale libera
una gigantesca energia che provoca una immane esplosione: si ha una supernova.
Il materiale residuo ha una massa di densità tanto grande da determinare la fusione di elettroni e
protoni che formano neutroni: si ha una stella a neutroni o pulsar.
Se la massa della stella è più di 5 volte quella del sole, dopo la fase di supernova, il collasso
gravitazionale continua formando un corpo piccolissimo a densità enorme che ha una forza di
gravità tanto elevata da non lasciare allontanare nemmeno la luce: si ha un buco nero.
LE NEBULOSE
Le nebulose sono regioni di gas rarefatto e polveri, dall'aspetto diffuso, presenti un po'
dovunque nella nostra e in altre galassie.
Un tempo venivano indicate così tutte le sorgenti luminose distanti e dall'aspetto diffuso. In
seguito ci si accorse che molte di esse erano in realtà galassie esterne, come per esempio
la nebulosa di Andromeda.
Generalmente si distinguono nebulose oscure, a riflessione e ad emissione
Le nebulose oscure sono nubi di gas contenenti polvere e prive di stelle che le illuminano;
esse non emettono luce e oscurano anche eventuali sorgenti retrostanti.
Le nebulose a riflessione sono nubi di gas illuminate da una stella, come nel caso del
residuo di una supernova.
Esistono poi le nebulose a emissione, le quali sono essenzialmente gassose ed emettono
la luce per un fenomeno di fluorescenza, provocata nei gas da radiazioni ultraviolette
provenienti da qualche stelle vicina.
NEBULOSA TESTA DI CAVALLO
Nota anche come Barnard 33 (B 33), è una
figura oscura proiettata su uno sfondo di
nebulosità diffusa di fianco a Zeta Orionis
(Alnitak). Il suo profilo molto caratteristico le è
valso il nome di Nebulosa Testa di Cavallo. E’
piuttosto difficile da scorgere, ma ciononostante
è uno degli oggetti più famosi del cielo, in virtù
delle meravigliose fotografie a lunga esposizione
che compaiono in tanti libri di Astronomia.
NEBULOSA FORMICA
Nebulosa planetaria Menzel 3, chiamata anche "Nebulosa Formica" a causa dei due lobi
che si allontanano dalla futura nana bianca e delle strutture rettilinee ancora più estese,
che ricordano le zampe dell'insetto.
Secondo una prima ipotesi la stella di Mz3 possiede una compagna in orbita molto stretta
che
esercita
una
notevole forza di marea
in grado di influenzare
il
percorso
dei
gas
espulsi. Si calcola che
la stella compagna non
dovrebbe distare dalla
stella centrale più di
quanto la Terra dista dal Sole.
(Foto NASA, ESA; 01/02/2001)
NEBULOSA CLESSIDRA
Fotografia
della
nebulosa
planetaria MyCn 18 a 8000
anni
luce
da
noi
nella
costellazione della Mosca. La
forma a clessidra potrebbe
essere dovuta all'espansione
di un vento stellare veloce
all'interno di una nube in lenta
espansione, più densa nelle
regioni equatoriali che nelle
regioni polari.
Per spiegare la struttura di
questa nebulosa planetaria è
necessario supporre che la
stella
centrale
abbia
un
compagno invisibile.
(Foto JPL, NASA; 16/01/1996)
NEBULOSA NGC 6543
Immagine di NGC 6543, la più bella
nebulosa planetaria del cielo, a 3000 anni
luce da noi nella costellazione del Dragone.
Una prima interpretazione suggerisce che la
stella può essere in realtà un sistema
doppio. L'effetto dinamico di due stelle che
orbitano una attorno all'altra può spiegare
più facilmente le complesse strutture. Le
due stelle sono troppo vicine per poter
essere distinte dall'Hubble e appaiono come
un unico punto di luce al centro della
nebulosa.
(Foto NASA, ESA 09/09/2004)
NEBULOSA IC 418
La nebulosa planetaria IC418, lontana
2000 anni luce dalla Terra, ha una
struttura particolarissima; infatti, è stata
battezzata “nebulosa spirografo”, perché è
formata
da
gigantesche
spirali
concentriche, di cui non si conosce ancora
la ragione.
La foto, ripresa dal telescopio Hubble, era
originariamente in bianco e nero. I colori
sono stati ottenuti con particolari filtri, che
hanno
isolato
le
diverse
componenti
colorate della luce in relazione al tipo di
elemento chimico della nebulosa che le ha
emesse.
Il bordo rosso indica che la luce è stata
emessa da azoto ionizzato, il giallo-verde
da idrogeno e il blu da ossigeno ionizzato. Questo è il gas più caldo, prossimo alla nana
bianca che è al centro della nebulosa.
IL SOLE
Il Sole è una stella di media grandezza,
priva di qualsiasi caratteristica che lo
distingua dalle altre, ma è l’unica che
invece che apparirci un semplice puntino
luminoso, vediamo come un’enorme sfera
incandescente di cui possiamo osservare
la superficie.
Il Sole ha un volume 1,25 milioni di volte
quello della Terra ed una massa 300.000
volte maggiore di quella terrestre, ma la
sua densità è inferiore, essendo costituito
di materiali molto leggeri (idrogeno ed
elio)
Nel
sole
possiamo
distinguere,
procedendo dall’interno all’esterno, quattro involucri gassosi:
Nel nucleo avvengono le reazioni di fusione nucleare. La sua temperatura raggiunge i 15 milioni di
gradi.
La zona radiativa è lo strato che trasferisce agli involucri più esterni, sotto forma di radiazioni,
l’energia prodotta nel nucleo.
La zona convettiva è la regione in cui l’energia viene trasportata dai moti convettivi dei gas.
La fotosfera è la zona da cui proviene la maggior parte delle radiazioni solari. Essa ha una
temperatura di circa 6.000 °C ed appare formata da una fitto brulicare di granuli luminosi. Sulla
sua superficie spesso sono presenti macchie più scure, le macchie solari.
LE MACCHIE SOLARI
La superficie della fotosfera appare costellata di aree scure variabili per forma e per numero, nelle
quali si distingue una zona centrale (ombra), circondata da una regione di bordo leggermente più
luminosa (penombra). Queste strutture, dette macchie solari, rappresentano dei "punti freddi" della
fotosfera del sole.
Nel
1908
l'astronomo
George
Ellery Hale scoprì che le macchie
solari sono sede di intensi campi
magnetici.
Le
macchie
solari
compaiono
generalmente a coppie, con campi
magnetici
di
polarità
opposta.
Dapprima aumentano di numero,
per poi diminuire, con un ciclo
regolare che dura circa 11 anni,
già noto almeno dall'inizio del XVIII
secolo.
ATMOSFERA SOLARE
Il sole non ha un contorno nitido e
ben definito, ma è circondato da un
tenue anello, l’atmosfera in cui si
distinguono:
la cromosfera, occupata da gas
turbolenti che ribollono dopo essere
sfuggiti dalla fotosfera;
la
corona
solare,
visibile
solo
durante le eclissi come un alone di
gas che si sfuma nello spazio, dalla
cui frangia più esterna sfuggono
protoni e neutroni che nell’insieme formano il vento solare. Questo può determinare perturbazioni
del campo magnetico terrestre ed responsabile del fenomeno delle aurore boreali.
FONTI DI CONSULTAZIONE
A. Gainotti, A. Modelli “Questo pianeta” - Zanichelli
AAVV “Scienze della Terra” - Bovolenta
I. Neviani, C. Pignocchino Feyles “Geografia generale” – SEI
Newton – RCS periodici S.p.A.
Enciclopedia multimediale “Encarta” - Microsoft
Enciclopedia multimediale “Omnia” - De Agostini
www.lestelle-astronomia.it
www.vialattea.net
www.scienzagiovane.unibo.it
INDICE
LE GALASSIE
GALASSIE ELLITTICHE
GALASSIE A SPIRALE
LA VIA LATTEA
GALASSIA M 51
GALASSIE A SPIRALE BARRATA
GALASSIE A DISCO
GALASSIE IRREGOLARI
GALASSIA ROVESCIA
RADIOGALASSIE
AMMASSI GALATTICI
DISTANZE INTERGALATTICHE
LE COSTELLAZIONI
NUCLEO DELLE STELLE
GRANDEZZA DELLE STELLE
LUMINOSITÁ DELLE STELLE
IL COLORE DELLE STELLE
DIAGRAMMA DI HERTZSPRUNG – RUSSEL
ORIGINE DELLE STELLE
FASE DI STABILITÁ
FINE DI UNA STELLA
LE NEBULOSE
NEBULOSA A TESTA DI CAVALLO
NEBULOSA FORMICA
NEBULOSA CLESSIDRA
NEBUOLOSA NGC 6543
NEBULOSA IC 418
IL SOLE
STRUTTURA DEL SOLE
LE MACCHIE SOLARI
ATMOSFERA SOLARE
FONTI DI CONSULTAZIONE
