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Piccoli corpi rocciosi, chiamati anche pianetini, che orbitano attorno al Sole in una zona compresa prevalentemente fra le orbite di Marte e di Giove (fascia degliasteroidi); hanno forma irregolare e ruotano su se stessi. Una trentina di asteroidi ca ha diametro maggiore di 200 km; la gran parte degli altri non supera qualche decina di chilometri.

Piccoli corpi rocciosi, chiamati anche pianetini, che orbitano attorno al Sole in una zona compresa prevalentemente fra le orbite di Marte e di Giove (fascia degliasteroidi); hanno forma irregolare e ruotano su se stessi. Una trentina di asteroidi ca ha diametro maggiore di 200 km; la gran parte degli altri non supera qualche decina di chilometri.

Settore dell'astronomia che studia la natura e la struttura fisica degli oggetti celesti. Le uniche informazioni su questi ci derivano dalle radiazioni emesse: l'astrofisica pertanto si basa sullo studio di queste radiazioni. Si svolgono ricerche di astrofisica anche di carattere teorico su modelli semplificati dei fenomeni in studio, assegnando valori appropriati a opportuni parametri e modificando i modelli sino a ottenere risultati comparabili con quelli osservati. L'astrofisica può dividersi in settori in base alla natura del problema da studiare. Si hanno quindi: l'astrofisica solare, l'astrofisica stellare e l'astrofisica galattica.

sm. [sec. XV; dal greco astronómos]. Studioso di astronomia : Galilei fu il primo astronomo moderno.

Involucro di sostanze aeriformi che circonda la Terra, diversi altri pianeti del Sistema solare e alcuni loro satelliti. Involucro più esterno costituito da gas ionizzati che circonda il Sole e le altre stelle.

Sezione della fisica che studia le interazioni tra i magneti naturali e le proprietà della materia connesse con tali fenomeni. Per cenni storici sul magnetismo, v. elettricità. Una zona di spazio in cui un corpo opportuno risente dell'azione di forze magnetiche si dice campo magnetico. In particolare, il magnetismo terrestre, o geomagnetismo, è la sezione della fisica terrestre che studia e descrive i fenomeni che riguardano il campo magnetico terrestre. Le forze prodotte da magneti in quiete, che sono alla base dei campi magnetostatici, sono oggetto della magnetostatica. Lo studio del magnetismo in presenza di mezzi materiali si effettua introducendo i vettori B, induzione magnetica, e H, intensità di campo magnetico, legati tra loro da una grandezza μ, caratteristica del mezzo, detta permeabilità magnetica: B=μH. Nel Sistema Internazionale (S.I.), l'intensità del campo magnetico si misura in ampere al metro (A/m). Nel vuoto si ha B0=μ0H0, dove μ0 è la permeabilità magnetica del vuoto. Si definisce permeabilità magnetica relativa di un mezzo il rapporto μr = μ /μ0 per cui si può scrivere B=μrB0. Le sostanze si suddividono in diamagnetiche, paramagnetiche e ferromagnetiche a seconda che μr sia minore di 1, maggiore di 1 o molto maggiore di 1. Una giustificazione qualitativa del comportamento dei mezzi materiali sottoposti all'azione di un campo magnetostatico deriva dal principio di equivalenza di Ampère secondo il quale una spira di area S percorsa da una corrente elettrica i equivale a un ago magnetico (dipolo magnetico) di momento M=μ0iSn, con n versore normale alla superficie della spira. L'orbita descritta da un elettrone intorno al nucleo atomico può essere considerata come una spira percorsa da corrente, equivalente quindi a un magnetino elementare. In fisica quantistica, il concetto di orbita è privo di significato, ma resta valido quello di momento della quantità di moto. L'elettrone possiede pertanto un momento della quantità di moto orbitale (rappresentabile con la rotazione dell'elettrone attorno al nucleo) al quale corrisponde un dato momento magnetico e un momento della quantità di moto intrinseco, detto di spin (rappresentabile con la rotazione dell'elettrone attorno a se stesso) e al quale corrisponde un ulteriore momento magnetico. Il momento magnetico di un atomo, che lo caratterizza allo stesso modo di un aghetto magnetico, è dato dalla somma di tutti i momenti magnetici, orbitali e di spin, dei suoi elettroni. In una sbarra magnetizzata, i momenti magnetici dei singoli atomi costituenti non sono orientati del tutto a caso (nel qual caso l'effetto totale medio sarebbe nullo), ma per una qualche ragione, per esempio per effetto di un campo magnetizzante, hanno un orientamento preferenziale lungo l'asse della sbarra. Nell'interno della sbarra, in ogni punto, vi sono correnti elementari di verso opposto che si annullano; in superficie, invece, tutte le correnti si sommano e ogni sezione si comporta come una spira di solenoide, che risulta equivalente nel suo complesso alla sbarra magnetizzata. Nelle sostanze diamagnetiche, in cui gli atomi non hanno momento magnetico proprio, la presenza di un campo magnetico agisce su tutti gli elettroni nei loro moti orbitali e di spin di modo che l'intero sistema acquista un momento magnetico totale non nullo. Il fatto che la permeabilità magnetica μr sia minore di 1 è dovuto alla tendenza del sistema a opporsi alla perturbazione imposta: ogni corrente elementare si altera in modo da ridurre il campo magnetico applicato. Al contrario delle sostanze diamagnetiche, le sostanze paramagnetiche hanno un momento magnetico permanente. Quando sono sottoposte a un campo magnetico esterno, gli atomi vengono sollecitati ad allineare il loro momento magnetico nella direzione del campo. Questa tendenza all'allineamento viene però contrastata dall'agitazione termica; essa risulta direttamente proporzionale all'intensità del campo applicato e inversamente proporzionale alla temperatura assoluta (legge di Curie). I materiali ferromagnetici, quali il ferro, il nichel, il cobalto, le leghe contenenti tali metalli, le terre rare, ecc., si magnetizzano molto intensamente sotto l'azione di un campo magnetico e rimangono magnetizzati quando il campo si annulla. Le sostanze ferromagnetiche sono caratterizzate dall'avere una permeabilità relativa molto maggiore di 1; essa raggiunge in media valori dell'ordine di 103-104. In generale, la permeabilità diminuisce al crescere della temperatura; esiste una ben determinata temperatura, caratteristica di ogni sostanza, detta punto di Curie, al di sopra della quale le sostanze ferromagnetiche perdono le loro proprietà, diventando paramagnetiche. Le sostanze ferromagnetiche sono costituite da regioni microscopiche di spessore compreso tra 0,1 e 10-6 cm, chiamate domini di Weiss, le quali, in assenza di campo esterno, sono magnetizzate per effetto di un forte campo magnetico molecolare che tende ad allineare all'interno del dominio i singoli dipoli magnetici degli atomi che lo compongono. Le direzioni di magnetizzazione dei domini in generale sono casuali, ma un campo magnetico esterno anche debole tende ad allinearle provocando una forte magnetizzazione che cresce all'aumentare del campo esterno fino ad arrivare a un valore di saturazione che si ha quando tutti i domini sono orientati nella direzione del campo esterno. Diminuendo l'intensità del campo magnetizzante, si osserva un fenomeno di isteresi, consistente in una diminuzione della magnetizzazione inferiore all'aumento precedente; inoltre, all'annullarsi del campo, la magnetizzazione conserva ancora un valore residuo non nullo. Per annullarlo è necessario applicare un campo opposto il cui valore è detto campo coercitivo. Sia la curva di prima magnetizzazione sia la curva di isteresi non sono curve continue, in quanto i domini non si orientano contemporaneamente, bensì uno dopo l'altro (effetto Barkhausen), cosicché mentre l'intensità di campo magnetico H varia con continuità, l'induzione magnetica B varia a salti, discontinuamente.

Il quarto pianeta in ordine di distanza dal Sole, con orbita immediatamente esterna a quella terrestre. La distanza media di Marte dal Sole è di 227,8 milioni di km; il suo diametro equatoriale misura ca. 6900 km. Rispetto alla Terra il volume e la massa di Marte risultano rispettivamente pari a 0,150 e a 0,108; la densità del pianeta è di 3,96 g/cm3, mentre l'accelerazione di gravità è di circa 3,75 m/s2. Il periodo di rivoluzione intorno al Sole è di ca. 687 giorni solari terrestri, pari a ca. 669 giorni marziani; il periodo siderale di rotazione è di 24h37m23s, cui corrisponde la lunghezza di un giorno solare medio di 24h39m35s. L'orbita di Marte è notevolmente ellittica; l'inclinazione del piano orbitale sull'eclittica è di 1°51'. L'equatore di Marte è inclinato di 25°10' sul piano orbitale, cioè circa quanto l'equatore terrestre, e pertanto anche su Marte si hanno quattro stagioni. La temperatura media si aggira sui -15 °C; nelle regioni equatoriali si registrano temperature oscillanti durante il giorno tra +10 e +20 °C; durante la notte, però, la temperatura si abbassa fino a -80 °C. Caratteristiche particolari dell'aspetto di Marte sono le calotte polari e le aree rossastre, zone desertiche coperte da una polvere molto fine di color rosso.

Corpo omogeneo, di cui due porzioni ugualmente orientate presentino le stesse proprietà fisiche e chimiche, facente parte integrante della Terra e dei corpi planetari. I minerali possono essere inorganici e organici, solidi, liquidi e aeriformi. Secondo la loro origine, sono primari (singenetici o epigenetici), se si trovano dove hanno avuto origine, secondari, se sono stati trasportati da qualche mezzo, generalmente l'acqua, dal luogo dove hanno avuto origine fino a quello dove vengono rinvenuti.

Traiettoria descritta da un corpo celeste intorno a un altro o da un satellite artificiale attorno a un corpo del sistema solare, o, in fisica atomica, dagli elettroni intorno al nucleo. Le orbite dei satelliti artificiali intorno alla Terra possono avere un'inclinazione qualsiasi rispetto al piano dell'Equatore: casi particolari sono le orbite polari e quelle equatoriali. Fra queste ultime sta assumendo importanza sempre maggiore l'orbita geostazionaria. Un satellite posto su quest'orbita appare immobile a un osservatore terrestre e per tale ragione i satelliti destinati alle telecomunicazioni vengono immessi su orbite di questo tipo.

In anatomia, ciascuna delle due cavità costituite da ossa del cranio e della faccia, che contengono gli occhi.

Aggregato di minerali costituente parte integrante della crosta terrestre. La maggior parte delle rocce è formata da masse eterogenee di due o più minerali (rocce composte), ma esistono rocce formate essenzialmente da un unico minerale (rocce omogenee o monominerali o semplici). Quanto alla loro origine le rocce si dividono in magmatiche, o eruttive o ignee, derivanti dal consolidamento e dalla cristallizzazione di una massa fusa fluida (magma) presente o formatasi all'interno della crosta terrestre; sedimentarie, che si formano sulla superficie terrestre per processi di compattazione e cementazione di sedimenti di origine detritica, chimica e organica; metamorfiche, dovute alla trasformazione delle precedenti.

Corpo celeste ruotante attorno a un pianeta. Tutti i pianeti del sistema solare, tranne Mercurio e Venere, sono dotati di satelliti. La Terra ha un solo satellite (la Luna) || Satellite artificiale, veicolo ideato e costruito dall'uomo per essere posto in orbita attorno alla Terra o attorno a qualsiasi altro corpo celeste. Il primo satellite artificiale fu lo Sputnik I, lanciato il 4 ottobre 1957. I satelliti artificiali sono costituiti essenzialmente da varie apparecchiature radio-ricetrasmittenti e da apparecchiature di misura di varia natura, a seconda degli scopi cui il satellite artificiale è stato destinato. I satelliti artificiali effettuano servizi e svolgono ricerche scientifiche raggruppabili in alcuni settori caratteristici. È possibile suddividerli in: satelliti per telecomunicazioni; satelliti per telerilevamento; satelliti meteorologici; satelliti per la navigazione; satelliti astronomici; satelliti scientifici; satelliti militari.

Insieme di corpi celesti costituiti dal nostro Sole, dai pianeti con i loro satelliti, dai pianetini e dalle comete che orbitano intorno al Sole stesso. L'invio di numerose sonde spaziali sulla Luna, verso e sui pianeti vicini e lontani, ha permesso di estendere enormemente negli anni Settanta e Ottanta la nostra conoscenza del Sistema solare. L'uso di sonde spaziali ha anche consentito di studiare da vicino alcune comete e soprattutto la più famosa di tutte, la Cometa di Halley. Al centro del Sistema si trova il Sole, la cui attrazione gravitazionale mantiene i pianeti nelle loro orbite. Il Sole è il corpo principale del Sistema solare, ha la massa di gran lunga più grande ed è anche l'unico corpo che produca energia (la produzione di energia su Giove e su Saturno, come pure la produzione di energia da parte dell'uomo sulla Terra, sono irrilevanti su scala planetaria).

La stella attorno a cui orbitano i pianeti del nostro sistema planetario. È una stella di tipo spettrale G2, di colore giallo, con un raggio pari a 696 500 km (109 volte quello terrestre). Emette ca 3,86·10²⁶ joule al secondo di energia. Il Sole ruota su se stesso con velocità diverse a seconda della latitudine (rotazione differenziale): per fare un giro completo impiega ca 25 giorni all'equatore e ca 36 giorni ai poli. Poiché dista ca 150 milioni di km, il Sole viene visto da Terra come un disco di ca mezzo grado di diametro, pari a quello della Luna piena, mentre le altre stelle appaiono sempre puntiformi: è l'unica stella, quindi, di cui sia possibile rilevare con facilità dettagli strutturali. Il Sole segue un ciclo di attività di ca 11 anni (22 anni se si considera la sua configurazione magnetica) in cui alterna un periodo di massima attività a uno di minima.

Il secondo pianeta del sistema solare e quello che più si avvicina alla Terra (0,27 U.A., pari a circa 40 milioni di chilometri).
Il periodo di rotazione della porzione solida del pianeta, determinato da Terra con il radar, è di 243 giorni, maggiore quindi del periodo di rivoluzione, che è di 224,7 giorni: se, attraverso la spessa coltre di nubi, fosse possibile osservare il Sole dalla superficie venusiana, lo si vedrebbe sorgere a ovest e tramontare a est. Gli strati superiori dell'atmosfera vengono invece trascinati dalle correnti con velocità 60 volte superiori a quella di rotazione del pianeta. Non è stato rilevato campo magnetico apprezzabile, né fasce di radiazione, ma solo la presenza di una ionosfera a triplice strato, compresa fra 120 e 180 km di altitudine.
Per la presenza della spessa coltre di nubi, la superficie di Venere è osservabile solo da veicoli spaziali che vi atterrino sopra o mediante scansione con onde radar. In concomitanza con i primi rilevamenti radar da Terra, nel 1962 ha avuto inizio l'esplorazione spaziale di Venere con le sonde sovietiche Venera, le quali, alla fine del 1983, annoveravano ben 22 missioni. Una vera e propria cartografia del pianeta si è avuta con le mappe radar della sonda statunitense Magellano, realizzate dall'agosto 1990 all'ottobre 1994.
La crosta di Venere è molto più spessa di quella terrestre e i vulcani attivi vi nascono come conseguenza di fratture locali. La scoperta di intumescenze del suolo, delimitate da tipici recinti anulari consistenti in scarpate di 2-3000 m di dislivello e denominate coronae, ha suggerito una teoria orogenetica della crosta di Venere. La tettonica di Venere è diversa di quella della Terra. L'assenza di acqua allo stato liquido, unita alla plasticità della crosta, dovuta alle alte temperature, ha impedito la frattura della crosta in grandi zolle continentali e frenato ogni processo di deriva di eventuali placche. Le spinte ascensionali provenienti da alcune zone calde del mantello sarebbero state, invece, in grado di sollevare le sovrastanti zone crostali, provocando in esse tutta la morfologia tipica delle coronae.
Sulla superficie del pianeta si distinguono due regioni più elevate, gli altopiani di Aphrodite Terra e di Ishtar Terra, che potrebbero venir considerate dei continenti, e plaghe elevate, di minor vastità. Le depressioni vengono indicate col termine di planitia (Sedna planitia, Lavinia planitia, Helen planitia, Atalanta planitia). La superficie di Venere consiste per il 65% di regioni leggermente ondulate nelle quali si riconoscono pianure, bassopiani, vallate, con dislivelli compresi fra 1500 e -500 m sopra e sotto il livello di riferimento. Caldere di origine vulcanica si aprono su di alcune sommità (Theia Mons, Rheia Mons) ove denunciano quell'attività interna che, nella sua storia geologica, ha modellato la crosta del pianeta.
L'atmosfera di Venere è costituita da una miscela gassosa composta per il 96% di CO2 e per il 4% circa di azoto, N2. Sono presenti biossido di zolfo, SO2, ossigeno molecolare, O2, ossido di carbonio, CO, vapor acqueo, H2O. Si è rilevata anche la presenza di argo e cripto. Il limite superiore dell'atmosfera venusiana si pone a 115 km sul livello medio del suolo. A quelle quote, gli effetti fotochimici della radiazione solare producono una nebbia di goccioline (aerosol) d'acqua e di acidi (fluoridrico, cloridrico, solforico), che si raccolgono ai livelli inferiori. La nebbia diviene progressivamente opaca alla luce solare, fino a dar luogo (a circa 80 km di quota) a una coltre di nubi color giallastro che sprofonda per 40-50 km e assorbe in modo completo la luce diretta del Sole, riflettendo verso l'esterno buona parte dell'ultravioletto. Alla sommità delle nubi, la pressione e la temperatura si aggirano sui 200 millibar e sui -40 ºC. A questi livelli sono state registrate correnti aeree di 360 km/h, correnti alle quali va imputata la rapidissima rotazione generale delle nubi, delimitanti una specie di stratosfera superiore rispetto alla troposfera sottostante. Alla base di quest'ultima (e della coltre di nubi), le correnti si riducono a 120 km/h, per scendere rapidamente fino a 10-12 km orari al suolo. Pressione e temperatura aumentano di pari passo, fino a raggiungere i 7 bar e i 200 ºC a 30 km di quota, e 92 bar e 465 ºC, in media, a quota zero.
Il regime termico oltremodo elevato dell'ambiente venusiano è conseguenza dell'imponente effetto serra sviluppatosi su scala planetaria. L'intrappolamento della radiazione termica riemessa dal pianeta per effetto del riscaldamento da parte del Sole non è riconducibile alla sola presenza di CO2, bensì anche a quella delle componenti nuvolose (acido solforico e cloridrico).

La Galassia o Via Lattea ha la forma di un grande disco a spirale un po' schiacciata, del diametro massimo di circa 90-100 mila anni luce (1 anno luce = 9,46x1012 km) , più gonfio al centro che sui bordi, composto da innumerevoli stelle immerse in nubi di gas e polveri interstellari, localmente concentrate in ammassi; il disco ha uno spessore medio da 10.000 a 15.000 anni luce ed è avvolto in un alone pressoché sferico di ammassi globulari e stelle singole. La nostra stella, il Sole, non si trova esattamente nel piano dell'equatore galattico (cioè sul piano mediano del disco), ma a una distanza da questo di 15 parsec (1 parsec = 3,26 anni luce) verso nord. Nella Galassia esistono bracci a spirale, la cui posizione esatta fu tracciata fra il 1950 e il 1960. Il Sole si trova sul lato interno di uno di questi bracci, detto braccio di Orione, a una distanza dal centro della Galassia di circa 10.000 parsec. La Galassia è dotata di moto di rotazione attorno a se stessa, moto che ne impedisce il collasso gravitazionale verso il suo centro. Non ruota, però, come un corpo solido, ma possiede differenti velocità nelle sue diverse parti, velocità che crescono portandosi dal centro verso l'esterno. Molto più complesso risulta il moto delle masse di gas e delle stelle che compongono il centro galattico.