Астрономия

Сколько звезд можно увидеть невооруженным глазом из-за пределов атмосферы? Насколько плотно оттуда «небо»?

Сколько звезд можно увидеть невооруженным глазом из-за пределов атмосферы? Насколько плотно оттуда «небо»?


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.

Когда мне было 20, я поехал с друзьями на Наксос (Греция). Я ехал на своей машине ночью на горе Зевс (1003 метра - 3291 фут), слушая Pink Floyd.

Там мы остановили машину, чтобы прогуляться, посмотрели вверх и… уууууууууууууууууууууууууууууууууууууууууууууууууууууууууууу!

Небо было густым! Полный звезд. Мы не знали, что это могло быть так.

У меня вопрос:

  • Насколько плотно глубокое небо за пределами атмосферы?
    • Например, на МКС в ночное время (Земля, закрывающая Солнце), глядя на глубокое небо, сколько звезд вы можете увидеть? Я видел много снимков звезд, сделанных телескопом Хаббла), но я не думаю, что это можно сравнивать, верно?

В зависимости от вашего зрения самые тусклые звезды, которые вы можете увидеть в идеальных условиях, имеют видимую величину (яркость) 6-6,5 (хотя некоторым людям удалось увидеть звездную величину-7). Согласно этому сайту, это означает около 10 000 звезд.

Что касается того, как это будет выглядеть, я видел небо из стратосферы (примерно в 3 милях вверх, в самолете, где гораздо меньше атмосферы, о которой нужно беспокоиться, и нет светового загрязнения), и это сюрреалистическое зрелище - с небо абсолютно усеяно звездами. Однако это не совсем похоже на изображение Хаббла - эти более тусклые звезды очень мало цвета, и Хаббл имеет тенденцию фокусироваться на более узких полях зрения при более высоком увеличении.


Вы спросили: Например, на МКС ночью (Земля, закрывающая Солнце) глядя на глубокое небо, сколько звезд вы можете увидеть?

Ответ - 0 (на МКС-ночь) и 1 (на МКС-день), что называется Солнцем. Ну, это то, что говорят НАСА, посетители МКС, астронавты «Аполлона», видеозаписи выходов в космос на МКС и другие снимки, сделанные НАСА. Нет никаких фотографий или видео, сделанных с МКС, которые показывают более одной звезды, которая известна самой близкой.

Интересно, что был один русский астронавт (не на МКС, а на одном из первых российских космических кораблей), который увидел в космосе нечто иное. Он видел небо, полное звезд и свет от них (я постараюсь найти вам ссылку позже).

Напрашивается очевидный вывод. Вы знаете, что это такое, и это не имеет ничего общего с оптическими эффектами, физикой света или тем, как работает ваше глазное яблоко.


Звезды видно из космоса.

Астронавты, такие как Джеймс Рейли, описывают видение звезд в космосе. В видео он отмечает, что звезды в космосе не мерцают и что звезд видно больше по сравнению с Землей (он фактически описывает, что видел «буквально миллионы», но это, очевидно, преувеличение). Он отмечает, что бывает сложно выделить созвездия, поскольку видны многие из более тусклых звезд.

На самом деле видно несколько тысяч звезд, но это зависит от остроты вашего зрения и ваших навыков наблюдения, поэтому точное число назвать невозможно.

Если вы привыкли к типичному загрязненному светом небу, то увидеть звезды на действительно темном небе будет довольно впечатляюще.


Рентгеновское исследование всего неба обнаружило самый большой из когда-либо виденных остатков сверхновой

В нашем небе отсутствуют сверхновые звезды. Звезды живут миллионы или миллиарды лет. Но, учитывая огромное количество звезд в Млечном Пути, мы все равно должны ожидать этих катастрофических звездных смертей каждые 30-50 лет. Некоторые из этих взрывов будут в пределах досягаемости Земли. Нова от латинского значения "новый". За последние 2000 лет люди видели около семи «новых» звезд, появившихся на небе, некоторые из которых достаточно ярки, чтобы их можно было увидеть днем, пока они не погасли после первоначального взрыва. Хотя мы не видели появления новой звезды в небе более 400 лет, мы можем видеть последствия с телескопами - остатки сверхновых (SNR) & # 8211 горячие расширяющиеся газы звездных взрывов. ОСШ видны за 150 000 лет до исчезновения в Галактике. Итак, подсчитав, в нашем небе должно быть около 1200 видимых ОСШ, но нам удалось найти только около 300. Так было до тех пор, пока недавно не было обнаружено & # 8220Hoinga & # 8221. Названный в честь родного города первого автора, ученого Вернера Беккера, исследовательская группа которого нашла ОСШ с помощью рентгеновского обзора всего неба eROSITA, Хоинга является одним из самых больших ОСШ, когда-либо наблюдавшихся.

Составное рентгеновское (розовый) и радио (синий) снимок Хоинга. Рентгеновские лучи, обнаруженные eROSITA, испускаются горячими обломками взорвавшейся звезды-прародителя. Радиоантенны на Земле обнаруживают излучение электронов во внешней оболочке сверхновой
Предоставлено: eROSITA / MPE (рентген), CHIPASS / SPASS / N. Херли-Уокер, ICRAR-Curtin (Радио)

Скрытый гигант

Хоинга большой. Действительно большой. SNR охватывает 4 градуса неба - в восемь раз шире, чем полная луна. Возникает очевидный вопрос - как астрономы могли еще не найти что-то ТАКОЕ огромное? Хоинга - это не то место, где мы обычно ищем сверхновые. Большинство наших поисков по SNR сосредоточено на плоскости Галактики в направлении ядра Млечного Пути, где мы ожидаем найти самую плотную концентрацию старых и взорвавшихся звезд. Но Хоинга был найден на высоких широтах вне плоскости Галактики.

Кроме того, Хоинга прячется в небе так как он такой большой. В этом масштабе SNR трудно отличить от других крупных структур из пыли и газа, которые составляют Галактику, известной как & # 8220Galactic Cirrus & # 8221. Это похоже на попытку увидеть отдельное облако в пасмурном небе. Галактический циррус также затмевает Хоингу в радиосвете, который часто используется для поиска ОСШ, заставляя Хоингу скрываться на заднем плане. Ссылаясь на более ранние обзоры неба по радио, исследовательская группа определила, что Хоинга имел наблюдался раньше, но никогда не был идентифицирован как SNR из-за его сравнительно слабого свечения в радио. Здесь eROSITA имеет преимущество, поскольку видит рентгеновские лучи. Хоинга светит ярче в рентгеновском свете, чем Галактический Перистый круг, что позволяет ему выделяться на фоне обнаруживаемой Галактики.

Цветное изображение первого рентгеновского обзора всего неба, проведенного eROSITA в течение шести месяцев (красный: 0,3-0,6 кэВ, зеленый: 0,6-1 кэВ, синий: 1-2,3 кэВ). (Примечание 0,1 кэВ соответствует температуре газа около 1,1 миллиона градусов). Эти центральные пузыри, поднимающиеся из центра Млечного Пути (синяя полоса посередине), также были главными открытиями eROSITA прошлой активности в центре нашей галактики тысячелетия назад. . кредит на аккаунт eROSITA в Твиттере

Прародитель

Когда звезды стареют, сжигая свой запас водородного топлива, они заканчивают свою жизнь по-разному, в зависимости от своей массы. Звезды с меньшей массой, такие как наше Солнце, раздуваются до красных гигантов, в конечном итоге сбрасывая свои внешние слои в космос. Израсходованное ядро ​​звезды обнаружено под слоями сарая - сильно сжатый горячий светящийся шар размером с Землю, известный как белый карлик. По сути, это алмаз из горячего космоса размером с планету. Никакого драматического взрыва. Они охладятся эоны, чтобы стать «черным карликом». Удивительно, но сама Вселенная еще недостаточно стара, чтобы любой белый карлик полностью охладился до черного карлика. еще. Так заканчивают свою жизнь 99% звезд. Тем не менее, белые карлики иногда могут создавать сверхновые.

Белые карлики не генерируют новую энергию, а отводят остаточное тепло в космос. Однако, если гравитация запутана в двойной паре с другой звездой, материал звезды-компаньона может быть затянут на белый карлик. Если белый карлик собирает достаточно материала, чтобы пересечь критический порог в 1,44 массы Солнца (масса нашего Солнца), происходит реакция «убегания», когда большая часть сверхплотной звезды подвергается одновременному ядерному синтезу & # 8230 всего за несколько секунд. . Температура взлетает до миллиарды градусов (ядро нашего Солнца - прохладные 15 миллионов для сравнения), и звезда достигает того, что астрономы спокойно называют «развязывающей энергией» - БУМ! Сверхновые звезды от белых карликов классифицируются как сверхновые типа Ia.

Остаток сверхновой G299 также является продуктом взрывающейся звезды белого карлика, которая взорвалась около 4500 лет назад. кредит НАСА Рентгеновская обсерватория Чандра

Напротив, 1% самых массивных звезд становятся сверхновыми сами по себе, без необходимости в спутнике для получения материала. Эти звезды взрываются и создают экзотические объекты в виде черных дыр или пульсаров - супер-супер-плотный объект массой в несколько масс Солнца, втиснутый в сферу 15 км. Взрывы массивных звезд известны как «сверхновые звезды с коллапсом ядра» или типа II. Пульсары и черные дыры являются источниками рентгеновских лучей в окружающем SNR. Однако в Хоинге нет центрального рентгеновского объекта. Есть 11 рентгеновских «точечных источников» (не диффузный газ, а концентрированные точки энергии), видимых «внутри» ОСШ Хоинга, которые могут быть пульсарами или черными дырами. Однако эти источники кажутся на переднем плане или на заднем плане. В отсутствие центрального рентгеновского источника вполне вероятно, что звезда-прародитель Хоинга была белым карликом. В отличие от массивной звезды, взрывающейся и оставляющей после себя ядро, которое становится пульсаром или черной дырой, белый карлик было оставшееся ядро ​​звезды. Когда он взрывается, точечный источник уничтожается.

В свет

Определение других характеристик Хоинга затруднено, потому что отношение сигнал / шум находится за пределами галактической плоскости, вдали от других объектов, которые мы можем использовать для справки. Когда ОСШ расположены в галактической плоскости, они окружены пульсарами, расстояние до которых легче измерить, чем диффузные газовые облака. В пределах 20 градусов от Хоинга на небе нет известных пульсаров. Затем исследовательская группа обеспечивает измерение расстояния в сравнении с другими известными SNR.

В областях космоса, таких как Магеллановы Облака & # 8211, галактики-спутники Млечного Пути с массивными областями звездообразования & # 8211, мы видим SNR с такой же яркостью и формой, что и Хоинга, с известными расстояниями. Изучая сходства и контрасты, исследователи пришли к выводу, что расстояние до Хоинга должно быть не менее 450 парсеков (около 1470 световых лет). Мы также знаем, что большинство наблюдаемых ОСШ с формой Хоинга & # 8217s не больше 100 пк (326 световых лет) в диаметре. Знание того, насколько велико ОСШ, также дает нам ключ к разгадке его расстояния, из которого можно предположить, что Хоинга находится на расстоянии не более 1200 парсеков (3900 световых лет). Итак, теперь у нас есть максимальное и минимальное расстояние.

Область, окружающая Хоинга после заражения источников удаленными фоновыми объектами, более близкие объекты переднего плана и галактический & # 8220Cirrus & # 8221 отфильтровываются из изображения. Хоинга - объект в форме полумесяца на правом изображении. Ярко-желтая точка в правом верхнем углу - это далекое скопление галактик Гидра A, которое находится на расстоянии почти миллиарда световых лет c. Беккер и др. 2021 г.

Исследователи также могут сделать вывод о расстоянии на основе наблюдений до другой очень известной сверхновой звезды под названием Вела. Вела взорвалась около 12000 лет назад, создав пульсар. Полученное ОСШ - одно из самых невероятных изображений космоса, которые я когда-либо видел. Зная, насколько яркая Вела, мы можем сравнить два остатка в качестве еще одной точки данных, чтобы сузить наш диапазон 450–1200% и определить, что Хоинга, вероятно, находится в 500% (1630 световых лет) от Земли.

Энергия в темноте

Компания eROSITA сделала открытие Хоинга всего за один проход своего рентгеновского исследования всего неба, что дало надежду на то, что можно будет найти еще больше скрытых SNR. Устройство сканирует все небо со скоростью 0,025 градуса каждую секунду, выполняя сканирование каждые шесть месяцев. Запущенное в июле 2019 года, первое сканирование было завершено 12 июня 2020 года, при этом в общей сложности было запланировано восемь опросов на 4 года. eROSITA сама по себе является основным прибором на борту российско-германской миссии «Спектр-Рентген-Гамма» или «SGR», запущенной с космодрома Байконур, Казахстан. В то время как несколько миссий выполняют съемку всего неба, SGR была первой, кто выполнил съемку всего неба в рентгеновских лучах.

Помимо поиска сверхновых, SGR наблюдает за движением скоплений галактик, чтобы получить представление о «Темной энергии» - малоизученной силе, которая, как считается, является причиной расширения Вселенной. Как и будущий космический телескоп Джеймса Уэбба, SGR не вращается вокруг Земли, а скорее припаркован в «L2» или в Лагранже 2, своего рода гравитационном кармане, созданном взаимодействием Земли, Солнца и Луны (представьте это как вращающиеся водовороты в воде, которые следуют за вами в лодке. Если пена или мусор попадут в водоворот, они пойдут вместе с вами в поездку). Поскольку рентгеновские лучи поглощаются атмосферой Земли, лучше разместить рентгеновский телескоп в космосе, где обитает SGR.

Вырез из увеличенного изображения обзора всего неба SRG / eROSITA сверху. Отмечен остаток сверхновой звезды Хоинга. Большой яркий источник в нижнем квадранте изображения принадлежит остатку сверхновой «Вела». Цвета изображения соотносятся с энергиями обнаруженных рентгеновских фотонов. Красный цвет соответствует диапазону энергий 0,3-0,6 кэВ, зеленый - 0,6-1,0 кэВ, а синий - 1,0-2,3 кэВ. Изображение и текст предоставлены. SRG / eROSITA

С каждым проходом обзора All-Sky будет открываться больше деталей о таких объектах, как Hoinga. В сочетании с другими текущими обзорами всего неба и гигантскими проектами новых телескопов мы собираем больше данных о небе, чем когда-либо прежде. Скорее всего, мы найдем намного больше SNR и больше интересных вещей о Вселенной, которые в конечном итоге помогут нам понять самих себя. Сверхновая сделала нас! Звезды собирают элементы тяжелые, как никель и железо, но все, что тяжелее их в периодической таблице, создается этими звездными взрывами, которые затем засевают сырье нашего существования через Космос. У нас есть доказательства того, что наша Солнечная система была обогащена обломками сверхновых еще 4,567 миллиарда лет назад. Увидеть остатки этих взрывов - значит лучше узнать силы, которые привели нас к существованию.

Следуйте за Мэттью в Twitter и Instagram, чтобы узнать больше SPAAAACE


Сколько звезд во Вселенной?

На Земле в безоблачную ночь, когда солнечный свет не затмевает звезды, невооруженным глазом можно увидеть от 2000 до 3000 звезд. Они заполняют ночное небо, и их невозможно сосчитать без использования какого-либо инструмента. Количество звезд, которые люди видят каждую ночь, меняется по мере того, как Земля вращается вокруг Солнца. Поскольку Земля представляет собой шар, люди в северном полушарии не видят те звезды, которые видят люди, живущие в южном полушарии. Если смотреть с Земли, кажется, что звезды мерцают, а свет вокруг них танцует. Это связано с атмосферой Земли, а не потому, что звездный свет действительно искрится. Вблизи звезды - очень большие и светящиеся шары из сжатого водорода и гелия. Солнце, которое является единственной звездой, существующей внутри Солнечной системы, не блестит так, как звезды, из-за своей близости к Земле.

На расстоянии миллиардов световых лет от нас невозможно сосчитать количество звезд, окружающих Землю и Солнечную систему. Они бывают разных размеров и цветов. Их размеры колеблются от 20 километров до 0,9 миллиарда километров. Считается, что они были частью Вселенной 10 миллиардов лет назад или, возможно, примерно того же возраста, что и Вселенная. Новые звезды все еще могут рождаться, а те, что существуют сейчас, все еще продолжают развиваться и меняться с течением времени. За пределами Солнечной системы находится около 100 миллиардов звезд, которые сгруппированы и удерживаются вместе благодаря своей гравитации внутри Млечного Пути, который является галактикой, в которой расположена Солнечная система.

Считается, что звезда образуется внутри галактики из молекулярного облака, которое состоит в основном из водорода, примерно 25% гелия и некоторых более плотных элементов. Взрыв или столкновение вызывают гравитационную нестабильность внутри облаков, и по мере того, как это продолжается, облако достигнет минимальной плотности, необходимой для того, чтобы формация начала коллапсировать под действием собственной гравитационной силы. Когда он схлопывается, гравитационная сила преобразуется в тепло, что придает формации чрезвычайно высокую температуру. Когда она достигает равновесия или гидростатического баланса, в середине образуется протозвезда, которая часто окружена протопланетным диском. Это только начало, звезда будет продолжать развиваться через несколько миллионов лет и в конечном итоге вымрет или рухнет.

Когда Вселенная была впервые сформирована, около 13 миллиардов лет назад, считается, что Вселенная расширилась из горячего и плотного состояния и привела к образованию галактик. Каждая галактика, возможно, состоит из миллионов скоплений звезд разных типов. Каждую галактику можно сравнить с мешком, полным гороха. Считается, что вся Вселенная имеет ширину 93 миллиарда световых лет, а это означает, что есть невероятно большое пространство, которое нужно заполнить. Предполагается, что внутри наблюдаемой Вселенной существуют миллиарды галактик. Это миллиарды триллионов звезд. Вселенная подобна футбольному полю, а Земля - ​​микроскопической пыли. И его может быть больше за пределами и без того огромного пространства, которое люди могут сейчас наблюдать.


Ближайшие звезды

Однако позиции близлежащие звезды на самом деле движутся на крошечные величины, и если мы сможем измерить это видимое движение, мы сможем вычислить расстояние до этих звезд, используя простую тригонометрию.

Используя VLTI в ближнем инфракрасном свете, астрономы наблюдали 92 близлежащие звезды исследовать экзозодиакальный свет от горячей пыли вблизи их обитаемых зон. И они обнаружили яркий зодиакальный свет, светящийся вокруг девяти из них - HD 2262, HD 7788, HD 14412, HD 20794, HD 28355, HD 39060, HD 104731, HD 108767 и HD 210302.

Ближайшие звезды
Лаланд 21185 - самый яркий красный карлик, видимый из северного полушария, и четвертая система, ближайшая к Солнцу после Альфы Центавра 3, звезды Барнарда и Волка 359. Звезда находится всего в 8,3 световых годах от нас в созвездии Большой Медведицы.

Большинство звезд очень тусклые. 76% звезд - красные карлики (спектральный класс M). В пределах 5 парсеков (16,3 световых года) от Солнца находятся 62 звезды. Большинство из них настолько тусклые, что их невозможно увидеть невооруженным глазом. Видны только 9 из 62 звезд.
Другие звезды.

по яркости, спектру и расстоянию
Следующие коричневые карлики расположены в пределах 20 световых лет или 6,1 парсеков от Солнца.

выбрано в обзоре высоких собственных движений фотометрией DENIS p. 491
К. Рейл, А. С. Робин, Р.-Д. Шольц и М. Ирвин
DOI:.

[редактировать]
На этой карте показаны все звездные системы в пределах 14 световых лет от Солнца (показаны как Солнце), за исключением коричневых карликов, открытых после 2009 года. Двойные и тройные звезды показаны "сложенными", но истинное местоположение - звезда, ближайшая к центральная плоскость. Цвет соответствует приведенной выше таблице.

, Звезда
Типография правительства США. "Яркие звезды, J2000.5." Астрономический альманах за 2000 год. Вашингтон, округ Колумбия: Департамент военно-морского флота, Военно-морская обсерватория, Управление морского альманаха, стр. H2-H31, 2000.

которые закончили свою жизнь в сверхновой, могут послать ударную волну, стимулирующую коллапс
Волны плотности внутри галактики распространяются через спиральные структуры, которые могут стимулировать коллапс.
Столкновения галактик могут создавать огромные гравитационные силы, воздействующие на близлежащие облака.

имеют относительно большие собственные движения, и, собственно, именно так обычно и находили эти звезды. Более далекие звезды имеют меньшее собственное движение, поэтому далекие звезды можно рассматривать как «неподвижные». .

, мы можем измерить видимый сдвиг в их положениях, когда Земля вращается вокруг Солнца. Ранее мы писали, что объект должен находиться на расстоянии 206 265 а.е., чтобы иметь параллакс в одну угловую секунду. Это должно показаться очень странным числом, но вы можете понять, почему это правильное значение.

и Их движения от Вашингтонского университета содержит полезное объяснение параллакса и шкалы расстояний. На этом сайте также есть Java-апплет, который позволяет вам наблюдать параллакс в псевдотрёхмерном режиме и исследовать влияние изменяющихся факторов, таких как базовая линия орбиты.

были обнаружены с помощью тригонометрических параллаксов в конце 19 - начале 20 века, стало возможным изучение светимости звезд. Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Рассел нанесли звезды на карту яркости и температуры.

Каталог Gliese (Gl, Wo, GJ) Обычное название, данное трем каталогам

составленный W Gliese (а позже H Jahrei) в 1957, 1969 и 1993 годах. Третий каталог, в котором перечислены 3803 звезды в пределах 25 парсеков, был выпущен только в предварительной форме.

Более тусклые звезды в основном выбирались из-за необычных или интересных свойств: переменных, кратных звезд,

, и так далее. Спутник Hipparcos Спутник Hipparcos был экспериментом Европейского космического агентства по сбору значительно улучшенной информации о фундаментальных свойствах звезд.

с противоположных сторон земной орбиты. парсек (пк): расстояние, на котором объект будет иметь параллакс в одну угловую секунду. Примерно 3,26 световых года или около 206 265 астрономических единиц.

Яркая белая туманность в центре изображения светится из-за нагрева от

, в результате чего возникает так называемая эмиссионная туманность. То же самое верно для большей части многоцветного газа, преобладающего на всем изображении, включая голубоватую дугообразную деталь в правом нижнем углу.

Эпсилон Эридана и Тау Кита. С тех пор другие поиски, в основном ограниченные по продолжительности и сосредоточенные на звездах, похожих на Солнце, проводились безуспешно. В 1992 году было инициировано микроволновое исследование высокого разрешения (HRMS).

делает затмение очень заметным невооруженным глазом. Между первичными затмениями находится вторичное затмение, глубина которого составляет треть от глубины главного. Затмения быстро раскрывают свои секреты благодаря анализу изменений света и скорости движущихся по орбите звезд.

Стилизованная карта солнечной системы и

на фоне цвета индиго, в обрамлении стилизованных оливковых листьев и с полосой космического корабля типа НАСА, вращающейся вокруг него (конкретный дизайн менялся несколько раз на протяжении веков)
Первая столица:
Родденберри Хабитат, Веста, Главный пояс, Солнечная система
Ключевая дата:.

Наблюдая за этим параллаксом

против далеких звезд в течение года можно определить расстояние до звезды в единицах а.е. В астрономии у нас есть единица измерения, специально предназначенная для этого метода: парсек.

Пыль, выброшенная взорвавшейся звездой, поглощает скопление

на этом изображении в искусственных цветах, полученном с двух космических обсерваторий.

Летний треугольник также предоставляет полезные средства для поиска и идентификации многих других

и созвездия в летнем небе. Сюда входят Дельфин (Дельфин) и Стрелец (Стрела), которые в некоторой степени напоминают изображаемые ими существа / объекты.

были известны как Тианда цзянцзюнь, представляя великого полководца небес и десяти подчиненных ему офицеров.

"Стандартная" главная последовательность получается из H "R-диаграмм звезд, расстояние до которых можно измерить с помощью (геометрического) параллакса, поэтому метод спектроскопического параллакса калибруется с использованием

. Обратите внимание, что, используя этот метод, мы применяем «принцип посредственности», который мы обсуждали в главе 2.

Многие другие звездные каталоги были составлены для определенных категорий звезд, например, Каталог звезд.

(Гл, в честь составителя Вильгельма Глизе, 1915-93).

Астрономы используют тот же трюк, чтобы оценить расстояние до

. Точно так же, как ваши глаза разделены несколькими дюймами, нам нужно проводить наблюдения с помощью телескопов, которые находятся как можно дальше друг от друга, или проводить повторные наблюдения с помощью одного телескопа, который перемещается на большое расстояние.

Как только мы узнаем, насколько велика AU, вы можете начать определять расстояния до

и такие методы, как спектроскопический параллакс), затем расстояния до ближайших галактик (с использованием различных стандартных свечей,.

Параллакс - это очевидное возвратно-поступательное движение

в отношении более далеких звезд, вызванное изменением перспективы Земли на орбитах вокруг Солнца.

Звездное население, содержащее Солнце и большинство других

. Большинство ее звезд имеют масштабную высоту в 1000 световых лет и вращаются вокруг Галактики по довольно круговым орбитам. Возраст звезд тонкого диска колеблется от 0 до примерно 10 миллиардов лет.

Как обсуждалось в «Космической науке 21 века» (NRC, 1988), такой инструмент мог обнаруживать планеты земного типа вокруг

и, возможно, обнаруживать O3 при 10 мкм или O2 при 1 мкм в их атмосфере.

Находясь на далеких внешних участках этих орбит, гравитационное взаимодействие с

далее изменили свои орбиты, сделав их более круглыми.

Эмиссионные туманности состоят из ионизированного газообразного водорода, светящегося розоватым светом, вызванного излучением от

. Отражательные туманности Темные туманности - это плотные облака межзвездной пыли, которые скрывают за собой звезды - они выглядят как дыра в космосе.

Если Земля вращалась вокруг Солнца, то положения

по сравнению с фоном должен измениться. Однако первоначальные наблюдения не обнаружили такого движения.

Есть убедительные доказательства того, что объекты размером с Юпитер вращаются вокруг нескольких

Какие условия позволяют формироваться планетам земной группы? Кажется маловероятным, что Земля полностью уникальна, но у нас нет прямых доказательств того или иного.
Есть ли жизнь где-нибудь в Солнечной системе? Если нет, то почему Земля особенная?

Ван де Камп прибыл в 1937 году в обсерваторию Спраул колледжа Свортмор, где начал исследования.

с 24-дюймовым рефрактором. В течение следующих десятилетий он снял тысячи пластин звезды Барнарда (как я отмечаю в своей книге «Далекие странники: поиск планет за пределами Солнечной системы» [Copernicus, 2002]).

Только за последние 30 лет с использованием новых технологий астрономы получили более точные измерения расстояния до Бетельгейзе и других мест.

Почему SETI не концентрирует свои наблюдения на

и солнечные системы, которые мы открываем? (Новичок)
Могу ли я слушать радиосигнал SETI @ home? (Новичок)
Почему проект SETI ищет радиосигналы? (Средний) .

Конечно, дело не только в

можно было смотреть в телескоп. Фактически, основной движущей силой апертурной лихорадки является желание увидеть более тусклые и тусклые галактики и другие внегалактические объекты.

Однако черные дыры, которые активно питаются

или облака газа, падающие к их центру, часто будут окружены яркими дисками или струями. Астрономы могут обнаруживать и изучать черные дыры, обнаруживая эти диски и джеты.

В эмиссионных туманностях газ в облаках нагревается и ионизируется за счет

Диффузные туманности (иногда называемые яркими туманностями) покрывают протяженные области и не имеют четко определенных границ и подразделяются на отражательные или эмиссионные туманности отражательные туманности светятся отраженным от них светом.

На этом графике показано, как расстояния нескольких

изменится за период от 20 000 лет в прошлом до 80 000 лет в будущем. «0» - текущее время, расстояния даны в световых годах. Росс 128 приближается, как и Альфа Центавра.

вероятно, это Эта Киля, которая находится на расстоянии около 7000 световых лет от нас, и Бетельгейзе, которая находится на расстоянии около 800 световых лет. Эти две звезды не представляют для нас никакой опасности с точки зрения причинения вреда планете Земля.

Этот эффект можно использовать для измерения расстояний до

. Когда Земля вращается вокруг Солнца, ближайшая звезда будет двигаться на фоне более далеких звезд фона. Астрономы могут измерить положение звезды один раз, а затем еще раз через 6 месяцев и вычислить видимое изменение положения.

Ультрафиолетовый свет, исходящий от центральной звезды и других

Считается, что попадание льда в диск является причиной образования паровых облаков.

"Долгосрочные наблюдения Кека за колебанием

позволил обнаружить эту многопланетную систему, - сказал Марио Р. Перес, научный сотрудник программы Кека в штаб-квартире НАСА в Вашингтоне. - Кек снова доказал, что является прекрасным инструментом для научных исследований ».

Рассеянная туманность, сияющая в свете

который отражается частицами пыли, содержащейся в туманности. Самая яркая, самая известная и самая ранняя обнаруженная отражательная туманность - M78, первая из которых была идентифицирована как отражательная туманность - это отражательная туманность, связанная с Плеядами M45.

Радар - измерение расстояний в нашей солнечной системе
Параллакс - измерение расстояний до

Цефеиды - измерение расстояний в нашей Галактике и до ближайших галактик
Сверхновые - измерение расстояний до других галактик
Красное смещение и закон Хаббла - измерение расстояний до очень далеких объектов.

Обратите внимание, что этот список постоянно меняется по мере открытия астрономами.

со все более чувствительными детекторами в различных спектральных диапазонах, особенно в инфракрасном, где множество маленьких звезд излучают свою энергию. Напомним, что самые яркие величины - это самые большие отрицательные числа.

Его вращение по орбите вокруг Солнца показано ежегодным параллактическим смещением относительно

относительно фона более далеких звезд.

Эмиссионные туманности Эмиссионные туманности - это облака космического газа и пыли, нагретые

. Когда облака остывают, они начинают светиться (так же, как работает неоновый свет).
Экзопланета Внесолнечная планета (для краткости экзопланета) - это планета, вращающаяся вокруг звезды за пределами нашей Солнечной системы.

В основном это пыль, рассеивающая голубоватый свет от

потому что частицы пыли имеют размер, равный длине волны синего света. Затем есть темные туманности. Темные холодные облака совсем не светятся и не рассеивают заметное количество света.

ОТРАЖЕНИЕ Туманность
Отражательная туманность - это туманность, которая светится, когда пыль в ней отражает свет

. Эти туманности часто имеют голубоватый цвет, потому что синий свет отражается более эффективно, чем красный свет. Отражательная туманность окружает звездное скопление Плеяды.
.

Отклонения в собственных движениях - движениях относительно фона явно неподвижных далеких звезд - нескольких

указывают на то, что они могут сопровождаться темными планетоподобными телами, слишком тусклыми, чтобы их можно было увидеть непосредственно с Земли.
Выдержка из Британской энциклопедии без разрешения.

Отражательная туманность - туманность, которая светится от отраженного света

.
Отражающий или рефлекторный телескоп - телескоп, в котором для увеличения и фокусировки изображений используются зеркала вместо линз.

Некоторые из этих облаков поглощают тепло от

и свечение (эмиссионные туманности), некоторые отражают свет от звезд вокруг них (отражающие туманности), а некоторые блокируют свет от звезд или ярких туманностей позади них (поглощающие или темные туманности) и выглядят как темные пятна на фоне неба.

В 1990-х годах с Земли были проведены различные наблюдения за конечностью Тритона с использованием затенения

, что указывало на наличие атмосферы и экзотической поверхности. Наблюдения показывают, что атмосфера более плотная, чем показали измерения «Вояджера-2» [37]. .

Solar Motion - движение Солнца относительно

Солнечная туманность - вращающийся диск из газа и пыли, окружающий новообразованное Солнце, из которого сформировались планеты и более мелкие тела Солнечной системы.
Солнечный ветер - горячая плазма, истекающая от Солнца.

& # 9733 Правильное движение Небольшое изменение положения

из-за движения по линии прямой видимости (измеряется в угловых секундах в год).
& # 9733 Протопланета Этап формирования планеты, подразумевающий, что ее тело почти полноразмерно.

Эти модели показывают, что гравитационное взаимодействие с

а галактические приливы изменили орбиты комет, сделав их более круглыми.

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 universe, 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 neutron stars 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 Gravity).


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? - Астрономия

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. The Earth
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. Это
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 E = 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&nuе(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&nuе (26.7 MeV)

where e + is a positron, &gamma is a gamma ray photon, &nuе 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
Carbon 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 M, 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 M 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
Temperature
(million kelvins)
Density
(kg/cm 3 )
Burn duration
(&tau in years)
ЧАС 37 0.0045 8.1 million
He 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]