Astronomie

Combien d'étoiles peut-on voir à l'œil nu depuis l'extérieur de l'atmosphère ? Quelle est la densité du « ciel » à partir de là ?

Combien d'étoiles peut-on voir à l'œil nu depuis l'extérieur de l'atmosphère ? Quelle est la densité du « ciel » à partir de là ?

Quand j'avais 20 ans, je suis allé à Naxos (Grèce) avec des amis. Je conduisais ma voiture pendant la nuit sur le mont Zeus (1003 mètres - 3 291 pieds) en écoutant Pink Floyd.

Là-haut, nous avons arrêté la voiture pour faire une promenade, regardé au-dessus et… woooooooowwwwww!

Le ciel était dense ! Plein d'étoiles. Nous ne savions pas que cela aurait pu être comme ça.

Ma question est:

  • Quelle est la densité du ciel profond en dehors de l'atmosphère ?
    • Par exemple, sur l'ISS pendant la nuit (la Terre qui recouvre le Soleil) en regardant le ciel profond, combien d'étoiles pouvez-vous voir ? J'ai vu beaucoup de photos des étoiles prises par le télescope Hubble), mais je ne pense pas que cela puisse être comparé, non ?

Selon votre vue, les étoiles les plus faibles que vous pouvez voir dans un environnement parfait ont une magnitude apparente (luminosité) de 6 à 6,5 (bien que certaines personnes aient réussi à voir la magnitude 7). Selon ce site, cela se traduit par environ 10 000 étoiles.

Quant à savoir à quoi cela ressemblerait, j'ai vu le ciel depuis la stratosphère (à environ 3 miles de haut, dans un avion, où il y a beaucoup moins d'atmosphère à craindre et aucune pollution lumineuse), et c'est un spectacle surréaliste - avec le ciel absolument jonché d'étoiles. Cependant, cela ne ressemble pas tout à fait à une image de Hubble - il y a très peu de couleur dans ces étoiles plus faibles, et Hubble a tendance à se concentrer sur des champs de vision plus étroits, à un zoom plus élevé.


Vous avez demandé : Par exemple, sur l'ISS pendant la nuit (la Terre qui recouvre le Soleil) en regardant le ciel profond, combien d'étoiles pouvez-vous voir ?

La réponse est 0 (à ISS-nuit) et 1 (à ISS-jour) qui s'appelle le Soleil. Eh bien, c'est ce que disent la NASA, les visiteurs de l'ISS, les astronautes d'Apollo, les vidéos des sorties dans l'espace de l'ISS et d'autres images produites par la NASA. Il n'y a pas d'images fixes ou vidéo prises depuis l'ISS qui montrent plus d'une étoile, celle bien connue la plus proche.

Fait intéressant, il y avait un astronaute russe (pas sur l'ISS mais sur les premiers vaisseaux spatiaux russes) qui a vu quelque chose de différent lorsqu'il était dans l'espace. Il a vu le ciel plein d'étoiles et la lumière d'elles. (J'essaierai de vous trouver un lien plus tard).

Il y a clairement une conclusion évidente. Vous savez ce que c'est et cela n'a rien à voir avec les effets optiques, la physique de la lumière ou le fonctionnement de votre globe oculaire.


Les étoiles peuvent être vues depuis l'espace.

Des astronautes, tels que James Reilly, décrivent la vision d'étoiles dans l'espace. Dans la vidéo, il note que les étoiles dans l'espace ne scintillent pas et que plus d'étoiles sont visibles par rapport à la Terre (il décrit en fait avoir vu "littéralement des millions", mais c'est évidemment une hyperbole). Il note qu'il peut être difficile de repérer les constellations car la plupart des étoiles les plus faibles sont visibles.

En réalité, plusieurs milliers d'étoiles sont visibles, mais cela dépend de l'acuité de votre vision, et de votre habileté à observer, donc aucun nombre exact ne peut être donné.

Si vous êtes habitué aux ciels pollués par la lumière, alors voir les étoiles dans un ciel vraiment sombre est assez impressionnant.


Une enquête par rayons X dans tout le ciel révèle le plus grand vestige de supernova jamais vu

Notre ciel manque de supernovas. Les étoiles vivent des millions ou des milliards d'années. Mais étant donné le grand nombre d'étoiles dans la Voie lactée, nous devrions toujours nous attendre à ces morts stellaires cataclysmiques tous les 30 à 50 ans. Peu de ces explosions seront à portée de l'œil nu de la Terre. Nova vient du latin "Nouveau". Au cours des 2000 dernières années, les humains ont vu environ sept « nouvelles » étoiles apparaître dans le ciel – certaines suffisamment brillantes pour être vues pendant la journée – jusqu'à ce qu'elles disparaissent après l'explosion initiale. Alors que nous n'avons pas vu une nouvelle étoile apparaître dans le ciel depuis plus de 400 ans, nous pouvons voir le conséquences avec des télescopes - les restes de supernova (SNR) - les gaz chauds en expansion des explosions stellaires. Les SNR sont visibles jusqu'à 150 000 ans avant de disparaître dans la Galaxie. Donc, en faisant le calcul, il devrait y avoir environ 1200 SNR visibles dans notre ciel, mais nous n'avons réussi à en trouver qu'environ 300. C'était jusqu'à ce que "Hoinga" soit récemment découvert. Nommé d'après la ville natale du premier auteur, le scientifique Werner Becker, dont l'équipe de recherche a trouvé le SNR à l'aide du sondage à rayons X eROSITA All-Sky, Hoinga est l'un des plus grands SNR jamais vus.

Composite de l'image radiographique (rose) et radio (bleue) de Hoinga. Les rayons X découverts par eROSITA sont émis par les débris chauds de l'étoile progénitrice explosée. Des antennes radio sur Terre détectent l'émission de rayonnement des électrons dans l'enveloppe externe de la supernova
Crédit : eROSITA/MPE (rayons X), CHIPASS/SPASS/N. Hurley-Walker, ICRAR-Curtin (Radio)

Géant caché

Hoinga est grand. Vraiment gros. Le SNR couvre 4 degrés du ciel – huit fois plus large que la Pleine Lune. La question évidente : comment les astronomes n'ont-ils pas déjà trouvé quelque chose d'AUSSI énorme ? Hoinga n'est pas l'endroit où nous recherchons généralement la supernova. La plupart de nos recherches SNR se concentrent sur le plan de la Galaxie vers le noyau de la Voie lactée où nous nous attendons à trouver la concentration la plus dense d'étoiles plus anciennes et explosées. Mais Hoinga a été trouvé à des latitudes élevées au large du plan de la Galaxie.

De plus, Hoinga se cache dans le ciel car il est si grand. À cette échelle, le SNR est difficile à distinguer des autres grandes structures de poussière et de gaz qui composent la Galaxie connue sous le nom de "Cirrus galactique". C'est comme essayer de voir un nuage individuel dans un ciel couvert. Le Cirrus galactique surpasse également Hoinga en lumière radio, souvent utilisé pour rechercher des SNR, forçant Hoinga à se cacher en arrière-plan. En se référant à des relevés radio plus anciens du ciel, l'équipe de recherche a déterminé que Hoinga eu été observé auparavant mais n'a jamais été identifié comme un SNR en raison de sa lueur relativement faible en radio. Ici, eROSITA a un avantage car il voit les rayons X. Hoinga brille plus dans la lumière des rayons X que le Cirrus galactique, ce qui lui permet de se démarquer de la Galaxie pour être découvert.

Image codée par couleur du premier levé X-ray d'eROSITA réalisé sur une période de six mois (rouge : 0,3-0,6 keV, vert : 0,6-1 keV, bleu : 1-2,3 keV). (Notez que 0,1 keV se traduit par une température du gaz d'environ 1,1 million de degrés) Ces bulles centrales s'élevant du centre de la Voie lactée (la bande bleue au milieu) étaient également des découvertes majeures par eROSITA de l'activité passée au centre de notre galaxie il y a des millénaires . créditer le compte Twitter eROSITA

L'ancêtre

À mesure que les étoiles vieillissent, brûlant leur approvisionnement en hydrogène, elles mettront fin à leur vie de différentes manières en fonction de leur masse. Les étoiles de masse inférieure comme notre Soleil se transforment en géantes rouges et finissent par perdre leurs couches externes dans l'espace. Le noyau usé de l'étoile est révélé sous les couches de hangar - un orbe de carbone rougeoyant chaud hautement compressé de la taille de la Terre, connu sous le nom de naine blanche. C'est essentiellement un diamant de l'espace chaud de la taille d'une planète. Pas d'explosion dramatique. Ils se refroidiront au fil des éons pour devenir un « nain noir ». Étonnamment, l'Univers lui-même n'est pas assez vieux pour qu'une naine blanche se soit complètement refroidie en naine noire encore. 99% des stars finiront ainsi leur vie. Cependant, avec un coup de pouce, les étoiles naines blanches peuvent encore parfois créer une supernova.

Les naines blanches ne génèrent pas de nouvelle énergie plutôt qu'elles évacuent la chaleur résiduelle dans l'espace. Cependant, s'il est enchevêtré par gravité dans une paire binaire avec une autre étoile, le matériau de l'étoile compagnon peut être attiré par la naine blanche. Si la naine blanche collecte suffisamment de matière pour franchir un seuil critique de 1,44 masse solaire (la masse de notre Soleil), une réaction « d'emballement » se produit lorsqu'une grande partie de l'étoile super-dense subit une fusion nucléaire simultanée en quelques secondes seulement. . Les températures montent à des milliards de degrés (le noyau de notre propre Soleil est un cool 15 millions par comparaison) et l'étoile atteint ce que les astronomes appellent calmement « l'énergie déliante » – BOUM ! Les supernovas des naines blanches sont classées comme des supernovas de type Ia.

Le G299 Supernova Remnant est également le produit d'une explosion d'étoile naine blanche/ Celle-ci a explosé il y a environ 4500 ans. crédit NASA Chandra X-ray Observatory

En revanche, les 1% d'étoiles les plus massives se transforment seules en supernova sans avoir besoin d'un compagnon pour en tirer de la matière. Ces étoiles explosent et créent des objets exotiques sous la forme de trous noirs ou de pulsars - un super-super-objet dense pesant plusieurs masses solaires entassés dans une sphère de 15 km. Les explosions d'étoiles massives sont connues sous le nom de « supernovas à effondrement de noyau » ou de type II. Les pulsars et les trous noirs sont des sources de rayons X dans le SNR environnant. Cependant, Hoinga ne dispose pas d'un objet radiographique central. Il existe 11 « sources ponctuelles » de rayons X (pas de gaz diffus mais des points d'énergie concentrés) situés visiblement « à l'intérieur » du SNR de Hoinga qui pourraient être des pulsars ou des trous noirs. Cependant, ces sources semblent être au premier plan ou à l'arrière-plan. Sans source centrale de rayons X, il est probable que l'étoile progénitrice de Hoinga était une naine blanche. Contrairement à une étoile massive qui explose et laisse derrière elle le noyau qui devient un pulsar ou un trou noir, une naine blanche a été le noyau restant d'une étoile. Lorsqu'elle explose, la source ponctuelle est détruite.

Dans la lumière

Déterminer les autres caractéristiques de Hoinga est difficile car le SNR est situé en dehors du plan galactique, loin des autres objets que nous pouvons utiliser comme référence. Lorsque les SNR sont situés dans le plan galactique, ils sont entourés de pulsars dont la distance est plus facile à mesurer que les nuages ​​de gaz diffus. Il n'y a pas de pulsars connus à moins de 20 degrés de Hoinga dans le ciel. L'équipe de recherche fournit ensuite une mesure de distance par comparaison avec d'autres SNR connus.

Dans des régions de l'espace comme les nuages ​​de Magellan - les galaxies satellites de la Voie lactée avec des régions de formation d'étoiles massives - nous voyons des SNR avec une luminosité et une forme similaires à Hoinga avec des distances connues. Dessinant des contrastes et des similitudes, les chercheurs concluent que la distance jusqu'à Hoinga doit être d'au moins 450 parsecs (environ 1470 années-lumière). Nous savons également que la plupart des SNR observés avec la forme de Hoinga n'ont pas un diamètre supérieur à 100pc (326 années-lumière). Connaître la largeur du SNR nous donne également des indices sur sa distance, ce qui suggère que Hoinga se trouve au plus à 1200 parsecs (3900 années-lumière). Nous avons donc maintenant une distance max et min.

La région entourant Hoinga après avoir contaminé les sources d'objets d'arrière-plan distants, les objets de premier plan plus proches et les "Cirrus" galactiques sont filtrés de l'image. Hoinga est l'objet en forme de croissant dans l'image de droite. Le point jaune vif en haut à droite est l'amas de galaxies lointain Hydra A qui se trouve à près d'un milliard d'années-lumière c. Becker et al 2021

Les chercheurs peuvent également déduire la distance sur la base d'observations d'une autre supernova très connue appelée Vela. Vela a explosé il y a environ 12 000 ans, créant un pulsar. Le SNR qui en résulte est l'une des images les plus incroyables de l'espace que j'ai jamais vues. Sachant à quel point Vela est brillant, nous pouvons comparer les deux restes comme un autre point de données pour affiner notre plage de 450 à 1200 pc afin de déterminer que Hoinga réside probablement à 500 pc (1630 années-lumière) de la Terre.

L'énergie dans le noir

eROSITA a fait la découverte de Hoinga en un seul passage de son enquête à rayons X All-Sky, laissant espérer que davantage de SNR cachés sont prêts à être trouvés. L'appareil balaye l'ensemble du ciel à une vitesse de 0,025 degrés par seconde, effectuant un balayage tous les six mois. Lancé en juillet 2019, le premier scan s'est achevé le 12 juin 2020 avec huit sondages au total prévus sur 4 ans. eROSITA est lui-même le principal instrument à bord de la mission russo-allemande « Spectrum-Roentgen-Gamma » ou « SGR » lancée depuis Baïkonour au Kazakhstan. Alors que plusieurs missions effectuent des relevés All-Sky, SGR a été le premier à effectuer un relevé All-Sky aux rayons X.

En dehors de la chasse aux supernovas, SGR observe les mouvements des amas de galaxies afin de mieux comprendre « l'énergie noire », la force peu comprise que l'on croit être la cause de l'expansion de l'Univers. Comme le prochain télescope spatial James Webb, SGR n'est pas en orbite autour de la Terre, mais est plutôt stationné à "L2" ou Lagrange 2, une sorte de poche gravitationnelle créée par l'interaction de la Terre, du Soleil et de la Lune (pensez-y comme ceux qui tourbillonnent tourbillons dans l'eau qui vous suivent dans un bateau. Si de la mousse ou des débris se coincent dans le tourbillon, ils vous accompagnent pour la balade). Comme les rayons X sont absorbés par l'atmosphère terrestre, il est préférable de placer votre télescope à rayons X dans l'espace où vit SGR.

Découpe de l'image plus grande du levé SRG/eROSITA tout le ciel d'en haut. Le reste de la supernova Hoinga est marqué. La grande source lumineuse dans le quadrant inférieur de l'image provient du reste de la supernova « Vela ». Les couleurs de l'image sont corrélées avec les énergies des photons X détectés. Le rouge représente la plage d'énergie 0,3-0,6 keV, le vert 0,6-1,0 keV et le bleu 1,0-2,3 keV. Crédit image et texte. SRG/eROSITA

À chaque passage de l'enquête All-Sky, plus de détails sur des objets comme Hoinga seront révélés. Combiné à d'autres relevés du ciel en cours et à de nouveaux projets de télescopes géants, nous accumulons plus de données sur le ciel que jamais auparavant. Nous sommes susceptibles de trouver beaucoup plus de SNR et d'autres trucs sympas sur l'Univers qui nous aident finalement à nous comprendre nous-mêmes. Supernova nous a créés ! Les étoiles préparent des éléments aussi lourds que le nickel et le fer, mais tout ce qui est plus lourd qu'elles dans le tableau périodique est créé par ces explosions stellaires qui ensemencent ensuite la matière première de notre existence même à travers le Cosmos. Nous avons la preuve que notre propre système solaire a été enrichi de débris de supernova il y a 4,567 milliards d'années. Voir les vestiges de ces explosions, c'est mieux connaître les forces qui nous ont amenés à exister.

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Combien y a-t-il d'étoiles dans l'univers ?

Sur terre, lors d'une nuit sans nuages, alors que la lumière du soleil n'éclipse pas les étoiles, 2 000 à 3 000 étoiles peuvent être vues à l'œil nu. Ils envahissent le ciel nocturne et il est impossible de les compter sans utiliser aucun outil. Le nombre d'étoiles que les gens voient chaque nuit change à mesure que la Terre tourne autour du soleil. Puisque la Terre est une sphère, les gens de l'hémisphère nord ne voient pas les mêmes étoiles que les gens qui vivent dans l'hémisphère sud. Vues de la Terre, les étoiles semblent scintiller ou la lumière qui les entoure semble danser. C'est à cause de l'atmosphère terrestre et non pas parce que la lumière des étoiles scintille vraiment. De près, les étoiles sont des boules extrêmement énormes et brillantes d'hydrogène comprimé et d'hélium. Le soleil, qui est la seule étoile qui existe à l'intérieur du système solaire, ne brille pas comme le font les étoiles, en raison de sa proximité avec la Terre.

À des milliards d'années-lumière, un nombre d'étoiles impossible à compter entoure la terre et le système solaire. Ils existent en différentes tailles et couleurs. Leurs tailles vont de 20 kilomètres à 0,9 milliard de kilomètres. On pense qu'ils font partie de l'univers depuis 10 milliards d'années ou peut-être autour de l'âge de l'univers. De nouvelles étoiles peuvent encore naître et celles qui existent maintenant continuent d'évoluer et de changer au fil du temps. En dehors du système solaire, il y a environ 100 milliards d'étoiles regroupées et maintenues ensemble par leur gravité à l'intérieur de la voie lactée, qui est la galaxie où se trouve le système solaire.

On pense qu'une étoile se forme à l'intérieur d'une galaxie à partir d'un nuage moléculaire, composé principalement d'hydrogène, d'environ 25 % d'hélium et de quelques éléments plus denses. L'explosion ou la collision déclenche une instabilité gravitationnelle à l'intérieur des nuages ​​et au fur et à mesure que cela se poursuit, le nuage atteindra la densité minimale nécessaire pour que la formation commence à s'effondrer sous sa propre force gravitationnelle. Lorsqu'elle s'effondre, la puissance gravitationnelle est ensuite convertie en chaleur, ce qui confère à la formation une température extrêmement élevée. Lorsqu'elle atteint l'équilibre ou l'équilibre hydrostatique, une protoétoile se forme au milieu et celle-ci est souvent entourée d'un disque protoplanétaire. Ce n'est que le début, l'étoile continuera d'évoluer dans plusieurs millions d'années et finira par s'éteindre ou s'effondrer.

Lorsque l'univers s'est formé pour la première fois, il y a environ 13 milliards d'années, on pense que l'univers s'est développé à partir d'un état chaud et dense et a entraîné la formation de galaxies. Chaque galaxie est peut-être composée de millions d'amas de différents types d'étoiles. Chaque galaxie peut être comparée à un sac plein de petits pois. On pense que l'univers entier a une largeur de 93 milliards d'années-lumière, ce qui signifie qu'il y a un espace incroyablement grand à remplir. À l'intérieur de l'univers observable, on suppose qu'il existe des milliards de galaxies. Cela signifie des milliards de milliards d'étoiles. L'univers est comme un terrain de football avec la terre comme une poussière microscopique. Et il peut y en avoir plus en dehors de l'espace déjà immense que les humains peuvent actuellement observer.


Étoiles à proximité

Cependant, les positions de étoiles proches se déplacent en fait de petites quantités, et si nous pouvons mesurer ce mouvement apparent, nous pouvons calculer la distance à ces étoiles en utilisant une simple trigonométrie.

En utilisant le VLTI en lumière proche infrarouge, les astronomes ont observé 92 étoiles proches pour sonder la lumière exozodiacale des poussières chaudes à proximité de leurs zones habitables. Et ils ont découvert une lumière zodiacale brillante autour de neuf d'entre eux - HD 2262, HD 7788, HD 14412, HD 20794, HD 28355, HD 39060, HD 104731, HD 108767 et HD 210302.

Étoiles à proximité
Lalande 21185 est la naine rouge la plus brillante visible depuis l'hémisphère nord et le quatrième système le plus proche du Soleil après Alpha Centauri 3, l'étoile de Barnard et Wolf 359. L'étoile est située à seulement 8,3 années-lumière dans la constellation de la Grande Ourse.

La plupart des étoiles sont très faibles. 76% des étoiles sont des naines rouges (type spectral M). À moins de 5 parsecs (16,3 années-lumière) du Soleil, il y a 62 étoiles. La plupart d'entre eux sont si faibles qu'ils ne peuvent pas être vus à l'œil nu. Seules 9 des 62 étoiles sont visibles.
D'autres étoiles.

par luminosité, spectre et distance
Les naines brunes suivantes sont situées à moins de 20 années-lumière (ly), ou 6,1 parsecs, de Sol.

sélectionné dans une étude de mouvement propre élevé par photométrie DENIS p. 491
C. Reylé, A.C. Robin, R.-D. Scholz et M. Irwin
EST CE QUE JE: .

[Éditer]
Cette carte montre tous les systèmes stellaires à moins de 14 années-lumière du Soleil (indiqués par le Soleil), à l'exception des naines brunes découvertes après 2009. Les étoiles doubles et triples sont représentées « empilées », mais le véritable emplacement est l'étoile la plus proche du plan central. La couleur correspond au tableau ci-dessus.

, Star
Bureau d'impression du gouvernement des États-Unis. "Étoiles brillantes, J2000.5." L'almanach astronomique de l'an 2000. Washington, DC : Département de la marine, Observatoire naval, Bureau de l'almanach nautique, pp. H2-H31, 2000.

qui ont terminé leur vie dans une supernova peuvent envoyer une onde de choc stimulant l'effondrement
Les ondes de densité au sein d'une galaxie se propagent à travers les structures en spirale qui peuvent stimuler l'effondrement
Les collisions de galaxies peuvent créer d'énormes forces gravitationnelles pour agir sur les nuages ​​proches.

ont des mouvements propres relativement importants et, en fait, c'est ainsi que ces étoiles ont généralement été trouvées. Les étoiles plus éloignées ont des mouvements propres plus petits, c'est pourquoi les étoiles éloignées peuvent être considérées comme « fixes ». .

, nous pouvons mesurer le décalage apparent de leurs positions lorsque la Terre tourne autour du Soleil. Nous avons écrit plus tôt qu'un objet doit être distant de 206 265 UA pour avoir une parallaxe d'une seconde d'arc. Cela doit sembler être un nombre très étrange, mais vous pouvez comprendre pourquoi c'est la bonne valeur.

and Their Motions de l'Université de Washington contient une explication utile de la parallaxe et de l'échelle de distance. Ce site dispose également d'une applet Java qui vous permet d'observer la parallaxe d'une manière pseudo- 3D et d'explorer l'effet de facteurs altérants tels que la ligne de base orbitale.

ont été trouvés à l'aide de parallaxes trigonométriques à la fin du 19e et au début du 20e siècle, il est devenu possible d'étudier les luminosités des étoiles. Einar Hertzsprung et Henry Norris Russell ont tous deux tracé des étoiles sur une carte de luminosité et de température.

Catalogue de Gliese (Gl, Wo, GJ) Nom usuel donné à trois catalogues de

compilé par W Gliese (et plus tard par H Jahrei ) en 1957, 1969 et 1993. Le troisième catalogue qui répertoriait 3803 étoiles dans 25 parsecs n'a été publié que sous une forme préliminaire.

Les étoiles gradatrices ont été principalement choisies pour des propriétés inhabituelles ou intéressantes : variables, étoiles multiples,

, et ainsi de suite. Satellite Hipparcos Le satellite Hipparcos était une expérience de l'Agence spatiale européenne visant à collecter des informations considérablement améliorées sur les propriétés fondamentales des étoiles.

des côtés opposés de l'orbite terrestre. parsec (pc) : distance à laquelle un objet aurait une parallaxe d'une seconde d'arc. Égal à environ 3,26 années-lumière ou environ 206 265 unités astronomiques.

La nébuleuse d'un blanc éclatant au centre de l'image brille à cause du chauffage de

, résultant en ce qu'on appelle une nébuleuse en émission. La même chose est vraie pour la plupart des gaz multicolores répandus dans toute l'image, y compris la caractéristique en forme d'arc bleuâtre près du coin inférieur droit.

Epsilon Eridani et Tau Ceti. Depuis, d'autres recherches, pour la plupart de durée limitée et se concentrant sur des étoiles similaires au soleil, ont été menées sans succès. En 1992, le High Resolution Microwave Survey (HRMS) a été lancé.

rend l'éclipse très perceptible à l'œil nu. Entre les éclipses primaires se trouve une éclipse secondaire à un tiers de la profondeur de la primaire. Les éclipses révèlent rapidement leurs secrets grâce à l'analyse de la variation de la lumière et de la variation des vitesses des étoiles en orbite.

Une carte stylisée du système solaire et

sur un fond indigo, entouré de feuilles d'olivier stylisées et avec une traînée de vaisseau spatial de type NASA en orbite autour (la conception spécifique a été modifiée plusieurs fois au cours des siècles)
Première capitale :
Roddenberry Habitat, Vesta, Ceinture principale, Système Sol
Date clé: .

En observant cette parallaxe du

contre les étoiles lointaines au cours d'une année, on peut dériver la distance d'une étoile en unités d'UA. En astronomie, nous avons une unité spécifiquement adaptée à cette méthode : le parsec.

La poussière expulsée d'une étoile qui explose engloutit un amas de

dans cette image en fausses couleurs de deux observatoires spatiaux.

Le Triangle d'été fournit également un moyen utile pour localiser et identifier bon nombre des autres

et des constellations dans le ciel d'été. Cela inclut Delphinus (Dauphin) et Sagitta (Flèche), qui ressemblent tous deux quelque peu à la créature/aux objets qu'ils représentent.

étaient connus sous le nom de Tianda jiangjun, représentant le grand général des cieux et dix officiers subalternes.

La séquence principale "standard" est obtenue à partir de diagrammes H"R d'étoiles dont les distances peuvent être mesurées par parallaxe (géométrique), de sorte que la méthode de parallaxe spectroscopique est calibrée en utilisant

. Notez qu'en utilisant cette méthode, nous appliquons le "principe de médiocrité" dont nous avons parlé au chapitre 2.

De nombreux autres catalogues d'étoiles ont été compilés pour des catégories spécifiques d'étoiles, comme le Catalogue de

(Gl, d'après son compilateur, Wilhelm Gliese, 1915-93).

Les astronomes utilisent la même astuce pour évaluer la distance à

. Tout comme vos yeux sont séparés de quelques centimètres, nous devons faire des observations avec des télescopes aussi éloignés que possible, ou faire des observations répétées avec un seul télescope qui se déplace sur une grande distance.

Une fois que nous connaissons la taille d'une UA, vous pouvez commencer à trouver les distances à

et des méthodes telles que la parallaxe spectroscopique), puis les distances aux galaxies proches (en utilisant diverses bougies standard, .

La parallaxe est le mouvement apparent de va-et-vient de

par rapport aux étoiles plus éloignées causées par la perspective changeante de la Terre sur ses orbites autour du Soleil.

La population stellaire qui contient le Soleil et la plupart des autres

. La plupart de ses étoiles ont une hauteur d'échelle de 1000 années-lumière et orbitent autour de la Galaxie sur des orbites assez circulaires. Les étoiles du disque mince ont un âge compris entre 0 et environ 10 milliards d'années.

Comme discuté dans Space Science in the 21stCentury (NRC, 1988), un tel instrument pourrait détecter des planètes semblables à la Terre autour de

et peut-être détecter O3 à 10 µm ou O2 à 1 µm dans leurs atmosphères.

Tandis que sur les régions externes éloignées de ces orbites, l'interaction gravitationnelle avec

encore modifié leurs orbites pour les rendre plus circulaires.

Les nébuleuses d'émission sont composées d'hydrogène gazeux ionisé brillant d'une lumière rosâtre déclenchée par le rayonnement de

. Nébuleuses par réflexionLes nébuleuses sombres sont des nuages ​​denses de poussière interstellaire qui obscurcissent les étoiles au-delà d'elles - elles ressemblent à un trou dans l'espace.

Si la Terre tournait autour du Soleil, les positions de

, par rapport à l'arrière-plan, devrait changer. Cependant, les observations initiales n'ont pas détecté un tel mouvement.

Il existe de bonnes preuves d'objets de la taille de Jupiter en orbite autour de plusieurs

Quelles conditions permettent la formation des planètes telluriques ? Il semble peu probable que la Terre soit totalement unique, mais nous n'avons aucune preuve directe dans un sens ou dans l'autre.
Y a-t-il de la vie ailleurs dans le système solaire ? Sinon, pourquoi la Terre est-elle spéciale ?

Van de Kamp est arrivé en 1937 à l'observatoire Sproul du Swarthmore College, où il a commencé à arpenter

avec le réfracteur de 24 pouces. Au cours des décennies suivantes, il a pris des milliers de plaques de l'étoile de Barnard (comme je le note dans mon livre Distant Wanderers : The Search for Planets Beyond the Solar System [Copernicus, 2002]).

Ce n'est qu'au cours des 30 dernières années, avec l'utilisation des nouvelles technologies, que les astronomes ont obtenu des mesures plus précises pour la distance à Bételgeuse et d'autres

Pourquoi SETI ne concentre-t-il pas ses observations sur les

et les systèmes solaires que nous découvrons ? (Débutant)
Puis-je écouter le signal radio [email protected] ? (Débutant)
Pourquoi le projet SETI recherche-t-il des signaux radio ? (Intermédiaire) .

Bien sûr, il n'y a pas que le

on pourrait regarder avec un télescope. En fait, la principale motivation derrière la fièvre des ouvertures est le désir de voir des galaxies de plus en plus faibles et d'autres objets extragalactiques.

Cependant, les trous noirs qui se nourrissent activement de

ou les nuages ​​de gaz tombant vers leur centre seront souvent entourés de disques ou de jets brillants. Les astronomes peuvent détecter et étudier les trous noirs en trouvant ces disques et ces jets.

Dans les nébuleuses à émission, le gaz contenu dans les nuages ​​est chauffé et ionisé par

Les nébuleuses diffuses (parfois appelées nébuleuses brillantes) couvrent des zones étendues et n'ont pas de limites bien définies et sont subdivisées en nébuleuses par réflexion ou par émission.

Ce graphique montre comment les distances de plusieurs

sur une période de 20 000 ans dans le passé à 80 000 ans dans le futur. « 0 » est le temps actuel des distances sont donnés en années-lumière. Ross 128 se rapproche, tout comme Alpha Centauri.

sont probablement Eta Carinae, à environ 7 000 années-lumière, et Bételgeuse, à environ 800 années-lumière. Ces deux étoiles ne nous posent aucun danger en termes de dommages réels à la planète Terre.

Cet effet peut être utilisé pour mesurer les distances à

. Au fur et à mesure que la Terre orbite autour du Soleil, une étoile proche semblera se déplacer contre les étoiles d'arrière-plan plus éloignées. Les astronomes peuvent mesurer la position d'une étoile une fois, puis à nouveau 6 mois plus tard et calculer le changement apparent de position.

Lumière ultraviolette provenant de l'étoile centrale et d'autres

et on pense que la glace projetée dans le disque est responsable de la production des nuages ​​de vapeur.

« Les observations à long terme de Keck sur l'oscillation de

a permis la détection de ce système multiplanétaire", a déclaré Mario R. Perez, scientifique du programme Keck au siège de la NASA à Washington. "Keck s'avère une fois de plus un outil formidable pour la recherche scientifique." .

Nébuleuse diffuse qui brille par la lumière de

qui est réfléchie par les particules de poussière que contient la nébuleuse. La nébuleuse par réflexion la plus brillante, la plus célèbre et la plus ancienne découverte est M78, la première à être identifiée comme nébuleuse par réflexion est la nébuleuse par réflexion associée aux Pléiades M45.

Radar - mesurer les distances dans notre système solaire
Parallaxe - mesure des distances à

Céphéides - mesurer les distances dans notre Galaxie et aux galaxies voisines
Supernovae - mesure des distances avec d'autres galaxies
Redshift et la loi de Hubble - mesurer les distances à des objets très, très loin.

Notez que cette liste change continuellement au fur et à mesure que les astronomes découvrent

avec des détecteurs toujours plus sensibles dans des gammes spectrales variées, notamment l'infrarouge, où de nombreuses petites étoiles émettent leur énergie. Rappelons que les magnitudes les plus brillantes sont les plus grands nombres négatifs.

Sa révolution dans son orbite autour du Soleil est illustrée par le déplacement parallactique annuel de relativement

par rapport au fond d'étoiles plus éloignées.

Nébuleuses à émission Les nébuleuses à émission sont des nuages ​​de gaz et de poussière cosmiques qui ont été chauffés par

. Au fur et à mesure que les nuages ​​se refroidissent, ils commencent à briller (de la même manière qu'un néon fonctionne).
Exo-planète Une planète extrasolaire (exo-planète en abrégé) est une planète qui orbite autour d'une étoile au-delà de notre système solaire.

Ce sont principalement de la poussière, diffusant la lumière bleuâtre de

parce que les particules de poussière sont de taille similaire à la longueur d'onde de la lumière bleue. Ensuite, il y a les nébuleuses sombres. Les nuages ​​sombres et froids ne brillent pas beaucoup et ne diffusent pas une quantité détectable de lumière.

NEBULA DE REFLEXION
Une nébuleuse par réflexion est une nébuleuse qui brille lorsque la poussière qu'elle contient reflète la lumière de

. Ces nébuleuses sont souvent de couleur bleuâtre car la lumière bleue est réfléchie plus efficacement que la lumière rouge. Une nébuleuse par réflexion entoure l'amas d'étoiles des Pléiades.
.

Déviations dans les mouvements propres--mouvements relatifs à l'arrière-plan d'étoiles apparemment fixes et distantes--de plusieurs

indiquent qu'ils peuvent être accompagnés de corps planétaires sombres trop faibles pour être vus directement de la Terre.
Extrait de l'Encyclopedia Britannica sans autorisation.

Nébuleuse par réflexion - Une nébuleuse qui brille de la lumière réfléchie de

.
Télescope à réflexion ou à réflecteur - Un télescope qui utilise des miroirs, au lieu de lentilles, pour agrandir et focaliser les images.

Certains de ces nuages ​​absorbent la chaleur de

et lueur (nébuleuses par émission), certaines réfléchissent la lumière des étoiles qui les entourent (nébuleuses par réflexion) et certaines bloquent la lumière des étoiles ou des nébuleuses lumineuses derrière elles (nébuleuses d'absorption ou sombres) et apparaissent comme des taches sombres contre le ciel.

Dans les années 1990, diverses observations depuis la Terre ont été faites du limbe de Triton en utilisant l'occultation de

, qui indiquait la présence d'une atmosphère et d'une surface exotique. Les observations suggèrent que l'atmosphère est plus dense que les mesures de Voyager 2 ne l'avaient indiqué.[37] .

Mouvement solaire - Le mouvement du Soleil par rapport au

Nébuleuse solaire - Le disque rotatif de gaz et de poussière, entourant le Soleil nouvellement formé, à partir duquel les planètes et les plus petits corps du système solaire se sont formés
Vent solaire - Le plasma chaud qui s'écoule vers l'extérieur du Soleil.

★ Mouvement correct Le petit changement de position de

en raison du mouvement à travers la ligne de visée (mesuré en secondes d'arc par an).
★ Protoplanète Une étape dans la formation d'une planète qui implique que le corps est presque de taille normale.

Ces simulations indiquent que l'interaction gravitationnelle avec

et les marées galactiques ont modifié les orbites cométaires pour les rendre plus circulaires.

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 univers, 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 nain blanc 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!

Bonne chance!
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? - Astronomie

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. Il
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&nue(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&nue (26.7 MeV)

where e + is a positron, &gamma is a gamma ray photon, &nue 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
Élément 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
Matériel
Temperature
(million kelvins)
Density
(kg/cm 3 )
Burn duration
(&tau in years)
H 37 0.0045 8.1 million
Il 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]