Qué estrellas tienen la mayor luminosidad. Color, temperatura y composición de las estrellas.

Imagínese que en algún lugar del mar, en la oscuridad de la noche, una luz parpadea silenciosamente. A menos que un marinero experimentado le explique qué es, a menudo no lo sabrá: es una linterna en la proa de un barco que pasa o un potente reflector de un faro lejano.

Estamos en la misma posición en una noche oscura, mirando las estrellas titilantes. Su brillo aparente también depende de su verdadera intensidad luminosa, llamada luminosidad, y de su distancia con nosotros. Sólo el conocimiento de la distancia a la estrella permite calcular su luminosidad en comparación con el Sol. Por ejemplo, la luminosidad de una estrella que en realidad es diez veces menos brillante que el Sol se expresará como 0,1.

Otra forma de expresar la verdadera intensidad luminosa de una estrella es calcular qué magnitud nos parecería si estuviera a una distancia estándar de 32,6 de nosotros. años luz, es decir, tal que la luz que viaja a una velocidad de 300.000 km/seg lo atravesaría durante este tiempo.

La adopción de una distancia estándar de este tipo ha resultado conveniente para diversos cálculos. El brillo de una estrella, como cualquier fuente de luz, varía inversamente con el cuadrado de la distancia a ella. Esta ley nos permite calcular las magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas, conociendo la distancia a ellas.

Cuando se conocieron las distancias a las estrellas, pudimos calcular sus luminosidades, es decir, pudimos alinearlas y compararlas entre sí en las mismas condiciones. Hay que admitir que los resultados fueron sorprendentes, ya que anteriormente se suponía que todas las estrellas eran “similares a nuestro Sol”. Las luminosidades de las estrellas resultaron ser sorprendentemente variadas y en nuestra línea no se pueden comparar con ninguna línea de pioneros.

Sólo daremos ejemplos extremos de luminosidad en el mundo de las estrellas.

La más débil conocida desde hace mucho tiempo fue una estrella 50 mil veces más débil que el Sol, y su valor de luminosidad absoluta: +16,6. Sin embargo, más tarde se descubrieron estrellas aún más débiles, cuya luminosidad, en comparación con el Sol, ¡es millones de veces menor!

Las dimensiones en el espacio son engañosas: Deneb desde la Tierra brilla más que Antares, pero la Pistola no es visible en absoluto. Sin embargo, para un observador de nuestro planeta, tanto Deneb como Antares parecen puntos simplemente insignificantes en comparación con el Sol. Lo equivocado que es esto se puede juzgar por un simple hecho: ¡un arma emite tanta luz por segundo como el Sol en un año!

Al otro lado de la línea de estrellas se encuentra "S" de Pez Dorado, visible sólo en los países del hemisferio sur de la Tierra como un asterisco (es decir, ¡ni siquiera visible sin telescopio!). De hecho, es 400 mil veces más brillante que el Sol y su valor de luminosidad absoluta es -8,9.

Absoluto El valor de luminosidad de nuestro Sol es +5. ¡No tanto! Desde una distancia de 32,6 años luz, sería difícil verlo sin binoculares.

Si tomamos el brillo de una vela ordinaria como el brillo del Sol, entonces, en comparación con él, la "S" de Dorado será un foco poderoso, y la estrella más débil es más débil que la luciérnaga más lamentable.

Entonces, las estrellas son soles distantes, pero su intensidad de luz puede ser completamente diferente a la de nuestra estrella. En sentido figurado, cambiar nuestro Sol por otro habría que hacerlo con precaución. A la luz de uno nos quedaríamos ciegos, a la luz del otro vagaríamos como en el crepúsculo.

Magnitudes

Dado que los ojos son el primer instrumento para medir, debemos saber reglas simples, que rigen nuestras estimaciones del brillo de las fuentes de luz. Nuestra evaluación de las diferencias de brillo es relativa más que absoluta. Al comparar dos estrellas débiles, vemos que son notablemente diferentes entre sí, pero para dos estrellas brillantes la misma diferencia de brillo pasa desapercibida para nosotros, ya que es insignificante en comparación con la cantidad total de luz emitida. En otras palabras, nuestros ojos evalúan relativo, pero no absoluto diferencia de brillo.

Hiparco fue el primero en dividir las estrellas visibles a simple vista en seis clases, según su brillo. Posteriormente, esta regla fue algo mejorada sin cambiar el sistema en sí. Las clases de magnitud se distribuyeron de modo que una estrella de primera magnitud (la media de 20) produciría cien veces más luz que una estrella de sexta magnitud, que se encuentra en el límite de visibilidad para la mayoría de las personas.

Una diferencia de una magnitud es igual al cuadrado de 2,512. Una diferencia de dos magnitudes corresponde a 6,31 (2,512 al cuadrado), una diferencia de tres magnitudes corresponde a 15,85 (2,512 a la tercera potencia), una diferencia de cuatro magnitudes corresponde a 39,82 (2,512 a la cuarta potencia), y una diferencia de cinco magnitudes corresponde a 100 (2,512 al cuadrado). quinto grado).

Una estrella de sexta magnitud nos da cien veces menos luz que una estrella de primera magnitud, y una estrella de undécima magnitud es diez mil veces menos. Si tomamos una estrella de magnitud 21, su brillo será inferior a 100.000.000 de veces.

Como ya está claro, el valor de conducción absoluto y relativo,
Las cosas son completamente incomparables. Para un observador “relativo” de nuestro planeta, Deneb en la constelación del Cisne se parece a esto. Pero, en realidad, toda la órbita de la Tierra apenas sería suficiente para contener por completo la circunferencia de esta estrella.

Para clasificar correctamente las estrellas (y todas son diferentes entre sí), es necesario asegurarse cuidadosamente de que a lo largo de todo el intervalo entre magnitudes estelares vecinas se mantenga una relación de brillo de 2,512. Es imposible realizar ese trabajo a simple vista; herramientas especiales, tipo fotómetros Pickering, utilizando como estándar la Estrella Polar o incluso una estrella artificial “normal”.

Además, para facilitar las mediciones, es necesario debilitar la luz de estrellas muy brillantes; Esto se puede lograr con un dispositivo polarizador o con la ayuda de cuña fotométrica.

Los métodos puramente visuales, incluso con la ayuda de grandes telescopios, no pueden extender nuestra escala de magnitud a las estrellas débiles. Además, los métodos de medición visual sólo deben (y pueden) realizarse directamente en el telescopio. Por lo tanto, en nuestro tiempo ya se ha abandonado la clasificación puramente visual y se utiliza el método de fotoanálisis.

¿Cómo se puede comparar la cantidad de luz que recibe una placa fotográfica procedente de dos estrellas de distinto brillo? Para que parezcan iguales, es necesario atenuar la luz de la estrella más brillante en una cantidad conocida. La forma más sencilla de hacerlo es colocando la apertura delante de la lente del telescopio. La cantidad de luz que entra en el telescopio varía según el área de la lente, de modo que se puede medir con precisión la atenuación de la luz de cualquier estrella.

Elijamos alguna estrella como estándar y fotografíémosla con la apertura total del telescopio. Luego determinaremos qué apertura se debe utilizar en una exposición determinada para obtener la misma imagen al fotografiar una estrella más brillante que en el primer caso. La relación entre las áreas de los agujeros reducidos y completos da la relación del brillo de los dos objetos.

Este método de medición da un error de sólo 0,1 magnitud para cualquier estrella en el rango de magnitud 1 a 18. Las magnitudes obtenidas de esta manera se llaman fotovisual.

La única cantidad física que puede caracterizar una estrella y que se puede medir es la iluminación creada por la estrella en superficie de la Tierra. Por óptica se sabe que la iluminación. MI, luminosidad de las estrellas l y distancia a la estrella R relacionado por la relación

mi = l/ 4π R 2 .

La iluminación creada por la estrella más brillante Sirio en la superficie de la Tierra es más de 10 10 veces mayor que la iluminación creada por la estrella observable más débil, pero aproximadamente la misma cantidad de veces menor que la iluminación creada por el Sol.

Conociendo la distancia a la estrella y midiendo la iluminación que crea, se puede determinar una de sus principales características físicas: la luminosidad. Resultó que las luminosidades de las estrellas se encuentran dispersas en un rango muy amplio. La luminosidad de la mayoría de las estrellas es menor que la del Sol (para las menos potentes es un millón de veces mayor), mientras que para las estrellas más grandes y brillantes, llamadas supergigantes blancas o azules, es decenas de miles de veces mayor.

Las estrellas más calientes tienen temperaturas de hasta 35.000 K. Su radiación máxima se encuentra en la región ultravioleta lejana y nos parecen azules. Las estrellas con una temperatura de 10.000 K son blancas, las que tienen una temperatura de 6.000 K son amarillas y las que tienen una temperatura de 3.000-3.500 K son rojas.

color estrella

Un observador atento notará inmediatamente que las estrellas brillantes tienen diferente color. Así, Vega (α Lyra) es de color blanco azulado, Aldebarán (α Tauro) es de color amarillo rojizo, Sirio (α Can Mayor) blanco, Antares (α Escorpio) rojo, Sol y Capella (α Auriga) amarillo. No vemos color en las estrellas más débiles sólo por las peculiaridades de nuestra visión. El color de una estrella está determinado por su temperatura, que se deriva directamente de la ley de Wien.

La energía emitida por unidad de superficie de una estrella está determinada por la ley de Stefan-Boltzmann. Toda la superficie de la estrella es 4π R 2 (R- radio de la estrella). Por tanto, la luminosidad de una estrella está determinada por la expresión

l= 4π R 2σ t.

Así, si conocemos la temperatura y la luminosidad de una estrella, entonces podemos calcular su radio. Las dimensiones angulares de los discos estelares son mucho más pequeñas que el ángulo límite de la mayoría de los telescopios existentes. Sólo con la ayuda de los telescopios más grandes y métodos de observación especiales fue posible no sólo medir directamente los diámetros de varias estrellas, sino también obtener imágenes de sus discos.

Los valores obtenidos de los radios de las estrellas generalmente coinciden con los calculados utilizando la fórmula de luminosidad dada.

Las masas de las estrellas se encuentran dentro de límites muy estrechos. Si las luminosidades de las estrellas se encuentran en el rango de l ≈ 10 -4 l☉ a l ≈ 10 4 l☉ , radios - dentro del rango de 0,01 R☉ hasta 3 . 10 3 R☉ , entonces las masas de las estrellas se encuentran en el rango de 0,02 METRO☉ hasta 100 METRO☉. Un cuerpo con una masa menor ya no es una estrella y uno más grande no puede existir. Una estrella así es inestable y, tras su formación, perderá el exceso de masa o se desintegrará en dos o más.

Las características de los cuerpos celestes pueden resultar muy confusas. Sólo las estrellas tienen magnitud aparente, absoluta, luminosidad y otros parámetros. Intentaremos resolverlo con este último. ¿Cuál es la luminosidad de las estrellas? ¿Tiene algo que ver con su visibilidad en el cielo nocturno? ¿Cuál es la luminosidad del sol?

naturaleza de las estrellas

Las estrellas son cuerpos cósmicos muy masivos que emiten luz. Se forman a partir de gases y polvo como resultado de la compresión gravitacional. En el interior de las estrellas hay un núcleo denso en el que se producen reacciones nucleares. Contribuyen al brillo de las estrellas. Las principales características de las luminarias son el espectro, el tamaño, el brillo, la luminosidad y la estructura interna. Todos estos parámetros dependen de la masa de una estrella en particular y su composición química.

Los principales "diseñadores" de estos cuerpos celestes son el helio y el hidrógeno. En cantidades menores que ellos, pueden contener carbono, oxígeno y metales (manganeso, silicio, hierro). Las estrellas jóvenes tienen las mayores cantidades de hidrógeno y helio; con el tiempo, sus proporciones disminuyen, dando paso a otros elementos.

En las regiones internas de la estrella la situación es muy “caliente”. La temperatura en ellos alcanza varios millones de Kelvin. Aquí se producen reacciones continuas en las que el hidrógeno se convierte en helio. En la superficie la temperatura es mucho más baja y alcanza sólo unos pocos miles de Kelvin.

¿Cuál es la luminosidad de las estrellas?

Las reacciones termonucleares dentro de las estrellas van acompañadas de liberaciones de energía. La luminosidad es una cantidad física que refleja exactamente cuánta energía produce un cuerpo celeste en un tiempo determinado.

A menudo se confunde con otros parámetros, como el brillo de las estrellas en el cielo nocturno. Sin embargo, el brillo o valor visible es una característica aproximada que no se mide de ninguna manera. Está relacionado en gran medida con la distancia de la estrella a la Tierra y solo describe qué tan bien es visible la estrella en el cielo. Cuanto menor sea el número de este valor, mayor será su brillo aparente.

Por el contrario, la luminosidad de las estrellas es un parámetro objetivo. No depende de dónde esté el observador. Esta es una característica de una estrella que determina su poder energético. Puede cambiar durante diferentes períodos de la evolución de un cuerpo celeste.

La luminosidad aproximada, pero no idéntica, es absoluta y denota el brillo de una estrella visible para un observador a una distancia de 10 pársecs o 32,62 años luz. Se utiliza habitualmente para calcular la luminosidad de las estrellas.

Determinación de la luminosidad.

La cantidad de energía que emite un cuerpo celeste se mide en vatios (W), julios por segundo (J/s) o ergios por segundo (erg/s). Hay varias formas de encontrar el parámetro requerido.

Se puede calcular fácilmente utilizando la fórmula L = 0,4(Ma -M), si se conoce la magnitud absoluta de la estrella deseada. Así, la letra latina L denota luminosidad, la letra M es la magnitud absoluta y Ma es la magnitud absoluta del Sol (4,83 Ma).

Otra forma implica gran conocimiento sobre la luminaria. Si conocemos el radio (R) y la temperatura (T ef) de su superficie, entonces la luminosidad se puede determinar mediante la fórmula L=4pR 2 stT 4 ef. La s latina en este caso significa una cantidad física estable: la constante de Stefan-Boltzmann.

La luminosidad de nuestro Sol es 3.839 x 10 26 Watts. Por simplicidad y claridad, los científicos suelen comparar la luminosidad de un cuerpo cósmico con este valor. Así, existen objetos miles o millones de veces más débiles o más poderosos que el Sol.

Clases de luminosidad de las estrellas.

Para comparar estrellas entre sí, los astrofísicos utilizan varias clasificaciones. Están divididos por espectros, tamaños, temperaturas, etc. Pero la mayoría de las veces, se utilizan varias características a la vez para obtener una imagen más completa.

Existe una clasificación central de Harvard basada en los espectros que emiten las luminarias. Utiliza letras latinas, cada una de las cuales corresponde a un color específico de radiación (O - azul, B - blanco-azul, A - blanco, etc.).

Las estrellas del mismo espectro pueden tener diferentes luminosidades. Por ello, los científicos han desarrollado la clasificación de Yerke, que tiene en cuenta este parámetro. Los separa por luminosidad basándose en la magnitud absoluta. En este caso, a cada tipo de estrella se le asignan no solo las letras del espectro, sino también los números responsables de la luminosidad. Entonces, distinguen:

• hipergigantes (0);
• supergigantes más brillantes (Ia+);
• supergigantes brillantes (Ia);
• supergigantes normales (Ib);
• gigantes brillantes (II);
• gigantes normales (III);
• subgigantes (IV);
• enanas de secuencia principal (V);
• subenanas (VI);
• enanas blancas (VII);

Cuanto mayor es la luminosidad, menor es la magnitud absoluta. Para gigantes y supergigantes se indica con un signo menos.

La relación entre la magnitud absoluta, la temperatura, el espectro y la luminosidad de las estrellas se muestra en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Fue adoptado en 1910. El diagrama combina las clasificaciones de Harvard y Yerke y nos permite ver y clasificar a las luminarias de manera más integral.

Diferencia de luminosidad

Los parámetros de las estrellas están fuertemente interrelacionados entre sí. La luminosidad está influenciada por la temperatura de la estrella y su masa. Y dependen en gran medida de la composición química de la estrella. La masa de una estrella aumenta cuanto menos elementos pesados ​​contiene (más pesados ​​que el hidrógeno y el helio).

Las hipergigantes y varias supergigantes tienen la mayor masa. Son las estrellas más poderosas y brillantes del Universo, pero al mismo tiempo también son las más raras. Las enanas, por el contrario, tienen poca masa y luminosidad, pero constituyen aproximadamente el 90% de todas las estrellas.

La estrella más masiva conocida actualmente es la hipergigante azul R136a1. Su luminosidad supera a la del sol en 8,7 millones de veces. La estrella variable de la constelación de Cygnus (P Cygnus) supera la luminosidad del Sol en 630.000 veces, y S Doradus supera este parámetro en 500.000 veces. Una de las estrellas más pequeñas conocidas, 2MASS J0523-1403, tiene una luminosidad de 0,00126 solares.

Luminosidad de las estrellas Luminosidad estrellas, la intensidad luminosa de una estrella, es decir, la magnitud del flujo luminoso emitido por una estrella, contenido en una unidad de ángulo sólido. El término "luminosidad de las estrellas" no corresponde al término "luminosidad" de la fotometría general. La radiación solar de una estrella puede referirse tanto a cualquier región del espectro de la estrella (radiación solar visual de una estrella, radiación solar fotográfica de una estrella, etc.) como a su radiación total (radiación solar bolométrica de una estrella). La luminosidad de una estrella suele expresarse en unidades de luminosidad solar, equivalentes a 3,1027 velas internacionales, o 3,8,1033 erg/seg. Las luminosidades de las estrellas individuales difieren mucho entre sí: hay estrellas cuya luminosidad bolométrica alcanza el medio millón de unidades de luminosidad solar (estrellas supergigantes de clase espectral O), así como estrellas con una luminosidad bolométrica cientos de miles de veces menor que la Sol. Se cree que existen estrellas con una luminosidad aún menor. Junto con las masas, los radios y las temperaturas superficiales de las estrellas, la luminosidad es la característica más importante de las estrellas. La conexión entre estas características estelares se considera en astrofísica teórica. La posición L de la estrella está relacionada con el absoluto. magnitud METRO adiccion:

M = -2,5 log L + 4,77.

Véase también el art. Estrellas o T. con ella.

Grande enciclopedia soviética. - M.: Enciclopedia soviética. 1969-1978 .

Vea qué es “luminosidad de las estrellas” en otros diccionarios:

En física general, la luminosidad es la densidad del flujo de energía luminosa en una dirección determinada. En física experimental partículas elementales la luminosidad es un parámetro de un acelerador o colisionador que caracteriza la intensidad de la colisión de haces en colisión... Wikipedia

Cantidad medida por la relación entre la energía total emitida por una estrella y el momento de la emisión. La unidad de S. estrella en el SI es vatio. S. El Sol, igual a 3,86 · 1026 W, se utiliza como unidad de luminosidad de otras estrellas ... Diccionario astronómico

Luminosidad es un término utilizado para nombrar algunos Cantidades fisicas. Contenido 1 Luminosidad fotométrica 2 Luminosidad de un cuerpo celeste ... Wikipedia

Poder de radiación de las estrellas. Generalmente se expresa en unidades iguales a la luminosidad solar L? = 3,86?1026W... Gran diccionario enciclopédico

Cuerpos celestes calientes y brillantes como el Sol. Las estrellas varían en tamaño, temperatura y brillo. En muchos aspectos, el Sol es una estrella típica, aunque parece mucho más brillante y más grande que todas las demás estrellas, ya que se encuentra mucho más cerca de... ... Enciclopedia de Collier

I Luminosidad en un punto de una superficie, la relación entre el flujo luminoso (Ver Flujo luminoso) que emana de un pequeño elemento de superficie que contiene un punto determinado y el área de este elemento. Una de las cantidades de luz (Ver Cantidades de luz).... ... Gran enciclopedia soviética

LUMINOSIDAD, el brillo absoluto de una ESTRELLA, la cantidad de energía emitida por su superficie por segundo. Expresado en vatios (julios por segundo) o unidades de brillo solar. La luminosidad bolométrica mide la potencia total de la luz de una estrella por... ... Diccionario enciclopédico científico y técnico.

LUMINOSIDAD de una estrella, poder de radiación. Generalmente se expresa en unidades iguales a la luminosidad del Sol L¤ = 3,86×1026 W... diccionario enciclopédico

Estrellas de gran tamaño y elevada luminosidad. El radio del gigante alcanza los 1000 radios solares y su luminosidad es 1000 veces la luminosidad del Sol. Los gigantes tienen densidades promedio bajas debido a sus caparazones extendidos y escasos. Para algunos... ... Diccionario astronómico

Estrellas, poder de radiación. Generalmente expresado en unidades de luminosidad solar 1,0 = 3,86*1026 W... Ciencias Naturales. diccionario enciclopédico

Luminosidad

Durante mucho tiempo, los astrónomos creyeron que la diferencia en el brillo aparente de las estrellas estaba asociada únicamente con la distancia a ellas: cuanto más lejos estaba la estrella, menos brillante debería parecer. Pero cuando se conocieron las distancias a las estrellas, los astrónomos descubrieron que a veces las estrellas más distantes tienen un brillo aparente mayor. Esto significa que el brillo aparente de las estrellas depende no sólo de su distancia, sino también de la intensidad real de su luz, es decir, de su luminosidad. La luminosidad de una estrella depende del tamaño de la superficie de las estrellas y de su temperatura. La luminosidad de una estrella expresa su verdadera intensidad luminosa en comparación con la intensidad luminosa del Sol. Por ejemplo, cuando dicen que la luminosidad de Sirio es 17, esto significa que fuerza verdadera su luz es 17 veces mayor que la luz del Sol.

Al determinar la luminosidad de las estrellas, los astrónomos han descubierto que muchas estrellas son miles de veces más brillantes que el Sol, por ejemplo, la luminosidad de Deneb (alfa Cygnus) es 9400. Entre las estrellas hay aquellas que emiten cientos de miles de veces más. luz que el sol. Un ejemplo es la estrella simbolizada por la letra S en la constelación de Dorado. Brilla 1.000.000 de veces más que el Sol. Otras estrellas tienen la misma o casi la misma luminosidad que nuestro Sol, por ejemplo, Altair (Alpha Aquila) -8. Hay estrellas cuya luminosidad se expresa en milésimas, es decir, su intensidad luminosa es cientos de veces menor que la del Sol.

Color, temperatura y composición de las estrellas.

Las estrellas tienen diferentes colores. Por ejemplo, Vega y Deneb son blancas, Capella es amarillenta y Betelgeuse es rojiza. Cuanto más baja es la temperatura de una estrella, más roja es. La temperatura de las estrellas blancas alcanza los 30.000 e incluso los 100.000 grados; la temperatura de las estrellas amarillas es de aproximadamente 6000 grados y la temperatura de las estrellas rojas es de 3000 grados o menos.

Las estrellas están formadas por sustancias gaseosas calientes: hidrógeno, helio, hierro, sodio, carbono, oxígeno y otros.

cúmulo de estrellas

Las estrellas en el vasto espacio de la Galaxia están distribuidas de manera bastante uniforme. Pero algunos de ellos todavía se acumulan en determinados lugares. Por supuesto, también allí las distancias entre las estrellas siguen siendo muy grandes. Pero debido a las enormes distancias, estrellas tan cercanas parecen un cúmulo de estrellas. Por eso se llaman así. El más famoso de los cúmulos de estrellas son las Pléyades en la constelación de Tauro. A simple vista se pueden distinguir entre 6 y 7 estrellas en las Pléyades, ubicadas muy cerca unas de otras. A través de un telescopio, más de cien de ellos son visibles en un área pequeña. Se trata de uno de los cúmulos en los que las estrellas forman un sistema más o menos aislado, conectado movimiento general en el espacio. El diámetro de este cúmulo de estrellas es de unos 50 años luz. Pero incluso con la aparente cercanía de las estrellas de este cúmulo, en realidad están bastante lejos unas de otras. En la misma constelación, rodeando a su estrella rojiza principal, la más brillante, Al-debarán, se encuentra otro cúmulo de estrellas más disperso: las Híades.

Algunos cúmulos de estrellas aparecen como puntos brumosos y borrosos en los telescopios débiles. En los telescopios más potentes, estas manchas, especialmente en los bordes, se fragmentan en estrellas individuales. Los grandes telescopios permiten comprobar que se trata de cúmulos de estrellas especialmente cercanos y de forma esférica. Por lo tanto, estos cúmulos se denominan globulares. Actualmente se conocen más de cien cúmulos globulares de estrellas. Todos ellos están muy lejos de nosotros. Cada uno de ellos está formado por cientos de miles de estrellas.

La cuestión de qué es el mundo de las estrellas es aparentemente una de las primeras cuestiones que ha enfrentado la humanidad desde los albores de la civilización. Cualquier persona que contemple el cielo estrellado conecta involuntariamente las estrellas más brillantes entre sí en las formas más simples: cuadrados, triángulos, cruces, convirtiéndose en el creador involuntario de su propio mapa del cielo estrellado. Nuestros antepasados ​​siguieron el mismo camino, dividiendo el cielo estrellado en combinaciones de estrellas claramente distinguibles llamadas constelaciones. En las culturas antiguas encontramos referencias a las primeras constelaciones, identificadas con los símbolos de los dioses o mitos, que han llegado hasta nosotros en forma de nombres poéticos: la constelación de Orión, la constelación de Canes Venatici, la constelación de Andrómeda, etc. Estos nombres parecían simbolizar las ideas de nuestros antepasados ​​​​sobre la eternidad y la inmutabilidad del universo, la constancia y la inmutabilidad de la armonía del cosmos.