Astronomía

¿Cuántas estrellas se pueden ver a simple vista desde fuera de la atmósfera? ¿Qué tan denso es el "cielo" desde allí?

¿Cuántas estrellas se pueden ver a simple vista desde fuera de la atmósfera? ¿Qué tan denso es el


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Cuando tenía 20 años, fui a Naxos (Grecia) con amigos. Conducía mi coche durante la noche en el monte Zeus (1003 metros - 3291 pies) escuchando Pink Floyd.

Ahí arriba paramos el coche para dar un paseo, miramos hacia arriba y… ¡wooooooowwwwww!

¡El cielo estaba denso! Lleno de estrellas. No sabíamos que podría haber sido así.

Mi pregunta es:

  • ¿Qué tan denso es el cielo profundo desde fuera de la atmósfera?
    • Por ejemplo, en la ISS durante la noche (la Tierra que cubre el Sol) mirando el cielo profundo, ¿cuántas estrellas puedes ver? Vi muchas fotos de las estrellas tomadas por el telescopio Hubble), pero no creo que se puedan comparar, ¿verdad?

Dependiendo de su vista, las estrellas más débiles que puede ver en un entorno perfecto tienen una magnitud aparente (brillo) de 6-6,5 (aunque algunas personas han logrado ver la magnitud 7). Según este sitio, eso se traduce en unas 10.000 estrellas.

En cuanto a cómo se vería, he visto el cielo desde la estratosfera (a unas 3 millas de altura, en un avión, donde hay mucha menos atmósfera de la que preocuparse y no hay contaminación lumínica), y es una vista surrealista, con el cielo absolutamente sembrado de estrellas. Sin embargo, no parece una imagen del Hubble: hay muy poco color en estas estrellas más débiles, y el Hubble tiende a enfocarse en campos de visión más estrechos, con un zoom más alto.


Preguntaste: Por ejemplo, en la ISS durante la noche (la Tierra que cubre el Sol) mirando el cielo profundo, ¿cuántas estrellas puedes ver?

La respuesta es 0 (en la noche de la ISS) y 1 (en el día de la ISS), que se llama Sol. Bueno, eso es lo que dicen la NASA, los visitantes de la ISS, los astronautas del Apolo, los videos de las caminatas espaciales de la ISS y otras imágenes producidas por la NASA. No hay fotografías ni videos tomados de la ISS que muestren más de una estrella, la conocida más cercana.

Curiosamente, hubo un astronauta ruso (no en la EEI, sino en las primeras naves espaciales rusas) que vio algo diferente cuando estaba en el espacio. Vio el cielo lleno de estrellas y la luz de ellas (intentaré encontrarles un enlace más tarde).

Claramente, hay una conclusión obvia. Sabes lo que es y no tiene nada que ver con los efectos ópticos, la física de la luz o la forma en que funciona tu globo ocular.


Las estrellas se pueden ver desde el espacio.

Los astronautas, como James Reilly, describen ver estrellas en el espacio. En el video, observa que las estrellas en el espacio no centellean y que se ven más estrellas en comparación con la Tierra (en realidad, describe haber visto "literalmente millones", pero eso es obviamente una hipérbole). Señala que puede ser difícil distinguir las constelaciones, ya que muchas de las estrellas más débiles son visibles.

En realidad, hay varios miles de estrellas visibles, pero depende de la agudeza de su visión y de su habilidad para observar, por lo que no se puede dar un número exacto.

Si está acostumbrado a los típicos cielos contaminados por la luz, entonces ver las estrellas en un cielo verdaderamente oscuro es bastante inspirador.


Un estudio de rayos X de todo el cielo encuentra el remanente de supernova más grande jamás visto

A nuestro cielo le faltan supernovas. Las estrellas viven millones o miles de millones de años. Pero dada la gran cantidad de estrellas en la Vía Láctea, aún deberíamos esperar estas muertes estelares cataclísmicas cada 30-50 años. Pocas de esas explosiones estarán dentro del alcance de la Tierra a simple vista. Nova es del significado latino "nuevo". Durante los últimos 2000 años, los humanos han visto aparecer en el cielo alrededor de siete estrellas "nuevas", algunas lo suficientemente brillantes como para ser vistas durante el día, hasta que se desvanecieron después de la explosión inicial. Si bien no hemos visto aparecer una nueva estrella en el cielo durante más de 400 años, podemos ver la secuelas con telescopios - restos de supernova (SNR) & # 8211 los gases calientes en expansión de las explosiones estelares. Las SNR son visibles hasta 150.000 años antes de desaparecer en la galaxia. Entonces, haciendo los cálculos, debería haber alrededor de 1200 SNR visibles en nuestro cielo, pero solo hemos logrado encontrar alrededor de 300. Eso fue hasta que se descubrió recientemente & # 8220Hoinga & # 8221. Nombrado en honor a la ciudad natal del primer autor, el científico Werner Becker, cuyo equipo de investigación encontró la SNR utilizando el estudio de rayos X eROSITA All-Sky, Hoinga es una de las SNR más grandes jamás vistas.

Composición de la imagen de rayos X (rosa) y radio (azul) de Hoinga. Los rayos X descubiertos por eROSITA son emitidos por los escombros calientes de la estrella progenitora que explotó. Las antenas de radio en la Tierra detectan la emisión de radiación de los electrones en la capa exterior de la supernova
Crédito: eROSITA / MPE (rayos X), CHIPASS / SPASS / N. Hurley-Walker, ICRAR-Curtin (Radio)

Gigante escondido

Hoinga es grande. Realmente grande. El SNR abarca 4 grados del cielo y # 8211 ocho veces más ancho que la Luna Llena. La pregunta obvia: ¿cómo es posible que los astrónomos no hayan encontrado algo TAN enorme? Hoinga no es el lugar donde normalmente buscamos supernovas. La mayoría de nuestras búsquedas de SNR se centran en el plano de la galaxia hacia el núcleo de la Vía Láctea y el núcleo, donde esperamos encontrar la concentración más densa de estrellas más antiguas y explotadas. Pero Hoinga se encontró en latitudes elevadas fuera del plano de la Galaxia.

Además, Hoinga se esconde en el cielo porque es tan grande. A esta escala, la SNR es difícil de distinguir de otras grandes estructuras de polvo y gas que componen la Galaxia conocida como & # 8220Galactic Cirrus & # 8221. Es como tratar de ver una nube individual en un cielo nublado. El cirro galáctico también eclipsa a Hoinga en la luz de radio, a menudo utilizada para buscar SNR, lo que obliga a Hoinga a esconderse en el fondo. Cruzando referencias con estudios de cielo por radio más antiguos, el equipo de investigación determinó Hoinga tenido Se ha observado antes, pero nunca se identificó como un SNR debido a su brillo comparativamente débil en la radio. Aquí eROSITA tiene una ventaja ya que ve rayos X. Hoinga brilla más a la luz de rayos X que el cirro galáctico, lo que le permite destacarse de la galaxia para ser descubierto.

Imagen codificada por colores del primer estudio de rayos X de todo el cielo de eROSITA realizado durante un período de seis meses (rojo: 0,3-0,6 keV, verde: 0,6-1 keV, azul: 1-2,3 keV). (Nota: 0.1 keV se traduce en una temperatura del gas de aproximadamente 1.1 millones de grados) Esas burbujas centrales que se elevan desde el centro de la Vía Láctea (la franja azul a través del medio) también fueron descubrimientos importantes por parte de eROSITA de la actividad pasada en el centro de nuestra galaxia hace milenios. . crédito eROSITA cuenta de Twitter

El progenitor

A medida que las estrellas envejecen, quemando su suministro de combustible de hidrógeno, terminarán con sus vidas de diferentes maneras dependiendo de su masa. Las estrellas de menor masa, como nuestro Sol, se convierten en gigantes rojas que eventualmente arrojan sus capas externas al espacio. El núcleo gastado de la estrella # 8217 se revela debajo de las capas del cobertizo: una esfera de carbono brillante y caliente altamente comprimida del tamaño de la Tierra conocida como enana blanca. Es básicamente un diamante espacial caliente del tamaño de un planeta. Sin explosión dramática. Se enfriarán durante eones para convertirse en una "enana negra". Sorprendentemente, el Universo en sí no es lo suficientemente viejo como para que una enana blanca se haya enfriado completamente hasta convertirse en una enana negra. aún. El 99% de las estrellas terminarán sus vidas de esta manera. Sin embargo, dado un empujón, las estrellas enanas blancas a veces pueden crear supernovas.

Las enanas blancas no están generando nueva energía, sino que están expulsando el calor residual al espacio. Sin embargo, si la gravedad se enreda en un par binario con otra estrella, el material de la estrella compañera puede ser atraído hacia la enana blanca. Si la enana blanca recoge suficiente material para cruzar un umbral crítico de 1,44 masas solares (la masa de nuestro Sol), se produce una reacción "descontrolada" en la que una gran fracción de la estrella superdensa se somete a una fusión nuclear simultánea & # 8230 en solo unos segundos. . Las temperaturas se elevan a miles de millones de grados (el núcleo de nuestro propio Sol tiene unos fríos 15 millones en comparación) y la estrella logra lo que los astrónomos llaman tranquilamente "energía de desvinculación" & # 8211 ¡BOOM! Las supernovas de enanas blancas se clasifican como supernovas de tipo Ia.

El G299 Supernova Remnant también es el producto de la explosión de una estrella enana blanca / Esta explotó hace unos 4500 años. crédito Observatorio de rayos X Chandra de la NASA

Por el contrario, el 1% de las estrellas más masivas se convierten en supernovas por sí mismas sin la necesidad de un compañero de donde extraer material. Estas estrellas explotan y crean objetos exóticos en forma de agujeros negros o púlsares, un super-súper-objeto denso que pesa varias masas solares apiñado en una esfera de 15 km. Las explosiones de estrellas masivas se conocen como "supernovas de colapso del núcleo" o Tipo II. Los púlsares y los agujeros negros son fuentes de rayos X dentro de la SNR circundante. Sin embargo, Hoinga no presenta un objeto de rayos X central. Hay 11 "fuentes puntuales" de rayos X (no gas difuso sino puntos concentrados de energía) localizados visiblemente "dentro" de Hoinga SNR que podrían ser púlsares o agujeros negros. Sin embargo, estas fuentes parecen estar en primer plano o en segundo plano. Sin una fuente central de rayos X, es probable que la estrella progenitora de Hoinga fuera una enana blanca. A diferencia de una estrella masiva que explota y deja atrás el núcleo que se convierte en un púlsar o agujero negro, una enana blanca estaba el núcleo restante de una estrella. Cuando explota, la fuente puntual se destruye.

En la luz

Determinar las otras características de Hoinga es difícil porque la SNR está ubicada fuera del plano galáctico, lejos de otros objetos que podemos usar como referencia. Cuando las SNR están ubicadas en el plano galáctico, están rodeadas por púlsares cuya distancia es más fácil de medir que las nubes de gas difusas. No hay púlsares conocidos dentro de los 20 grados de Hoinga en el cielo. El equipo de investigación proporciona una medición de distancia luego en comparación con otras SNR conocidas.

En regiones del espacio como las Nubes de Magallanes & # 8211 galaxias satélite de la Vía Láctea con regiones masivas de formación de estrellas & # 8211 vemos SNR con brillo y forma similares a Hoinga con distancias conocidas. Dibujando contrastes y similitudes, los investigadores concluyen que la distancia a Hoinga debe ser de al menos 450 parsecs (unos 1470 años luz). También sabemos que la mayoría de las SNR observadas con forma de Hoinga & # 8217s no tienen un diámetro superior a 100pc (326 años luz). Saber qué tan amplia es la SNR también nos da pistas sobre su distancia, lo que sugiere que Hoinga está a un máximo de 1200 parsecs (3900 años luz) de distancia. Entonces ahora tenemos una distancia máxima y mínima.

La región que rodea a Hoinga después de contaminar las fuentes de objetos de fondo distantes, los objetos de primer plano más cercanos y los & # 8220Cirrus & # 8221 galácticos se filtran fuera de la imagen. Hoinga es el objeto en forma de media luna en la imagen de la derecha. El punto amarillo brillante en la parte superior derecha es el lejano cúmulo de galaxias Hydra A que está a casi mil millones de años luz de distancia c. Becker et al 2021

Los investigadores también pueden inferir la distancia basándose en observaciones a otra supernova muy conocida llamada Vela. Vela explotó hace unos 12.000 años creando un púlsar. La SNR resultante es una de las imágenes más increíbles del espacio que jamás haya visto. Sabiendo qué tan brillante es Vela, podemos comparar los dos remanentes como otro punto de datos para reducir nuestro rango de 450-1200pc para determinar que Hoinga probablemente reside a 500pc (1630 años luz) de la Tierra.

Energía en la oscuridad

eROSITA hizo el descubrimiento de Hoinga con solo una pasada de su All-Sky X-ray Survey, lo que brinda la esperanza de que se puedan encontrar más SNR ocultas. El dispositivo escanea todo el cielo a una velocidad de 0.025 grados cada segundo, completando un escaneo cada seis meses. Lanzado en julio de 2019, el primer escaneo se completó el 12 de junio de 2020 con ocho encuestas en total planificadas durante 4 años. eROSITA es en sí mismo el instrumento principal a bordo de la misión ruso-alemana “Spectrum-Roentgen-Gamma” o “SGR” lanzada desde Baikonur, Kazajstán. Si bien varias misiones están realizando encuestas All-Sky, SGR fue el primero en completar una encuesta All-Sky en rayos X.

Fuera de la búsqueda de supernovas, SGR está observando los movimientos de los cúmulos de galaxias para obtener información sobre la "Energía oscura", la fuerza poco entendida que se cree que es la causa de la expansión del Universo. Al igual que el próximo telescopio espacial James Webb, SGR no está orbitando la Tierra, sino que está estacionado en "L2" o Lagrange 2, una especie de bolsillo gravitacional creado por la interacción de la Tierra, el Sol y la Luna (piénselo como esos remolinos remolinos en el agua que te siguen en un bote. Si la espuma o los escombros quedan atrapados en el remolino, te acompañarán en el viaje). Como los rayos X son absorbidos por la atmósfera de la Tierra, es mejor colocar su telescopio de rayos X en el espacio donde vive SGR.

Recorte de la imagen más grande del levantamiento de todo el cielo SRG / eROSITA desde arriba. El remanente de la supernova Hoinga está marcado. La gran fuente brillante en el cuadrante inferior de la imagen proviene del remanente de supernova “Vela”. Los colores de la imagen están correlacionados con las energías de los fotones de rayos X detectados. El rojo representa el rango de energía de 0,3-0,6 keV, el verde 0,6-1,0 keV y el azul 1,0-2,3 keV. Crédito de imagen y texto. SRG / eROSITA

Con cada pase de la encuesta All-Sky, se revelarán más detalles sobre objetos como Hoinga. Combinado con otros estudios en curso de todo el cielo y nuevos proyectos gigantes de telescopios, estamos acumulando más datos sobre el cielo que nunca. Es probable que encontremos muchas más SNR y más cosas interesantes sobre el Universo que, en última instancia, nos ayuden a comprendernos a nosotros mismos. ¡Supernova nos hizo! Las estrellas cocinan elementos tan pesados ​​como el níquel y el hierro, pero todo lo que es más pesado que ellos en la tabla periódica es creado por estas explosiones estelares que luego siembran la materia prima de nuestra propia existencia a través del Cosmos. Tenemos evidencia de que nuestro propio sistema solar se enriqueció con restos de supernovas hace 4.567 millones de años. Ver los restos de estas explosiones es conocer mejor las fuerzas que nos llevaron a ser.

Siga a Matthew en Twitter e Instagram para obtener más información. SPAAAACE


¿Cuántas estrellas hay en el universo?

En la Tierra, durante una noche sin nubes, mientras que la luz del sol no eclipsa a las estrellas, se pueden ver a simple vista entre 2.000 y 3.000 estrellas. Abarrotan el cielo nocturno y es imposible contarlos sin usar ninguna herramienta. La cantidad de estrellas que la gente ve cada noche cambia a medida que la Tierra gira alrededor del sol. Dado que la Tierra es una esfera, las personas del hemisferio norte no ven las mismas estrellas que las personas que viven en el hemisferio sur. Cuando se ven desde la Tierra, las estrellas parecen centellear o la luz a su alrededor parece bailar. Esto se debe a la atmósfera de la Tierra y no a que la luz de las estrellas realmente brille. De cerca, las estrellas son bolas extremadamente grandes y brillantes de hidrógeno y helio comprimidos. El sol, que es la única estrella que existe dentro del sistema solar, no brilla como lo hacen las estrellas, debido a su proximidad a la Tierra.

A miles de millones de años luz de distancia, un número imposible de contar de estrellas rodea la tierra y el sistema solar. Vienen en diferentes tamaños y colores. Sus tamaños oscilan entre los 20 kilómetros y los 0,9 mil millones de kilómetros. Se cree que han sido parte del universo desde hace 10 mil millones de años o posiblemente alrededor de la edad del universo. Es posible que aún nazcan nuevas estrellas y las que existen ahora continúan evolucionando y cambiando con el tiempo. Fuera del sistema solar hay aproximadamente 100 mil millones de estrellas que están agrupadas y unidas por su gravedad dentro de la vía láctea, que es la galaxia donde se encuentra el sistema solar.

Se cree que una estrella se forma dentro de una galaxia a partir de una nube molecular, que consiste principalmente en hidrógeno, aproximadamente un 25% de helio y algunos elementos más densos. La explosión o colisión desencadena la inestabilidad gravitacional dentro de las nubes y, a medida que esto continúa, la nube alcanzará la densidad mínima necesaria para que la formación comience a colapsar bajo su propia fuerza gravitacional. A medida que colapsa, el poder gravitacional se convierte en calor y esto le da a la formación una temperatura extremadamente alta. Cuando alcanza el equilibrio o el equilibrio hidrostático, se forma una protoestrella en el medio y, a menudo, está encerrada por un disco protoplanetario. Esto es solo el comienzo, la estrella continuará evolucionando en varios millones de años y eventualmente se extinguirá o colapsará.

Cuando se formó el universo por primera vez, hace unos 13 mil millones de años, se cree que el universo se expandió desde un estado caliente y denso y dio como resultado la formación de galaxias. Cada galaxia está formada posiblemente por millones de cúmulos de diferentes tipos de estrellas. Cada galaxia puede compararse con un saco lleno de guisantes. Se cree que todo el universo tiene 93 mil millones de años luz de ancho y esto significa que hay un espacio increíblemente grande para llenar. Dentro del universo observable, se supone que existen miles de millones de galaxias. Esto significa miles de millones de billones de estrellas. El universo es como un campo de fútbol con la tierra como un polvo microscópico. Y puede haber más fuera del ya enorme espacio que los humanos pueden observar actualmente.


Estrellas cercanas

Sin embargo, las posiciones de estrellas cercanas en realidad se mueven en cantidades diminutas, y si podemos medir este movimiento aparente, podemos calcular la distancia a estas estrellas usando una simple trigonometría.

Usando el VLTI en luz infrarroja cercana, los astrónomos observaron 92 estrellas cercanas para sondear la luz exozodiacal del polvo caliente cerca de sus zonas habitables. Y descubrieron una luz zodiacal brillante que brillaba alrededor de nueve de ellos: HD 2262, HD 7788, HD 14412, HD 20794, HD 28355, HD 39060, HD 104731, HD 108767 y HD 210302.

Estrellas cercanas
Lalande 21185 es la enana roja más brillante visible desde el hemisferio norte y el cuarto sistema más cercano al Sol después de Alpha Centauri 3, Barnard's Star y Wolf 359. La estrella se encuentra a solo 8,3 años luz de distancia en la constelación de la Osa Mayor.

La mayoría de las estrellas son muy tenues. El 76% de las estrellas son enanas rojas (tipo espectral M). A 5 parsecs (16,3 años luz) del Sol hay 62 estrellas. La mayoría de estos son tan tenues que no se pueden ver a simple vista. Solo se pueden ver 9 de las 62 estrellas.
Otras estrellas.

por brillo, espectros y distancia
Las siguientes enanas marrones se encuentran a 20 años luz (ly), o 6.1 parsecs, del Sol.

seleccionado en un estudio de alto movimiento propio por fotometría DENIS p. 491
C. Reyl, A. C. Robin, R.-D. Scholz y M. Irwin
DOI:.

[editar]
Este mapa muestra todos los sistemas estelares dentro de los 14 años luz del Sol (mostrado como Sol), excepto las enanas marrones descubiertas después de 2009. Las estrellas dobles y triples se muestran "apiladas", pero la verdadera ubicación es la estrella más cercana a la plano central. El color corresponde a la tabla de arriba.

, Estrella
Oficina de Imprenta del Gobierno de los Estados Unidos. "Bright Stars, J2000.5". El Almanaque Astronómico del año 2000. Washington, DC: Departamento de Marina, Observatorio Naval, Oficina de Almanaque Náutico, págs. H2-H31, 2000.

que han terminado su vida en una supernova pueden enviar una onda de choque que estimula el colapso
Las ondas de densidad dentro de una galaxia se propagan a través de las estructuras espirales que pueden estimular el colapso.
Las colisiones de galaxias pueden crear enormes fuerzas gravitacionales para actuar en las nubes cercanas.

tienen movimientos propios relativamente grandes y, de hecho, así es como se han encontrado generalmente estas estrellas. Las estrellas más distantes tienen movimientos propios más pequeños, por lo que las estrellas distantes pueden considerarse "fijas". .

, podemos medir el cambio aparente en sus posiciones cuando la Tierra orbita alrededor del Sol. Escribimos anteriormente que un objeto debe estar a 206 265 AU de distancia para tener un paralaje de un segundo de arco. Este debe parecer un número muy extraño, pero puede averiguar por qué este es el valor correcto.

y Sus movimientos de la Universidad de Washington contiene una explicación útil del paralaje y la escala de distancia. Este sitio también tiene un subprograma de Java que le permite observar el paralaje de una manera pseudo-3D y explorar el efecto de alterar factores como la línea de base orbital.

se encontraron utilizando paralaje trigonométrico a finales del siglo XIX y principios del XX, fue posible estudiar la luminosidad de las estrellas. Einar Hertzsprung y Henry Norris Russell trazaron estrellas en un gráfico de luminosidad y temperatura.

Catálogo de Gliese (Gl, Wo, GJ) El nombre habitual que se da a tres catálogos de

compilado por W Gliese (y más tarde por H Jahrei®) en 1957, 1969 y 1993. El tercer catálogo que enumeró 3803 estrellas dentro de 25 parsecs solo se publicó en forma preliminar.

Las estrellas más tenues fueron elegidas principalmente por propiedades inusuales o interesantes: variables, estrellas múltiples,

, Etcétera. Satélite Hipparcos El satélite Hipparcos fue un experimento de la Agencia Espacial Europea para recopilar información muy mejorada sobre las propiedades fundamentales de las estrellas.

desde lados opuestos de la órbita de la Tierra. parsec (pc): distancia a la que un objeto tendría una paralaje de un segundo de arco. Equivale aproximadamente a 3,26 años luz o unas 206 265 unidades astronómicas.

La nebulosa blanca brillante en el centro de la imagen brilla debido al calentamiento de

, lo que resulta en lo que se llama una nebulosa de emisión. Lo mismo es cierto para la mayor parte del gas de varios tonos que prevalece en toda la imagen, incluida la característica en forma de arco azulado cerca de la parte inferior derecha.

Epsilon Eridani y Tau Ceti. Desde entonces, otras búsquedas, la mayoría de duración limitada y concentradas en estrellas similares al sol, se han realizado sin éxito. En 1992 se inició la encuesta de microondas de alta resolución (HRMS).

hace que el eclipse sea muy perceptible a simple vista. Entre los eclipses primarios hay un eclipse secundario a un tercio de la profundidad del primario. Los eclipsantes revelan sus secretos rápidamente mediante el análisis de la variación de la luz y la variación de las velocidades de las estrellas en órbita.

Un mapa estilizado del sistema solar y

sobre un fondo índigo, envuelto en estilizadas hojas de olivo y con una racha de nave espacial tipo NASA orbitando a su alrededor (el diseño específico se cambió varias veces a lo largo de los siglos)
Primera Capital:
Hábitat de Roddenberry, Vesta, cinturón principal, sistema Sol
Fecha clave: .

Al observar esta paralaje del

contra las estrellas distantes en el transcurso de un año, se puede derivar la distancia de una estrella en unidades de AU. En astronomía, tenemos una unidad específicamente orientada a este método: el parsec.

El polvo expulsado de una estrella en explosión envuelve un cúmulo de

en esta imagen en falso color de dos observatorios espaciales.

El Triángulo de Verano también proporciona un medio útil para localizar e identificar muchos de los otros

y constelaciones en el cielo de verano. Esto incluye a Delphinus (Dolphin) y Sagitta (Arrow), los cuales se parecen un poco a las criaturas / objetos que representan.

eran conocidos como Tianda jiangjun, en representación del gran general de los cielos y diez oficiales subordinados.

La secuencia principal "estándar" se obtiene a partir de diagramas H "R de estrellas cuyas distancias se pueden medir mediante paralaje (geométrico), por lo que el método de paralaje espectroscópico se calibra utilizando

. Tenga en cuenta que, al usar este método, estamos aplicando el "principio de mediocridad" que discutimos en el Capítulo 2.

Se han compilado muchos otros catálogos de estrellas para categorías específicas de estrellas, como el Catálogo de

(Gl, según su compilador, Wilhelm Gliese, 1915-93).

Los astrónomos usan el mismo truco para juzgar la distancia a

. Así como sus ojos están separados por unas pocas pulgadas, necesitamos tomar observaciones con telescopios que estén lo más alejados posible, o tomar observaciones repetidas a través de un solo telescopio que se mueve a una gran distancia.

Una vez que sepamos qué tan grande es una AU, puede comenzar a encontrar las distancias a

y métodos como el paralaje espectroscópico), luego las distancias a las galaxias cercanas (usando varias Velas Estándar,.

El paralaje es el aparente movimiento hacia adelante y hacia atrás de

con respecto a las estrellas más distantes causadas por el cambio de perspectiva de la Tierra en sus órbitas alrededor del Sol.

La población estelar que contiene el Sol y la mayoría de los demás

. La mayoría de sus estrellas tienen una altura de escala de 1000 años luz y orbitan la galaxia en órbitas bastante circulares. Las estrellas del disco delgado tienen entre 0 y 10 mil millones de años.

Como se discutió en Space Science in the 21stCentury (NRC, 1988), tal instrumento podría detectar planetas similares a la Tierra alrededor

y quizás detecten O3 a 10 micras o O2 a 1 micras en sus atmósferas.

Mientras que en las regiones exteriores distantes de estas órbitas, la interacción gravitacional con

modificó aún más sus órbitas para hacerlas más circulares.

Las nebulosas de emisión están compuestas de gas hidrógeno ionizado que brilla con una luz rosada provocada por la radiación de

. Nebulosas de reflexión: Las nebulosas oscuras son densas nubes de polvo interestelar que oscurecen las estrellas más allá de ellas; parecen un agujero en el espacio.

Si la Tierra orbitaba alrededor del Sol, entonces las posiciones de

, en comparación con el fondo, debería cambiar. Sin embargo, las observaciones iniciales no detectaron tal movimiento.

Hay buena evidencia de objetos del tamaño de Júpiter orbitando varios

¿Qué condiciones permiten la formación de planetas terrestres? Parece poco probable que la Tierra sea totalmente única, pero no tenemos evidencia directa de una forma u otra.
¿Hay vida en otras partes del sistema solar? Si no es así, ¿por qué la Tierra es especial?

Van de Kamp llegó en 1937 al Observatorio Sproul de Swarthmore College, donde comenzó a inspeccionar

con el refractor de 24 pulgadas. Durante las décadas siguientes, tomó miles de láminas de la estrella de Barnard (como señalo en mi libro Distant Wanderers: The Search for Planets Beyond the Solar System [Copérnico, 2002]).

Solo en los últimos 30 años, con el uso de nuevas tecnologías, los astrónomos han obtenido mediciones más precisas de la distancia a Betelgeuse y otros

¿Por qué SETI no concentra sus observaciones en

y los sistemas solares que estamos descubriendo? (Principiante)
¿Puedo escuchar la señal de radio SETI @ home? (Principiante)
¿Por qué el proyecto SETI busca señales de radio? (Intermedio).

Por supuesto que no es solo el

uno podría mirar con un telescopio. De hecho, el principal impulso detrás de la fiebre de apertura es el deseo de ver galaxias cada vez más débiles y otros objetos extragalácticos.

Sin embargo, los agujeros negros que se alimentan activamente de

o las nubes de gas que caen hacia su centro a menudo estarán rodeadas por discos o chorros brillantes. Los astrónomos pueden detectar y estudiar los agujeros negros al encontrar esos discos y chorros.

En las nebulosas de emisión, el gas en las nubes es calentado e ionizado por

Las nebulosas difusas (a veces llamadas nebulosas brillantes) cubren áreas extendidas y no tienen límites bien definidos y se subdividen en nebulosas de reflexión o emisión nebulosas de reflexión brillan por la luz reflejada desde

Este gráfico muestra cómo las distancias de varios

cambiar durante un período de 20.000 años en el pasado a 80.000 años en el futuro. "0" es el tiempo actual que las distancias se expresan en años luz. Ross 128 se acerca, al igual que Alpha Centauri.

son probablemente Eta Carinae, que está a unos 7.000 años luz de distancia, y Betelgeuse, que está a unos 800 años luz de distancia. Estas dos estrellas no nos plantean ningún peligro en términos de causar daño al planeta Tierra.

Este efecto se puede utilizar para medir las distancias a

. A medida que la Tierra orbita alrededor del Sol, una estrella cercana parecerá moverse contra las estrellas de fondo más distantes. Los astrónomos pueden medir la posición de una estrella una vez, y luego nuevamente 6 meses después y calcular el cambio aparente de posición.

Flujo de luz ultravioleta desde la estrella central y otros

y se cree que la precipitación de hielo en el disco es responsable de producir las nubes de vapor.

"Las observaciones a largo plazo de Keck sobre el bamboleo de

permitió la detección de este sistema multi-planetario ", dijo Mario R. Pérez, científico del programa Keck en la sede de la NASA en Washington." Keck está demostrando una vez más que es una herramienta asombrosa para la investigación científica ".

Nebulosa difusa que brilla a la luz de

que se refleja en las partículas de polvo que contiene la nebulosa. La nebulosa de reflexión más brillante, más famosa y más temprana descubierta es M78, la primera en ser identificada como nebulosa de reflexión es la nebulosa de reflexión asociada con las Pléyades M45.

Radar: medición de distancias en nuestro sistema solar
Parallax: medición de distancias a

Cefeidas: medición de distancias en nuestra galaxia y a galaxias cercanas
Supernovas: medición de distancias a otras galaxias
Desplazamiento al rojo y ley de Hubble: medición de distancias a objetos muy, muy lejanos.

Tenga en cuenta que esta lista cambia continuamente a medida que los astrónomos descubren

con detectores cada vez más sensibles en una variedad de rangos espectrales, especialmente el infrarrojo, donde numerosas estrellas pequeñas emiten su energía. Recuerde que las magnitudes más brillantes son los números negativos más grandes.

Su revolución en su órbita alrededor del Sol se muestra por el desplazamiento paraláctico anual de relativamente

con respecto al fondo de estrellas más distantes.

Nebulosas de emisión Las nebulosas de emisión son nubes de gas y polvo cósmicos que han sido calentadas por

. A medida que las nubes se enfrían, comienzan a brillar (de la misma manera que funciona una luz de neón).
Exoplaneta Un planeta extrasolar (exoplaneta para abreviar) es un planeta que orbita una estrella más allá de nuestro Sistema Solar.

En su mayoría son polvo, que dispersa la luz azulada de

porque las partículas de polvo son de tamaño similar a la longitud de onda de la luz azul. Luego están las nebulosas oscuras. Las nubes oscuras y frías no brillan mucho y no dispersan una cantidad detectable de luz.

NEBULA DE REFLEXIÓN
Una nebulosa de reflexión es una nebulosa que brilla cuando el polvo refleja la luz de

. Estas nebulosas son frecuentemente de color azulado porque la luz azul se refleja de manera más eficiente que la luz roja. Una nebulosa de reflexión rodea el cúmulo estelar de las Pléyades.
.

Desviaciones en los movimientos propios --movimientos relativos al fondo de estrellas distantes aparentemente fijas-- de varios

indican que pueden estar acompañadas de cuerpos oscuros, parecidos a planetas, demasiado débiles para ser vistos directamente desde la Tierra.
Extracto de la Enciclopedia Británica sin permiso.

Nebulosa de reflexión: una nebulosa que brilla con la luz reflejada de

.
Telescopio reflector o reflector: un telescopio que utiliza espejos, en lugar de lentes, para ampliar y enfocar imágenes.

Algunas de estas nubes absorben el calor de

y resplandor (nebulosas de emisión), algunos reflejan la luz de las estrellas que los rodean (nebulosas de reflexión) y algunos bloquean la luz de las estrellas o nebulosas brillantes detrás de ellos (nebulosas de absorción o oscuras) y aparecen como manchas oscuras contra el cielo.

En la década de 1990, se hicieron varias observaciones desde la Tierra del miembro de Triton utilizando la ocultación de

, que indicaba la presencia de una atmósfera y una superficie exótica. Las observaciones sugieren que la atmósfera es más densa de lo que habían indicado las mediciones de la Voyager 2. [37] .

Movimiento solar: el movimiento del sol con respecto a la

Nebulosa solar: el disco giratorio de gas y polvo que rodea al Sol recién formado, a partir del cual se formaron los planetas y los cuerpos más pequeños del sistema solar.
Viento solar: el plasma caliente que fluye hacia afuera desde el sol.

& # 9733 Movimiento adecuado El pequeño cambio en la posición de

debido al movimiento a través de la línea de visión (medido en segundos de arco por año).
& # 9733 Protoplaneta Una etapa en la formación de un planeta que implica que el cuerpo es casi de tamaño completo.

Estas simulaciones indican que la interacción gravitacional con

y las mareas galácticas modificaron las órbitas de los cometas para hacerlas más circulares.

After locating the correct star field, it was possible to see something extremely dim quite close to the position where Himalia should have been, but it seemed dimmer than 15th magnitude in comparison to

The star that created this remnant, seen in the very center of the image surrounded by two sets of rings, went supernova on February 23, 1987. Several of the bright blue

are very massive, each weighing about six times that of the sun.

The angular displacement of an object when viewed from two different points in space. The parallax motion of

caused by the Earth motion around the Sun is the basis for measuring the distances of these stars.
P CYGNI STAR
A hot variable star with peculiar emission and absorption lines in its spectrum.

It is about 300 ly across in which the Sun and other

reside. The average density of neutral hydrogen atoms is 10 times lower than that of ISM. The bubble was formed due to a nearby supernova explosion, some 20 million years ago, which pushed the dust and gas aside in the ISM.

An overlapping set of techniques that are used to measure distances in the universe, starting with direct geometric methods such as parallax for

, and ending with global measures of galaxies. The errors in the distance scale increase with increasing distance from the Earth.
DNA (deoxyribonucleic acid) .

ALMA is a radio and millimeter observatory located in Chile that began operations in 2011. ALMA allows astronomers to image young planets embedded in disks around

, observe flowing molecular gas, and measure abundances of elements in galaxies.
The James Webb Space Telescope (JWST) .

Emission-Type Objects
Galactic deep sky objects consisting of interstellar dust that is lit by the presence of hot

. The dust absorbs, and then re-emits the photons, causing the dust to give off a glow. See also EMISSION NEBULA.

Parallax uses the orbit of the Earth around the Sun to provide a baseline for measuring the angular shift of

against more distant ones.

The parallax is inversely related to the distance. Astronomers use the 1 AU baseline of the Earth's orbit to measure the parallax of

. The parallactic angle is half the angular shift of the star on the sky over the course of a year. The inverse of the parallax in arcsec is its distance in parsecs.

The alternate name, Praesepe, is Latin for manger. The ancient Greeks and Romans saw it as the manger from which two donkeys, represented by two

, ate.
Christmas Tree Cluster .

It is the nearest large spiral galaxy to our own Milky Way galaxy, and at a distance of only (!) 2 million light years, is part of what is called the "Local Group" of galaxies. (Note: the stars scattered more or less uniformly over the face of this picture are relatively

in OUR galaxy that we must look .

Some stars that stand out in the sky aren't actually very far away compared to other stars-they're just incredibly big and bright. And some

are dim. In fact, our Sun's closest star neighbor, Proximus Centuri, is so faint and tiny that we need a telescope to see it! .

threaten the entire galaxy, as was claimed to be the case by Spock in Star Trek, is a physical impossibility under normal circumstances: the law of special relativity limits the shock wave's expansion rate to below the speed of light, meaning it would be a minimum of several years before it affected even

we're going to expand the study of our home planet from space with the launch of two new satellite missions (GRACE-FO and ICESat-2) we're going back to Mars with InSight and the Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) will search for planets outside our solar system by monitoring 200,000 bright,

In recent years, astronomers have observed such subtle wobbles in the motions of quite a few

, and concluded that like the Sun, they had planets, too--big planets, like Jupiter. It is still too hard to detect the effects of lightweights such as Earth, but progress is being made.

Planned to be launched by end of 2017, CHaracterising ExOPlanets Satellite - CHEOPS, is a space telescope that will observe

that are known to host planets, and is being built as a collaboration between ESA's Science Programme and Switzerland. The deadline for the contest is 31 October 2015.

A generation ship is a hypothetical starship that travels across great distances between stars at a speed much slower than speed of light . Since such a ship might take from as little as below a hundred years to tens or even hundreds of thousands of years to reach even

are the giants known as "supermassive" black holes, which are millions, if not billions, of times as massive as the Sun. Astronomers believe that supermassive black holes lie at the center of virtually all large galaxies, even our own Milky Way. Astronomers can detect them by watching for their effects on

It is positioned correctly so that it isn't outshone by

and it also isn't obscured by the Milky Way's center dust.
Scientists are studying the rotation of the LMC as part of the explanation of how galaxies behave. They have discovered that the LMC rotation is every 250 million years.

(but fortunately catalogued ) these "Nebulae" as comet imposters given that his primary purpose was to discover comets. With the advent of the telescope, camera, and spectroscope we now know that nebulae are vast clouds of interstellar dust and gas. These clouds are often made visible by interactions with

On a larger scale, it studies the planets in the solar system, and in doing so helps us solve scientific problems right here on Earth. Our definition of astronomy includes spaceflights and studies of rocks from our neighboring planets, just as much as telescopic observations of

The direction is in the plane perpendicular to the radial line (see radial velocity). Because the stars are so very far away, their proper motions on the sky are small. One needs to observe for a long time (years) to see proper motions in even relatively


Kids Research Express

Star (astronomy), massive shining sphere of hot gas. Of all the stars in the universo, our Sun is the nearest to Earth and the most extensively studied. The stars visible to the naked eye all belong to the Milky Way Galaxy, the massive ensemble of stars that contains our solar system (the Sun and its nine planets).

About 5,000 stars can be seen with the naked eye, although not all of these stars are visible at any given time or from any given place. With a small telescope, hundreds of thousands of stars can be seen. The largest telescopes disclose millions of galaxies, which may each contain over 200 billion stars. Modern astronomers believe there are more than 1 x 1022 stars in the universe (this number is very large, a 1 followed by 22 zeros). The largest stars, if placed at the Sun's position, would easily engulf Earth, Mars, Jupiter, and Saturn. The smallest white dwarf stars are about the size of Earth, and estrellas de neutrones are less than about 20 km (about 10 mi) in diameter.

All stars are composed of hot glowing gas. The outer layers of some stars are so empty that they can be described as red-hot vacuums. Other stars are so dense that a teaspoonful of the material composing the outer layers would weigh several tons. Stars are made chiefly of hydrogen and a smaller amount of helium. Even the most abundant of the other elements present in stars—oxygen, carbon, neon, and nitrogen—are generally present in very small quantities.

The Sun, our nearest star, is about 150 million km (about 93 million mi) from Earth. It appears different from the stars visible in the night sky because it is about 250,000 times closer to Earth than the next closest star. The next nearest star is Proxima Centauri, which is more than 30 trillion km (20 trillion mi) from Earth. While light from the Sun takes only about eight minutes to reach Earth, the farthest stars are so distant that their light takes billions of years to reach Earth.

The color of stars—ranging from the deepest red through all intermediate shades of orange and yellow to an intense white-blue—depends directly on their temperature. The coolest stars are red and the hottest stars are blue. Most stars make light by several different kinds of thermonuclear fusion, a process in which the nuclei of atoms combine to form a heavier element and release energy (see Nuclear Energy). One of the most common thermonuclear fusion processes occurs in stars when four hydrogen atoms combine into a helium atom, releasing energy that is transformed into light and heat.

In the 1990s astronomers discovered planets orbiting stars outside our solar system. Planets outside our solar system are difficult to detect, because they are much fainter than stars are. However, astronomers located these planets by measuring the wobble of a star’s motion created by the slight gravitational pull that is exerted on the star by a planet. Although scientists can only speculate how many Earthlike planets with continents and oceans exist in the universe, they believe that many stars have planetary systems (See also Gravedad).


Star Forming Regions in Andromeda

Astronomers think that stars form inside collapsing clouds of cold hydrogen gas. This gas is mainly molecular hydrogen where two hydrogen molecules are bonded together. These clouds are very difficult to see because the Earth’s atmosphere absorbs much of the light that it radiates however, another gas, carbon monoxide is always present as well, and can be observed easily from Earth. Astronomers from the Max Planck Institute for Radio Astronomy have developed a detailed map of these star forming regions in the Andromeda galaxy.

How are stars formed? This is one of the most important questions in astronomy. We know that star formation takes place in cold gas clouds with temperatures below -220 C (50 K). Only in these regions of dense gas can gravitation lead to a collapse and hence to star formation. Cold gas clouds in galaxies are composed preferentially of molecular hydrogen, H2 (two hydrogen atoms bound as one molecule). This molecule emits a weak spectral line in the infrared bandwidth of the spectrum that cannot be observed by Earth-based telescopes because the atmosphere absorbs this radiation. Therefore, astronomers study another molecule which is always found in the neighbourhood of H2, namely carbon monoxide, CO. The intense spectral line of CO at the wavelength of 2.6 mm can be observed with radio telescopes that are placed on atmospherically favourable sites: high and dry mountains, in the desert or at the South Pole. In cosmic space carbon monoxide is an indicator of conditions favourable for the formation of new stars and planets.

In our galaxy, the Milky Way, studies of the distribution of carbon monoxide have been carried out for a long time. Astronomers find enough cold gas for star formation during millions of years to come. But many questions are unanswered for instance how this raw material of molecular gas comes to exist in the first place. Is it supplied by the early development stage of the Galaxy, or can it be formed from warmer atomic gas? Can a molecular cloud collapse spontaneously or does it need an action from outside to make it unstable and collapse? Since the Sun is located in the disk of the Milky Way it is very difficult to obtain an overview of the processes taking place in our Galaxy. Looking from “outside” would help and so too does a look at our cosmic neighbours.

The Andromeda galaxy, also known under its catalogue number M31, is a system of billions of stars, similar to our Milky Way. The distance of M31 is ‘only’ 2.5 million light years, making it the nearest spiral galaxy The galaxy extends over some 5 degrees in the sky and can be seen with the naked eye as a tiny diffuse cloud. Studies of this cosmic neighbour can help to understand processes in our own Galaxy. Unfortunately, we are seeing the disk of gas and stars in M31 nearly edge-on (see Fig. 1, right).

In 1995 a team of radio astronomers at the Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM) in Grenoble (Michel Guélin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) and at the Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR) in Bonn (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) started the ambitious project of mapping the entire Andromeda galaxie in the carbon monoxide spectral line. The instrument used for this project was the 30-meter radio telescope of IRAM which is situated on Pico Veleta (2970 metres) near Granada in Spain. With an angular resolution of 23 arcseconds (at the observing frequency of 115 GHz = wavelength of 2.6 mm) 1.5 million individual positions had to be measured. To speed up the observing process a new method of measurement was used. Rather than observing at each position, the radio telescope was driven in strips across the galaxy with continuous recording of the data. This observing method, called ‘on the fly’, was especially developed for the M31 project it is now standard practice, not only at the Pico Veleta radio telescope but also at other telescopes observing at millimeter wavelengths.

For each observed position in M31 not just one value of CO intensity was recorded, but 256 values simultaneously across the spectrum with a bandwidth of 0.2% of the central wavelength of 2.6 mm. Thus the complete observational data set consists of some 400 million numbers! The exact position of the CO line in the spectrum gives us information about the velocity of the cold gas. If the gas is moving towards us, then the line is shifted to shorter wavelengths. When the source moves away from us, then we see a shift to longer wavelengths. This is the same effect (the Doppler effect) that we can hear when an ambulance’s siren moves towards us or away from us. In astronomy the Doppler effect allows the motions of gas clouds to be studied even clouds with different velocities seen in the same line of sight can be distinguished. If the spectral line is broad, then the cloud may be expanding or else it consists of several clouds at different velocities.

The observations were finished in 2001. With more than 800 hours of telescope time this is one of the largest observing projects carried out with the telescopes of IRAM or MPIfR. After extensive processing and analysis of the huge quantities of data, the complete distribution of the cold gas in M31 has just been published (see Fig. 1, left).

The cold gas in M31 is concentrated in very filigree structures in the spiral arms. The CO line appears well suited to trace the spiral arm structure. The distinctive spiral arms are seen at distances between 25,000 and 40,000 light years from the centre of Andromeda, where most of the star formation occurs. In the central regions, where the bulk of older stars are located, the CO arms are much weaker. As a result of the high inclination of M31 relative to the line of sight (about 78 degrees) the spiral arms seem to form a large, elliptical ring with a major axis of 2 degrees. In fact, for a long time Andromeda was taken, mistakenly, to be a ‘ring’-galaxy.

The map of the gas velocities (see Fig. 2) resembles a snap shot of a giant fire wheel. On the one side (in the south, left) the CO gas is moving with some 500 km/second towards us (blue), but on the other side (north, right) with ‘only’ 100 km/second (red). Since the Andromeda galaxy is moving towards us with a velocity of about 300 km/second, it will closely pass the Milky Way in about 2 billion years. In addition, M31 is rotating with about 200 km/second around its central axis. Since the inner CO clouds are moving on a shorter path than the outer clouds, they can overtake each other. This leads to a spiral structure.

The density of the cold molecular gas in the spiral arms is much larger than in the regions between the arms, whereas the atomic gas is more uniformly distributed. This suggests that molecular gas is formed from the atomic gas in the spiral arms, especially in the narrow ring of star formation. The origin of this ring is still unclear. It could be that the gas in this ring is just material not yet used for stars. Or perhaps the very regular magnetic field in M31 triggers the star formation in the spiral arms. Observations with the Effelsberg telescope showed that the magnetic field closely follows the spiral arms seen in CO.

The ring of star formation (‘birth zone’) in our own Milky Way, extending from 10,000 to 20,000 light years from the centre, is smaller than in M31. In spite of this, it contains nearly 10 times as much molecular gas (see table in Appendix). As all galaxies are about the same age, the Milky Way has been more economical with its raw material. On the other hand, the many old stars near the centre of M31 indicate that in the past the star formation rate was much higher than at present: here most of the gas has already been processed. The new CO map shows us that Andromeda was very effective in forming stars in the past. In some billions of years from now our Milky Way may look similar to Andromeda now.


Beginner’s Guide to Seeing the International Space Station (ISS)

Most readers of Universe Today are familiar with the International Space Station or “ISS” as it’s often referred to. But just in case you are visiting our site for the first time, the ISS is a huge space station orbiting Earth that serves as an orbital laboratory, factory, testing ground and home crew members conduct experiments from biology to astronomy, including experiments for prolonged exposure to life in space for future missions to the Moon and beyond.

The ISS is major accomplishment for NASA (US), ESA (Europe), JAXA (Japan) CSA (Canada) and all the countries involved (16 in all). The space station is just over 72 m long by 108 m wide and 20 m high it is maintained at an orbital altitude of between 330 km (205 mi) and 410 km (255 mi) and travels at an average speed of 27,724 kilometres (17,227 mi) per hour, completing 15.7 orbits per day.

One of the best things about the ISS is that you can see it with your own eyes from Earth! It’s very easy to watch the International Space Station pass over your own backyard!

All you need to do is understand when the ISS is going to be passing over your location and where to look for it in the sky. You can check this by using an ISS pass predictor app or website such as Heavens-Above.

Once you have found out when the ISS will pass over your location, all you need to do a few minutes before the pass is go outside and start looking in the right direction of the sky.

The International Space Station always passes over starting from a westerly part of the sky, but not always from the same point. It can be low on the horizon for some passes and very high others. Most of the apps or websites will tell you what direction in the sky the pass will start and end and how many degrees above the horizon the starting and ending points are. Also included are the highest altitude the ISS will be. For example, if the maximum elevation is listed as somewhere between 74-90 degrees above the horizon, the ISS will be passing almost straight overhead (Just like you learned in geometry, 90 degrees would be straight up). If you aren’t sure about where to look, a good rule of thumb is that your fist outstretched at arm’s length is 10 degrees. If the ISS will be first be seen 40 degrees above the horizon, look four fist-lengths above the horizon. Check apps and websites for where and what track the ISS will take on each individual pass.

When the station passes over it will travel from a westerly direction, heading in an easterly direction. An average good pass can last about 5 minutes.

The ISS looks like an incredibly bright, fast-moving star and can be mistaken for an aircraft. However, the ISS has no flashing lights and it can be much brighter. It seemingly just glides across the sky.

Short passes can last a few seconds to a few minutes and you can see the international space station slowly move into the Earth’s shadow, good bright passes will show the ISS moving across the sky from horizon to horizon.

ISS long exposure photograph over Donnington Castle UK Credit: www.Perfexion.com

The International Space Station usually takes around 90 minutes to orbit our planet, so if you’re really lucky you can get two, or maybe even three or four passes in an evening or morning.

Not only can you see the ISS in the evening but you can also see it in the mornings as both the ISS and Sun are in the ideal position to illuminate the spacecraft at this time. The light we see from the ISS is reflected sunlight.

You can’t watch the ISS pass over during the middle of the day because in the daytime the sky is too bright (although some people with specialized equipment have seen it) and you cannot see the space station in the middle of the night, as it is in the Earth’s shadow and no light is being reflected from it.

The position that the ISS will be in the sky changes every night. The space station does not take the same track or orbital path for each orbit and this change provides good visible passes roughly every 6 weeks in each location on Earth.

Occasionally if a spacecraft such as a Soyuz crew capsule or a Progress resupply vehicle has been sent to the ISS, you will see objects preceding or trailing the station as it moves across the sky. These can either be very close to the station or the distance between the objects can be measured in minutes. To check if there are any other spacecraft with the international space station during a pass, use the pass prediction app, or the Heaven’s Above Site.

Seeing the ISS is an incredible sight! Just remember there are people on board that fast moving point of light!

Good luck!
ISS long exposure photograph Credit: Mark Humpage


How many stars can be seen naked eye from outside the atmosphere? How dense is the &ldquosky&rdquo from there? - Astronomía

The Earth has a unique
solar system. It has an
oxygen rich atmosphere
and has liquid water.
These factors have
enabled the Earth to
evolve life, in all its
many forms. La tierra
is 149.6 million km,
93 million miles from
the sun. It takes the
earth 365.25 days to
rotate around the sun.
The oldest rocks
found in the earths
crust date to about
3,900 million years ago.
The Earths age is about
4,600 million years.
Its surface area is
510 million km squared.
(317 million sq miles The
oldest evidence of life is
3,500 million years ago.
The number of living species
is at least 10 million.

The Earths moon, is 0.012
the size of the Earth. Eso
has no air and its surface
is scarred by craters.
Its surface area is abou
t the size of North and South America.

The moons gravitational
pull is responsible
for our seas and oceans tides

The first successful lander on the moon was Luna 9 in 1966

"That one small
step for man, one

The volume between objects in the universe.

"The starry cape of heaven."

The first man in space was
Yuri Gagarin (USSR)
on 12 April 1961.
His flight lasted
1 hour 48 minutes.

The first American in
space was John Glenn on
20 February 1962 his
flight lasted 4 hours 55 minutes.

The first space walk
was by Alexei Leonov (USSR)
3 July 1974 .

CLick here to hear Neil Armstrong

The youngest person in space so far was Gherman Stepanovich (USSR) aged 25 on 6 August 1961.

The first moon landing
was by Apollo 8 (USA)
16 July 1969.

The first men on
the moon were
Neil Armstrong
and Buzz Aldrin.

First Briton in space was Helen Sharman on 18 May 1991.

The first woman in space was Anna Fisher (USA) 8 November 1984.

First Woman space walker was Svetlana Savitskaya (USSR)
17 July 1984.

"Bright star, would I were steadfast as thou art-
Not in lone splendour hung aloft the night."

Mars is 0.107 the size of our Earth. It averages 227.9 km/141.6 million miles away from the sun.

It was named after the Roman God of war because of its colour of blood.

It may be smaller than the earth, but it turns on its axis much more slowly. A day on Mars is only 41 minutes longer than ours. However its orbital period is 687 Earth days.

Mars has two small moons Phobos and Deimos.

Phobos means "fear" and Deimos means "terror".

Phobos orbits Mars every 7 hours and 40 minutes.

Deimos however takes longer at 30 hours.

Mars soil contains
the following elements:

Escape velocity
To escape the pull
of the earths gravitational
pull a rocket needs
to achieve a speed
of 40,000km/h (24,840 mph).

Jupiter is the largest of the planets. It is 318 times the size of Earth.

It can be seen with the naked eye.

It has 16 moons, and is on average 778.3 million km from the sun (483.7 million miles).

It has a rock core but mostly consists of gas in various states. A giant wind system gives the planet a banded look. Some of the winds move at up to speeds of several hundred kilometers per hour.

It is also the fastest spinning planet.

Venus is 0.81 times the
size of the Earth.
It averages 108.2 million km,
67.2 million miles
from the sun. Venus
shines brightly in the
sky and has often been
called the evening star.

Its atmosphere is made
up of sulphuric acid
and there is extreme
heat and pressure.
..not very nice!

Jupiter has many moons. Their orbital periods vary from 0.295 days to 758 days!!

Europa: has sufficient internal heat to have liquid water seas beneath its surface.

Io: Looks orange because of debris on the surface. It has the first active volcanoes to be discovered outside of Earth.

Ganymede: the largest moon in the solar system. It is larger than mercury and Pluto.

The Voyager probe took over 30,000 images of Jupiter and its moons.

Saturn is famous for its rings.
Saturn has many moons,
more than any other planet.
at least 18. It is 95
times the size of Earth,
and averages 1,427 miles
away from the sun
(886.9 million miles)

Saturn's rings are made
of dust particles
and ice covered rock
particles. They are less
than 200m (656 ft) thick,
but over 270,000 km
(167,800 miles)
in diameter.

Saturn has three moons
that share the same
orbit- Tethys, Telesto
and Calypso.

Neptune is named after the Roman God of the Sea.

Neptune is 17 times larger than the Earth. and has 8 moons. The moons and its rings were discovered by the Voyager 2 probe.

Mercury is only 0.055 the size of the Earth. It is on average 57.9 million km, 36 million miles away from the sun.

It is named after the messenger of the Roman Gods because it travels quickly across the night sky.

A day on Mercury lasts 176 earth days. However a year on Mercury only lasts 88 Earth days as that is the time it takes to orbit the sun.

Uranus is 14.5 times the size of Earth. It is 2,871 million km , 1,184 miles, from the sun. It is called after Urania, the ancient Greek muse of astronomy.

Its moons are named after characters from Shakespeare plays.

It has about 15 moons and more may yet be discovered.

"Slowly, silently, now the moon,
Walks the night in her silver shoon."

Walter de la Mare 1873-1956

Pluto is 0.002 the size of the Earth. It is 5,913.5 million km, 3,675 million miles from the sun.

Pluto has one large moon called Charon.

The oldest existing observatory was built in Southern Korea in 632 AD.

A streak of light in the sky caused by a rock or dust particle burning up in the Earth's atmosphere.

Asteroids are chunks of rock that orbit the sun. The first ever discovered was Ceres which has a diameter of 933 km, 580 miles.

It is only a matter of time before the earth is again struck by an asteroid.

The largest meteor to hit the Earth weighed about 60 tonnes, it fell at Hoba West in Southern Africa.

Most meteorites that land on Earth are "stones"

Tsar Alexander of Russia had a sword made from an iron meteorite last century.

The Hubble Space Telescope uses a large mirror to collect light. It is then directed into one of the scientific packages by use of another mirror. Because it is in space and above Earths atmosphere it can see much further and clearer than telescopes on Earth

An infinitely dense object caused initally by the collapse of a star. Its gravity is so strong that even light cannot escape.

A stage in the life cycle of many stars when they get larger and start converting helium to carbon

The collapsed core of a sun-sized star.

"The spacious firmament on high,
All the blue ethereal sky,
And spangled heaven, a shining frame,
Their great original proclaim!"


Moon and Star Point Way to See Saturn Tonight

A comment I frequently hear from those who have just purchased a telescope is this: "I’ve seen the moon and a few planets … Venus, Jupiter and Mars … but I can never find Saturn. I’d really like to see the famous rings that encircle it, but I can never seem to readily identify it."

It's a valid complaint, but this week you may have a chance to see the ringed planet for yourself, weather permitting.

Unlike Venus and Jupiter which can be immediately identified by their great brilliance, or Mars by its distinctive fiery orange color, to the naked eye there really isn’t anything distinctive about Saturn. It appears as a bright "star" shining with a steady, sedate yellow-white glow, but it really isn't all that eye-catching.

Indeed, many night sky neophytes to astronomy may have passed over it visually without knowing exactly what it is. Some nearby benchmark would certainly help to guide one to it. On Wednesday night (July 25), you’ll have two benchmarks to lead you to the solar system's "lord of the rings."

As a preview to Wednesday's night sky Saturn hunt, the online Slooh Space Camera, which offers remote-telescope views of the night sky, will webcast live views of Saturn, Mars, the moon and the star Spica from its Canary Islands Observatory off the west coast of Africa. The webcast begins at 5 p.m. EDT (2 p.m. PDT, or 2100 GMT) and can be accessed here: http://www.slooh.com.

How to spot Saturn

As darkness falls, look toward the west-southwest sky. Roughly one-quarter up from the horizon to the point overhead will be the moon, just hours from attaining its half or first quarter phase. To the moon’s upper right you’ll see two bright star-like lights.

The lower one (the one closest to the moon) is actually a star &mdash the bluish first magnitude star, Spica in the constellation of Virgo. Spica ranks 16th among the brightest stars in the sky. The light you see coming from Spica started on its journey to Earth 260 years ago, when Benjamin Franklin was dabbling with electricity and the Liberty Bell arrived in Philadelphia.

Above Spica , the "star" farthest from the moon and shining sedately with a yellow-white hue is &mdash you guessed it &mdash Saturn. It shines just a bit brighter than Spica.

With the planet properly identified, night sky observers with a telescope can try it out on Saturn, which is sometimes referred to as one of the grandest sights of the night sky.

In order to see Saturn's magnificent rings, you’ll need an eyepiece magnifying at least 30-power. If you have a 2.4-inch telescope, your best view of Saturn will come at 60-power. With a 3-inch telescope, try 75-power with a 6-inch, 150-power is a good choice.

Right now, the north side of the rings are tilted nearly 13 degrees toward Earth. They haven’t been this wide-open in five years, so now is a good time to check them out.

More night sky treats near Saturn

Something else to look for is a small star roughly four ring-lengths from Saturn. That’s not a star, however, but Saturn’s largest moon Titan,the only natural satellite known to have a dense atmosphere, and the only object other than Earth for which clear evidence of stable bodies of surface liquid has been found.

During the next several weeks, there is another planet in the night sky to seek out. The planet Mars, which currently sits about 10 degrees (the width of your clenched fist held at arm’s length) to the west (or right) of Spica and Saturn, will be approach and in mid-August they’ll make for an eye-catching configuration in our early evening sky.

Editor's note: If you snap an amazing photo of Saturn the moon and Spica that you'd like to share for a possible story or image gallery, send images and comments to managing editor Tariq Malik at [email protected]

Joe Rao serves as an instructor and guest lecturer at New York's Hayden Planetarium. He writes about astronomy for The New York Times and other publications, and he is also an on-camera meteorologist for News 12 Westchester, New York.


Nuclear fusion reaction pathways

A variety of nuclear fusion reactions take place in the cores of stars, that depend upon their mass and composition. When nuclei fuse, the mass of the fused product is less than the mass of the original parts. This lost mass is converted to electromagnetic energy, according to the mass&ndashenergy equivalence relationship mi = mc 2 . [1]

The hydrogen fusion process is temperature-sensitive, so a moderate increase in the core temperature will result in a significant increase in the fusion rate. As a result, the core temperature of main sequence stars only varies from 4 million kelvin for a small M-class star to 40 million kelvin for a massive O-class star. [126]

In the Sun, with a 10-million-kelvin core, hydrogen fuses to form helium in the proton&ndashproton chain reaction: [153]

4 1 H &rarr 2 2 H + 2e + + 2&numi(2 x 0.4 MeV) 2e + + 2e &minus &rarr 2&gamma (2 x 1.0 MeV) 2 1 H + 2 2 H &rarr 2 3 He + 2&gamma (2 x 5.5 MeV) 2 3 He &rarr 4 He + 2 1 H (12.9 MeV)

These reactions result in the overall reaction:

4 1 H &rarr 4 He + 2e + + 2&gamma + 2&numi (26.7 MeV)

where e + is a positron, &gamma is a gamma ray photon, &numi is a neutrino, and H and He are isotopes of hydrogen and helium, respectively. The energy released by this reaction is in millions of electron volts, which is actually only a tiny amount of energy. However enormous numbers of these reactions occur constantly, producing all the energy necessary to sustain the star's radiation output. In comparison, the combustion of two hydrogen gas molecules with one oxygen gas molecule releases only 5.7 eV.

Minimum stellar mass required for fusion
Element Solar
masses
Hydrogen 0.01
Helium 0.4
Carbón 5 [154]
Neon 8

In more massive stars, helium is produced in a cycle of reactions catalyzed by carbon called the carbon-nitrogen-oxygen cycle. [153]

In evolved stars with cores at 100 million kelvin and masses between 0.5 and 10 METRO, helium can be transformed into carbon in the triple-alpha process that uses the intermediate element beryllium: [153]

4 He + 4 He + 92 keV &rarr 8* Be 4 He + 8* Be + 67 keV &rarr 12* C 12* C &rarr 12 C + &gamma + 7.4 MeV

For an overall reaction of:

In massive stars, heavier elements can also be burned in a contracting core through the neon-burning process and oxygen-burning process. The final stage in the stellar nucleosynthesis process is the silicon-burning process that results in the production of the stable isotope iron-56, an endothermic process that consumes energy, and so further energy can only be produced through gravitational collapse. [153]

The example below shows the amount of time required for a star of 20 METRO to consume all of its nuclear fuel. As an O-class main sequence star, it would be 8 times the solar radius and 62,000 times the Sun's luminosity. [155]

Fuel
material
Temperatura
(million kelvins)
Density
(kg/cm 3 )
Burn duration
(&tau in years)
H 37 0.0045 8.1 million
Él 188 0.97 1.2 million
C 870 170 976
Ne 1,570 3,100 0.6
O 1,980 5,550 1.25
S/Si 3,340 33,400 0.0315 [156]