natgillin/translations-raw huggingface dataset:
El gran flux de dades personalitzades proveïdes per l' AAVSO ha estat implementat a & kstars; per Aaron Price. Gràcies, Aaron!
The customized data stream provided by the AAVSO was implemented for & kstars; by Aaron Price. Thank you, Aaron!
La lluminositat és la quantitat d' energia emesa per una estrella a cada segon.
Luminosity is the amount of energy emitted by a star each second.
Totes les estrelles irradien llum sobre una amplia gama de freqüències en l' espectre electromagnètic, des de les ones de ràdio de baixa energia fins als raigs gamma d' alta energia. Una estrella que emet predominantment en la regió ultravioleta de l' espectre produeix una quantitat total de magnituds d' energia major que la produïda en una estrella que emeti principalment a l' infraroig. De manera que, la lluminositat és una mesura de l' energia emesa per una estrella sobre totes les longituds d' ona. La relació entre la longitud d' ona i l' energia fou quantificada per Einstein com a "E = h * v" a on "v" és la freqüència, "h" és la constant de Planck i "E" és l' energia del fotó en julis. Es a dir, a longituds d' ona més curtes (i d' aquesta manera freqüències més altes) corresponen energies més altes.
All stars radiate light over a broad range of frequencies in the electromagnetic spectrum from the low energy radio waves up to the highly energetic gamma rays. A star that emits predominately in the ultra-violet region of the spectrum produces a total amount of energy magnitudes larger than that produced in a star that emits principally in the infrared. Therefore, luminosity is a measure of energy emitted by a star over all wavelengths. The relationship between wavelength and energy was quantified by Einstein as E = h * v where v is the frequency, h is the Planck constant, and E is the photon energy in joules. That is, shorter wavelengths (and thus higher frequencies) correspond to higher energies.
Per exemple, una longitud d' ona de lambda = 10 metres suposats en la regió del radi de l' espectre electromagnètic i que tinga una freqüència de f = c / lamba = 3 * 10^8 m/ s / 10 = 30 MHz a on "c" és la velocitat de la llum. L' energia d' aquest fotó és E = h * v = 6, 625 * 10^- 34 J s * 30 Mhz = 1, 988 * 10^- 26 julis. D' altra banda, la llum visible té longituds d' ona molt més curtes i a freqüències més altes. Un fotó que té una longitud d' ona de lamba = 5 * 10^- 9 metres (un fotó verdós) té una energia E = 3, 975 * 10^- 17 julis que està per sobre d' un milió de vegades més alt que l' energia d' un fotó de ràdio. De manera similar, un fotó de la llum vermella (longitud d' ona lamba = 700 nm) té menys energia que un fotó de la llum violeta (longitud d' ona lamba = 400 nm).
For example, a wavelength of lambda = 10 meter lies in the radio region of the electromagnetic spectrum and has a frequency of f = c / lambda = 3 * 10^8 m/ s / 10 = 30 MHz where c is the speed of light. The energy of this photon is E = h * v = 6.625 * 10^-34 J s * 30 Mhz = 1.988 * 10^-26 joules. On the other hand, visible light has much shorter wavelengths and higher frequencies. A photon that has a wavelength of lambda = 5 * 10^-9 meters (A greenish photon) has an energy E = 3.975 * 10^-17 joules which is over a billion times higher than the energy of a radio photon. Similarly, a photon of red light (wavelength lambda = 700 nm) has less energy than a photon of violet light (wavelength lambda = 400 nm).
La lluminositat depèn tant de la temperatura com de l' àrea superficial. Això té sentit ja que una fusta més gran irradia més energia que un llumí, tot i que ambdos tenen la mateixa temperatura. De manera similar, una barra de ferro escalfada a 2. 000 graus emet més energia que quan es calenta a tan sols 200 graus.
Luminosity depends both on temperature and surface area. This makes sense because a burning log radiates more energy than a match, even though both have the same temperature. Similarly, an iron rod heated to 2000 degrees emits more energy than when it is heated to only 200 degrees.
La lluminositat és una quantitat molt fonamental en astronomia i astrofísica. Molt del que s' aprèn a sobre dels objectes celestes ve de l' anàlisi de la llum. Això es deu a que els processos de comprovació que ocorren a dins de les estrelles queden registrats i transmesos per la llum. La lluminositat es mesura en unitats d' energia per segon. Quan es quantifica la llum els astrònoms prefereixen usar Ergs, abans que Vats.
Luminosity is a very fundamental quantity in Astronomy and Astrophysics. Much of what is learnt about celestial objects comes from analyzing their light. This is because the physical processes that occur inside stars gets recorded and transmitted by light. Luminosity is measured in units of energy per second. Astronomers prefer to use Ergs, rather than Watts, when quantifying luminosity.
Girish V
Girish V
Escala de magnitud
Magnitude Scale
Flux Colors i temperatures de les estrelles
Flux Star Colors and Temperatures
Fa 2500 anys, l' antic astrònom grec Hipparchus va classificar la brillantor de les estrelles visibles en una escala de l' 1 al 6. A les estrelles més brillants les anomenà de primera magnitud i a les més febles que va poder veure de sexta magnitud. Increïblement, dos mil· lenis i mig més tard, l' esquema de classificació d' Hipparchus segueix sent emprat pels astrònoms, enacara que des de llavors ha estat modernitzat i quantificat.
2500 years ago, the ancient Greek astronomer Hipparchus classified the brightnesses of visible stars in the sky on a scale from 1 to 6. He called the very brightest stars in the sky first magnitude, and the very faintest stars he could see sixth magnitude. Amazingly, two and a half millenia later, Hipparchus's classification scheme is still widely used by astronomers, although it has since been modernized and quantified.
L' escala de magnitud va a l' inrevés del que es podria esperar: Les estrelles més brillants tenen magnituds més petites que les més febles).
The magnitude scale runs backwards to what you might expect: brighter stars have smaller magnitudes than fainter stars).
L' escala de magnitud moderna és una messura quantitativa del flux de llum que arriba des d' una estrella, mitjançant una escala logarítmica:
The modern magnitude scale is a quantitative measurement of the flux of light coming from a star, with a logarithmic scaling:
m = m_ 0 - 2. 5 log (F / F_ 0)
m = m_0 - 2.5 log (F / F_0)
Si no enteneu les matemàtiques, aquesta fórmula tan sols diu que la magnitud d' una certa estrella (m) és diferent de la d' alguna estrella estàndard (m_ 0) per 2, 5 vegades el logaritme de la seva proporció de flux. El factor 2, 5* log significa que si la proporció de flux és 100, la diferència en magnituds serà de 5. Així doncs, una estrella de sexta magnitud és 100 vegades més feble que una de primera magnitud. El motiu pel que la simple classificació d' Hipparchus es tradueix a una funció relativament complexa és que l' ull humà respon logarítmicament a la llum.
If you do not understand the math, this just says that the magnitude of a given star (m) is different from that of some standard star (m_0) by 2.5 times the logarithm of their flux ratio. The 2.5 *log factor means that if the flux ratio is 100, the difference in magnitudes is 5 mag. So, a 6th magnitude star is 100 times fainter than a 1st magnitude star. The reason Hipparchus's simple classification translates to a relatively complex function is that the human eye responds logarithmically to light.
S' usa una varietat d' escales de magnitud, cadascuna de las quals serveix per a un propòsit diferent. La més comuna és l' escala de magnitud aparent; això és, la messura de la brillantor de les estrelles (i altres objectes) segons l' ull humà. L' escala de magnitud aparent defineix que l' estrella Vega té una magnitud de 0, 0 i assigna magnituds a tots els altres objectes usant l' anterior equació i una messura de la proporció de flux de cada objecte amb respecte a Vega.
There are several different magnitude scales in use, each of which serves a different purpose. The most common is the apparent magnitude scale; this is just the measure of how bright stars (and other objects) look to the human eye. The apparent magnitude scale defines the star Vega to have magnitude 0.0, and assigns magnitudes to all other objects using the above equation, and a measure of the flux ratio of each object to Vega.
Això dificulta entendre a les estrelles usant únicament les magnituds aparents. Imagineu dues estrelles en el cel amb una magnitud aparent similar, és a dir, que aparenten ser igual de brillants. És impossible saber, a simple vista, si tenen la mateixa lluminositat intrínseca; és possible que una de les estrelles sigui intrínsecament més brillant, però que estiga més llunyana. Si es conegués la distància a les estrelles (mireu l' article sobre la paral· laxi), es podria tenir en compte i assignar magnituds absolutes que reflexarien la seva verdadera lluminositat intrínseca. La magnitud absoluta defineix quina magnitud aparent tindria l' estrella si fos observada des d' una distància de 10 parsecs (1 parsec equival a 3, 26 anys llum o 3, 1 x 10^18 cm). La magnitud absoluta (M) es pot determinar a partir de la magnitud aparent (m) i la distància en parsecs (d), usant la fórmula:
It is difficult to understand stars using just the apparent magnitudes. Imagine two stars in the sky with the same apparent magnitude, so they appear to be equally bright. You cannot know just by looking if the two have the same intrinsic brightness; it is possible that one star is intrinsically brighter, but further away. If we knew the distances to the stars (see the parallax article), we could account for their distances and assign Absolute magnitudes which would reflect their true, intrinsic brightness. The absolute magnitude is defined as the apparent magnitude the star would have if observed from a distance of 10 parsecs (1 parsec is 3.26 light-years, or 3.1 x 10^18 cm). The absolute magnitude (M) can be determined from the apparent magnitude (m) and the distance in parsecs (d) using the formula:
M = m + 5 - 5 * log( d) (tingueu en compte que M=m quan d=10).
M = m + 5 - 5 * log(d) (note that M=m when d=10).
L' escala moderna de magnituds no està basada en l' ull humà, està basada en plaques fotogràfiques i fotòmetres fotoelèctrics. Gràcies als telescopis podem veure objectes molt més febles dels que podia veure Hipparchus a simple vista, així que l' escala de magnituds s' ha anat estenent més enllà de la sexta magnitud. De fet, el telescopi espacial Hubble pot captar estrelles gairebé tan febles com les de magnitud 30, que són un bilió de vegades més febles que Vega!
The modern magnitude scale is no longer based on the human eye; it is based on photographic plates and photoelectric photometers. With telescopes, we can see objects much fainter than Hipparchus could see with his unaided eyes, so the magnitude scale has been extended beyond 6th magnitude. In fact, the Hubble Space Telescope can image stars nearly as faint as 30th magnitude, which is one trillion times fainter than Vega.
Una nota final: La magnitud normalment es mesura a través d' un filtre de color d' algun tipus i aquestes magnituds s' identifiquen per mitjà de la descripció del filtre (ead;, m_ V és la magnitud a través d' un filtre visual, el qual és verdos; m_ B és la magnitud a través d' un filtre blau; m_ pg és una magnitud mesurada gràcies a una placa fotogràfica, & etc;).
A final note: the magnitude is usually measured through a color filter of some kind, and these magnitudes are denoted by a subscript describing the filter (ie;, m_V is the magnitude through a visual filter, which is greenish; m_B is the magnitude through a blue filter; m_pg is the photographic plate magnitude, & etc;).
El meridià local
The Local Meridian
Angle horari Esfera celest
Hour Angle Celestial Sphere
El meridià local és un cercle major imaginari sobre l 'esfera celest que és perpendicular a l' horitzó local. Creua el punt nord sobre l' horitzó, a través del pol celest, fins al zenit i a través del punt sud sobre l' horitzó.
The Local Meridian is an imaginary Great Circle on the Celestial Sphere that is perpendicular to the local Horizon. It passes through the North point on the Horizon, through the Celestial Pole, up to the Zenith, and through the South point on the Horizon.
Com està fixat a l' horitzó local, les estrelles aparenten travessar el meridià local amb la rotació de la Terra. Podeu usar l 'ascensió recta i el temps sideral local d' un objecte per a determinar quan travessarà el nostre meridià local (veure angle horari).
Because it is fixed to the local Horizon, stars will appear to drift past the Local Meridian as the Earth spins. You can use an object's Right Ascension and the Local Sidereal Time to determine when it will cross your Local Meridian (see Hour Angle).
James Lindenschmidt
James Lindenschmidt
Unitat astronòmica
Astronomical Unit
Parsec
Parsec
La paral· laxi és el canvi aparent de la posició d' un objecte observat produïda per una variació en la posició de l' observador. Com a exemple, poseu la vostra mà al davant vostre amb el braç estès i observeu un objecte que es trobi al costat de l' habitació i que quedi al darrere de la vostra mà. Ara moveu el cap a la vostra espatlla dreta, i ara la vostra mà apareixerà a l' esquerra de l' objecte distant. Porteu el vostre cap cal a l' espatlla esquerra per a comprovar que en aquesta ocasió la mà apareixerà a la dreta de l' objecte distant.
Parallax is the apparent change of an observed object's position caused by a shift in the observer's position. As an example, hold your hand in front of you at arm's length, and observe an object on the other side of the room behind your hand. Now tilt your head to your right shoulder, and your hand will appear on the left side of the distant object. Tilt your head to your left shoulder, and your hand will appear to shift to the right side of the distant object.
A causa de que la Terra orbita al voltant del Sol, observem el cel des d' una posició en constant moviment a l' espai. En conseqüència, és d' observar un cert efecte de paral· laxi anual, en la que les posicions dels objectes propers aparenten un balandreig provocat pel nostre moviment al voltant del Sol. Això fa que succeeixi, però les distàncies per a les estrelles més properes són tan grans que necessitareu fer acurades observacions amb un telescopi per a detectar- la Els astrònoms de la Grècia antiga tenien coneixement sobre la paral· laxi; ja que ells no podien observar una paral· laxi anual en les posicions de les estrelles, pel que arribaren a la conclusió que la Terra podria no estar en moviment al voltant del Sol. Del que no s' adonaren fou de que les estrelles estan milions de vegades més llunyanes que el Sol, de manera l' efecte de la paral· laxi és impossible de considerar a simple vista..
Because the Earth is in orbit around the Sun, we observe the sky from a constantly moving position in space. Therefore, we should expect to see an annual parallax effect, in which the positions of nearby objects appear to wobble back and forth in response to our motion around the Sun. This does in fact happen, but the distances to even the nearest stars are so great that you need to make careful observations with a telescope to detect it The ancient Greek astronomers knew about parallax; because they could not observe an annual parallax in the positions of stars, they concluded that the Earth could not be in motion around the Sun. What they did not realize was that the stars are millions of times further away than the Sun, so the parallax effect is impossible to see with the unaided eye..
Els telescopis moderns permeten als astrònoms usar la paral· laxi anual per a mesurar la distància a les estrelles més properes, usant la triangulació. L' astrònom mesura acuradament la posició de l' estrella en dues dates, en un interval de sis mesos. Quant més propera estiga l' estrella del Sol, major serà l' aparença de desplaçament en la seva posició entre les dues dates.
Modern telescopes allow astronomers to use the annual parallax to measure the distance to nearby stars, using triangulation. The astronomer carefully measures the position of the star on two dates, spaced six months apart. The nearer the star is to the Sun, the larger the apparent shift in its position will be between the two dates.
Durant el periode de sis mesos, la Terra es mou al llarg de la meitat de la seva òrbita al voltant del Sol, en aquest temps la seva posició canvia 2 unitats astronòmiques (el que abreujat seria UA; 1 UA és la distància entre la Terra i el Sol, aproximadament 150 milions de kilòmetres). Aquesta sembla una distància enorme, però fins i tot l' estrella més propera al Sol (Alfa Centauri) està a uns 40 bilions de kilòmetres de distància! En conseqüència, la paral· laxi anual és molt petita, típicament menor que un segon d' arc, el qual tan sols és 1/ 3. 600 d' un grau. Una unitat de distància que resulta convenient per a les estrelles properes és el parsec, que significa "segon d' arc de paral· laxi". Un parsec és la distància a la que estaria una estrella si és observada amb un angle de paral· laxi d' un segon d' arc. El qual equival a 3, 26 anys llum o 31 bilions de kilòmetres Els astrònoms prefereixen aquesta unitat pel que s' han definit els kiloparsecs per a mesurar distàncies a escala galàctica i els megaparsecs per a mesurar distàncies intergalàctiaques, fins i tot aquestes distàncies són massa grans com per a poder observar una paral· laxi. Per aquestes distàncies són necessaris altres mètodes.
Over the six-month period, the Earth has moved through half its orbit around the Sun; in this time its position has changed by 2 Astronomical Units (abbreviated AU; 1 AU is the distance from the Earth to the Sun, or about 150 million kilometers). This sounds like a really long distance, but even the nearest star to the Sun (alpha Centauri) is about 40 trillion kilometers away. Therefore, the annual parallax is very small, typically smaller than one arcsecond, which is only 1/ 3600 of one degree. A convenient distance unit for nearby stars is the parsec, which is short for "parallax arcsecond". One parsec is the distance a star would have if its observed parallax angle was one arcsecond. It is equal to 3.26 light-years, or 31 trillion kilometers Astronomers like this unit so much that they now use kiloparsecs to measure galaxy-scale distances, and Megaparsecs to measure intergalactic distances, even though these distances are much too large to have an actual, observable parallax. Other methods are required to determine these distances.
La precessió és el canvi gradual de la direcció de l' eix rotacional de la Terra. Aquest eix traça un con en la rotació, completant un cicle complet cada 26. 000 anys. Si alguna vegada heu jugat amb a donar voltes o amb un trompo, el balandreig rotacional de la part superior s' anomena precessió.
Precession is the gradual change in the direction of the Earth's spin axis. The spin axis traces a cone, completing a full circuit in 26,000 years. If you have ever spun a top or a dreidel, the wobbling rotation of the top as it spins is precession.
Atès que la direcció dels eixos rotacionals de la Terra canvia, també ho fa la localització dels pols celestes.
Because the direction of the Earth's spin axis changes, so does the location of the Celestial Poles.
El motiu de la precessió de la Terra és complicat. La Terra no és una esfera perfecta, està un xic aixafada, de manera que el cercle major de l' equador és més llarg que un cercle major meridional que passi pels pols. A més, la Lluna i el Sol es troben fora del pla equatorial de la Terra. Com a resultat, l' atracció gravitacional de la Lluna i el Sol sobre la Terra, produeixen una lleugera força de torsió a més d' una força lineal. Aquesta deformació és la que produeix el moviment de precessió de la Terra.
The reason for the Earth's precession is complicated. The Earth is not a perfect sphere, it is a bit flattened, meaning the Great Circle of the equator is longer than a meridonal great circle that passes through the poles. Also, the Moon and Sun lie outside the Earth's Equatorial plane. As a result, the gravitational pull of the Moon and Sun on the oblate Earth induces a slight torque in addition to a linear force. This torque on the spinning body of the Earth leads to the precessional motion.
La precessió és més fàcil de veure si s' observa el pol celest. Per a trobar el pol, canvieu primer a coordenades equatorials a la finestra Opcions de la vista i després mantingueu premuda la tecla fletxa amunt fins que s' aturi el desplaçament. La declinació mostrada en el centre del Rètol informatiu tindrà que ser de 90 graus, i l' estrella Polaris tindrà que estar a prop del centre de la pantalla. Proveu a desplaçar- vos amb les fletxes dreta i esquerra. Notareu com el cel aparenta rotar al voltant del pol.
Precession is easiest to see by observing the Celestial Pole. To find the pole, first switch to Equatorial Coordinates in the Configure & kstars; window, and then hold down the Up arrow key until the display stops scrolling. The declination displayed in the center of the Info Panel should be +90 degrees, and the bright star Polaris should be nearly at the center of the screen. Try slewing with the left and right arrow keys. Notice that the sky appears to rotate around the Pole.
Ara demostrarem la precessió canviant la data a un any molt llunyà i observant que la localització del pol celest ja no està a prop de l' estrella Polaris. Obrir la finestra Estableix temps (Ctrl; S) i establir la data a l' any 8000 (actualment, & kstars; no és capaç de treballar amb dates més llunyanes, però aquesta és suficient per al nostre propòsit). Tingueu en compte que la imatge del cel ara està centrada en un punt entre les constel· lacions de Cygnus i Cepheus. Verifiqueu que aquest és en realitat el pol desplaçant- se a dreta i esquerra: El cel gira al voltant d' aquest punt; en l' any 8000, el pol celest nord ja no estarà a prop de l' estrella Polaris!
We will now demonstrate Precession by changing the Date to a very remote year, and observing that the location of the Celestial Pole is no longer near Polaris. Open the Set Time window (Ctrl; S), and set the date to the year 8000 (currently, & kstars; cannot handle dates much more remote than this, but this date is sufficient for our purposes). Notice that the sky display is now centered at a point between the constellations Cygnus and Cepheus. Verify that this is actually the pole by slewing left and right: the sky rotates about this point; in the year 8000, the North celestial pole will no longer be near Polaris.
Una volta ràpida per & kstars;
A Quick Tour of & kstars;
Aquest capítol presenta una visita guiada de & kstars;, introduint- vos a la majoria de característiques importants.
This chapter presents a guided tour of & kstars;, introducing many of its important features.
Aquesta és una instantània de la finestra principal de & kstars;:
Here is a screenshot of the & kstars; main window: