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

Imagina que en algún lugar del mar, en la oscuridad de la noche, una luz parpadea silenciosamente. Si un marinero experimentado no te explica qué es, a menudo no lo sabes: o hay una linterna frente a ti en la proa de un barco que pasa, o un potente reflector de un faro distante.

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 a nosotros. Solo el conocimiento de la distancia a la estrella nos permite calcular su luminosidad en comparación con el Sol. Por ejemplo, la luminosidad de una estrella, diez veces menos brillante en realidad que el Sol, se expresará con el número 0.1.

La verdadera intensidad de la luz de una estrella se puede expresar de otra manera, calculando qué magnitud nos parecería si fuera de nosotros a una distancia estándar de 32,6 año luz, es decir, de tal modo que la luz, corriendo a una velocidad de 300.000 km / seg, lo habría pasado durante este tiempo.

Resultó conveniente aceptar una distancia estándar para varios cálculos. El brillo de una estrella, como cualquier fuente de luz, cambia en proporción inversa al cuadrado de la distancia a ella. Esta ley permite calcular las magnitudes o luminosidades estelares absolutas 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 confesar que los resultados fueron sorprendentes, ya que anteriormente se suponía que todas las estrellas son "como nuestro Sol". Las luminosidades de las estrellas resultaron ser sorprendentemente diversas, y en nuestra línea no se pueden comparar con ninguna línea de pioneros.

Demos solo ejemplos extremos de luminosidad en el mundo de las estrellas.

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

Las dimensiones en el espacio son engañosas: Deneb de 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 ser puntos insignificantes, en comparación con el Sol. Cuán incorrecto se puede juzgar esto por un simple hecho: ¡la pistola emite tanta luz por segundo como el Sol en un año!

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

Absoluto la magnitud de la luminosidad de nuestro Sol es +5. ¡No tanto! Desde una distancia de 32,6 años luz, difícilmente lo veríamos sin binoculares.

Si el brillo de una vela ordinaria se toma por el brillo del Sol, entonces, en comparación con él, la "S" del pez Dorado será un poderoso reflector, y la estrella más débil es más débil que la miserable luciérnaga.

Entonces, las estrellas son soles distantes, pero su intensidad luminosa puede ser completamente diferente a la de nuestra luminaria. En sentido figurado, sería necesario cambiar nuestro Sol por otro con un ojo. La luz de uno nos cegaría; a la luz del otro, deambularíamos, como en el crepúsculo.

Magnitudes estelares

Dado que los ojos son la primera herramienta de medición, debemos saber reglas simples, a lo que obedecen nuestras estimaciones del brillo de las fuentes de luz. Nuestra estimación de la diferencia de brillo es relativa en lugar de absoluta. Comparando 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 aprecian relativo, pero no absoluto diferencia de brillo.

Por primera vez, Hiparco dividió las estrellas visibles a simple vista en seis clases, según su brillo. Posteriormente, esta regla se mejoró algo sin cambiar el sistema en sí. Las clases de magnitud se distribuyeron de modo que una estrella de primera magnitud (promedio de 20) emitiera cien veces más luz que una estrella de sexta magnitud, que está en el límite de visibilidad para la mayoría de las personas.

La diferencia de una magnitud es igual al cuadrado de 2.512. La diferencia en dos valores corresponde a 6.31 (2.512 al cuadrado), en tres valores - 15.85 (2.512 en la tercera potencia), en cuatro valores - 39.82 (2.512 en la cuarta potencia), y en cinco valores - 100 (2.512 en 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 más pequeña. Si tomamos una estrella de magnitud 21, entonces su brillo será menos de 100.000.000 de veces.

Como ya está claro, el valor de llegada absoluto y relativo,
las cosas son completamente incomparables. Para un observador "relativo" de nuestro planeta, Deneb en la constelación de Cygnus se ve así. Pero, de hecho, toda la órbita de la Tierra sería apenas suficiente para contener toda la circunferencia de esta estrella.

Para clasificar correctamente las estrellas (y los Vedas son todos diferentes entre sí), debe tener cuidado de mantener una relación de brillo de 2.512 a lo largo de todo el intervalo entre magnitudes vecinas. Es imposible hacer ese trabajo con un simple ojo, necesita herramientas especiales, escribe fotómetros Pickering, usando la Estrella Polar o incluso una estrella artificial "promedio" como referencia.

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

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

¿Cómo se puede comparar la cantidad de luz que recibe una placa fotográfica de dos estrellas de diferente brillo? Para que parezcan iguales, debes atenuar la luz de la estrella más brillante en una cantidad conocida. La forma más sencilla de hacerlo es colocando el diafragma frente a la lente del telescopio. La cantidad de luz que ingresa al telescopio varía con el área de la lente, por lo que la atenuación de cualquier estrella se puede medir con precisión.

Elijamos una estrella como estándar y tomemos una foto con la apertura completa del telescopio. Luego determinaremos qué apertura se debe usar para una exposición determinada, de modo que al disparar una estrella más brillante obtengamos la misma imagen que en el primer caso. La proporción de las áreas de los orificios reducidos a los completos da la proporción de brillo de los dos objetos.

Este método de medición da un error de solo 0,1 de magnitud para cualquiera de las estrellas en el rango de la 1ª a la 18ª magnitud. Las magnitudes estelares obtenidas de esta manera se denominan foto-visual.

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

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 la iluminación creada por la estrella más débil observada, pero aproximadamente las mismas veces menos que la iluminación creada por el Sol.

Conociendo la distancia a la estrella, 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 (las estrellas menos poderosas son un millón de veces), las estrellas más grandes y brillantes, llamadas supergigantes blancas o azules, son decenas de miles de veces más altas.

Las estrellas más calientes tienen temperaturas de hasta 35.000 K. Su máxima radiación se encuentra en la región ultravioleta lejana y nos parecen azules. Las estrellas con una temperatura de 10,000 K son blancas, con una temperatura de 6000 K son amarillas y aquellas con una temperatura de 3000-3500 K son rojas.

El color de las estrellas

Un observador atento notará inmediatamente que las estrellas brillantes tienen diferentes colores. Entonces, Vega (α Lyrae) es blanco azulado, Aldebarán (α Tauro) es amarillo rojizo, Sirio (α Perro grande) blanco, Antares (α Escorpio) rojo, el Sol y Capella (α Auriga) amarillo. No vemos color en estrellas más débiles solo 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 una unidad de la superficie estelar está determinada por la ley de Stefan-Boltzmann. Toda la superficie de la estrella es 4π R 2 (R Es el radio de la estrella). Por tanto, la luminosidad de la estrella está determinada por la expresión

L= 4π R 2 σ T.

Por lo tanto, si conocemos la temperatura y la luminosidad de la estrella, podemos calcular su radio. Las dimensiones angulares de los discos estelares son mucho menores que el ángulo límite de la mayoría de los telescopios existentes. Solo utilizando los telescopios más grandes y métodos de observación especiales fue posible no solo medir directamente los diámetros de varias estrellas, sino también obtener imágenes de sus discos.

Los valores obtenidos de los radios estelares en su conjunto coinciden con los calculados mediante la fórmula de luminosidad anterior.

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☉ antes L ≈ 10 4 L☉, radios - dentro de 0.01 R☉ a 3. 10 3 R☉, entonces las masas de estrellas están en el rango de 0.02 METRO☉ hasta 100 METRO☉. Un cuerpo con una masa más pequeña ya no es una estrella y uno más grande no puede existir. Una estrella así es inestable y, desde su aparición, perderá su exceso de masa o se desintegrará en dos o más.

La caracterización de los cuerpos celestes puede resultar muy confusa. Solo 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?

La 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. Dentro de las estrellas hay un núcleo denso en el que tienen lugar reacciones nucleares. Contribuyen al brillo de las estrellas. Las principales características de las luminarias son espectro, tamaño, brillo, luminosidad y estructura interna. Todos estos parámetros dependen de la masa de una estrella en particular y de su composición química.

Los principales "constructores" de estos cuerpos celestes son el helio y el hidrógeno. En menor cantidad en relación con ellos, pueden contener carbono, oxígeno y metales (manganeso, silicio, hierro). Las estrellas jóvenes tienen la mayor cantidad de hidrógeno y helio; con el tiempo, sus proporciones disminuyen, dando paso a otros elementos.

En las regiones internas de la estrella, la atmósfera es muy "caliente". La temperatura en ellos alcanza varios millones de Kelvin. Hay reacciones continuas en las que el hidrógeno se convierte en helio. En la superficie, la temperatura es mucho más baja y alcanza solo unos pocos miles de Kelvin.

¿Cuál es la luminosidad de las estrellas?

Las reacciones termonucleares dentro de las estrellas van acompañadas de aumentos repentinos de energía. La luminosidad se denomina 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 la magnitud aparente es una característica aproximada que no se mide de ninguna manera. Está relacionado en gran medida con la lejanía de la estrella de la Tierra y describe solo qué tan bien la estrella es visible en el cielo. Cuanto menor sea la cifra de este valor, mayor será su brillo aparente.

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

Cerca de la luminosidad, pero no idéntica, es absoluta, denota el brillo de la estrella, visible para el observador a una distancia de 10 parsecs o 32,62 años luz. Suele utilizarse para calcular la luminosidad de las estrellas.

Determinación de luminosidad

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

Es fácil de calcular usando la fórmula L = 0.4 (Ma -M), si conoce el valor absoluto de la estrella deseada. Entonces, la letra latina L denota luminosidad, la letra M es la magnitud estelar absoluta y Ma es la magnitud absoluta del Sol (4.83 Ma).

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

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

Clases de luminosidad de estrellas

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

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 tanto, los científicos han desarrollado una clasificación de Yerkes que tiene en cuenta este parámetro. Los divide según su luminosidad, basándose en el valor absoluto. En este caso, cada tipo de estrella se atribuye no solo a las letras del espectro, sino también a los números responsables de la luminosidad. Entonces, hay:

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

Cuanto mayor sea la luminosidad, menor será el valor absoluto. En gigantes y supergigantes, se indica con un signo menos.

La relación entre el valor absoluto, 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 Yerkes y le permite ver y clasificar las luminarias de manera más integral.

Diferencia de luminosidad

Los parámetros de las estrellas están fuertemente interconectados entre sí. La luminosidad está influenciada por la temperatura de la estrella y su masa. Y dependen mucho de la composición química de la estrella. La masa de una estrella se vuelve mayor, menos elementos pesados ​​contiene (más pesados ​​que el hidrógeno y el helio).

La masa más grande está poseída por hipergigantes y varias supergigantes. Son las estrellas más poderosas y brillantes del Universo, pero al mismo tiempo, y las más raras. Las enanas, por otro lado, tienen poca masa y luminosidad, pero constituyen alrededor del 90% de todas las estrellas.

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

Luminosidad de las estrellas Luminosidad estrellas, la intensidad de la luz de la estrella, es decir, la magnitud del flujo luminoso emitido por la estrella, encerrado en un único ángulo sólido. El término "luminosidad de una estrella" no corresponde al término "luminosidad" de la fotometría general. El espectro solar de una estrella puede referirse tanto a cualquier región del espectro de la estrella (radiación solar visual de la estrella, radiación solar fotográfica de la estrella, etc.), como a su radiación total (radiación solar bolométrica de la estrella). El S. de una estrella generalmente se expresa en unidades de la luminosidad del Sol, igual a 3 · 1027 velas internacionales, o 3.8 · 1033 erg / seg. Las luminosidades de las estrellas individuales son muy diferentes entre sí: hay estrellas cuya luminosidad bolométrica alcanza el medio millón en unidades de la luminosidad del Sol (estrellas supergigantes de clase espectral O), así como estrellas con luminosidades bolométricas, cientos de miles de veces menos que el sol. Se supone que hay estrellas con luminosidades aún más bajas. Junto con las masas, los radios y las temperaturas superficiales de las estrellas, las luminosidades son las características más importantes de las estrellas. La relación entre estas características estelares se considera en astrofísica teórica. S. estrella L se asocia con absoluta magnitud estelar METRO adiccion:

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

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

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

Vea qué es "Luminosidad de una estrella" 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 el parámetro de un acelerador o colisionador, que caracteriza la intensidad de la colisión de los haces en colisión ... Wikipedia

Cantidad medida por la relación entre la energía total que emite una estrella y el momento de la radiación. La unidad de S. es una estrella en vatios SI. C. 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 referirse a algunos Cantidades fisicas... Contenido 1 Luminosidad fotométrica 2 Luminosidad de un cuerpo celeste ... Wikipedia

Las estrellas son el poder de la radiación. Generalmente se expresa en unidades iguales a la luminosidad del Sol. L? = 3,86 × 1026 W ... Diccionario enciclopédico grande

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

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

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

LUMINANCIA de una estrella, poder de radiación. Generalmente expresado en unidades iguales a la luminosidad del Sol L¤ = 3.86 × 1026 W ... diccionario enciclopédico

Estrellas de gran tamaño y alta luminosidad. El radio del gigante alcanza 1000 veces el radio del Sol, y la luminosidad es 1000 veces mayor que la luminosidad del Sol. Los gigantes tienen densidades medias bajas debido a las conchas delgadas extendidas. Algunos ... ... Diccionario astronómico

Estrellas, poder de radiación. Generalmente expresado en unidades de la luminosidad del Sol 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 está relacionada solo con la distancia a ellas: cuanto más lejos está la estrella, menos brillante debería aparecer. 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 solo de su distancia, sino también de la fuerza 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 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 del sol.

Determinando la luminosidad de las estrellas, los astrónomos han establecido que muchas estrellas son miles de veces más brillantes que el Sol, por ejemplo, la luminosidad de Deneb (alfa Cygnus) - 9400. Entre las estrellas hay aquellas que emiten cientos de miles de veces más luz. que el sol. Un ejemplo es la estrella denotada por la letra S en la constelación 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 Eagle) -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 son de diferentes colores. Por ejemplo, Vega y Deneb son blancos, Capella es amarillento y Betelgeuse es rojizo. Cuanto menor es la temperatura de la 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 6.000 grados y la temperatura de las estrellas rojas es de 3.000 grados o menos.

Las estrellas están compuestas por sustancias gaseosas incandescentes: 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 aún se acumulan en ciertos lugares. Por supuesto, incluso allí, las distancias entre las estrellas siguen siendo muy grandes. Pero debido a las distancias gigantescas, estrellas tan poco espaciadas 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 6-7 estrellas en las Pléyades, ubicadas muy cerca unas de otras. Más de un centenar de ellos se pueden ver a través de un telescopio en un área pequeña. Este es uno de los cúmulos, en el que las estrellas forman un sistema más o menos aislado, conectado movimiento general en el espacio. Este cúmulo de estrellas tiene unos 50 años luz de diámetro. 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 su estrella principal, la más brillante, rojiza Al-Debaran, hay otro cúmulo de estrellas más disperso: las Híades.

Algunos cúmulos de estrellas en telescopios débiles se ven como motas borrosas y nebulosas. En telescopios más fuertes, estas motas, especialmente hacia los bordes, se desintegran en estrellas individuales. Los grandes telescopios permiten establecer que se trata de cúmulos estelares especialmente cercanos que tienen forma esférica. Por lo tanto, estos cúmulos se denominan globulares. Actualmente se conocen más de cien cúmulos de estrellas globulares. Están todos muy lejos de nosotros. Cada uno de ellos consta de cientos de miles de estrellas.

La pregunta de qué es el mundo de las estrellas, aparentemente es una de las primeras preguntas que enfrentó la humanidad en los albores de la civilización. Cualquier persona que contemple el cielo estrellado conecta involuntariamente las estrellas más brillantes en las figuras 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 nos han llegado en forma de nombres poéticos: la constelación de Orión, la constelación de Hounds, la constelación de Andrómeda, etc. Estos nombres, por así decirlo, simbolizaban las ideas de nuestros antepasados ​​sobre la eternidad y la inmutabilidad del universo, la constancia y la inmutabilidad de la armonía del cosmos.