natgillin/translations-raw huggingface dataset:
Variable stjerner er stjerner der ændrer lysstyrke. En lyskurve er et plot af en variabel stjernes lysstyrke over tid. Ved at kigge på en lyskurve kan du se hvordan en stjerne har opført sig i fortiden og prøve at forudse hvordan den vil opføre sig i fremtiden. Astronomerne bruger også lyskurverne til at lave en model over de astrofysiske processer i stjernen. Det er vigtigt for at forstå hvordan stjerner virker og udvikler sig.
Variable stars are stars that change in brightness. A light curve is a plot of a variable star 's brightness over time. By looking at a light curve you can see how the star has behaved in the past and try to predict how it will behave in the future. Astronomers also use this data to model astrophysical processes in the star. This important to help us understand how stars work.
Data
The Data
Her er en gennemgang af de forskellige datatyper der indgår i lyskurverne:
Here is a summary of the various types of data available in the light curves:
Visuel observation: Dette er en observation af en variabel stjerne foretaget af en observatør med et almindeligt teleskop. Det betyder at at observatøren så stjernen med X lysstyrke Y dag og tid.
Visual Observation: This is an observation of a variable star by an observer with a regular telescope. It means that an observer saw the star at Y brightness on X date and time.
Svagere end: Sommetider er stjernen for lyssvag til at kunne ses af observatøren. Når det sker rapporterer observatøren den svageste stjerne hun kan se. Disse observationer kaldes svagere end fordi den variable stjerne var svagere end den lysstyrke er rapporteret.
Fainter than: Sometimes the star is too faint to be seen by the observer. When that happens, the observer reports the faintest star seen in the field. These are called fainter thans because the variable star was fainter than the brightness reported.
Gennemsnit: Det er det beregnede løbende gennemsnit af alle de rapporterede data. Bin nummeret fortæller computeren hvor mange døgn der skal bruges i hver gennemsnitsberegning. Dette skal ændres alt efter observationernes hyppighed. Fejlbjælkerne viser den 1. sigma standardafvigelse af fejl.
Average: This is a computed running average of all the data reported. The bin number tells the computer how many days to use in each average calculation. This will need to be adjusted based on the frequency of observations. The error bars represent the 1 sigma standard deviation of error.
CCDV: Dette er observationer lavet med et CCD - kamera med et Johnson V filter. CCDV observationer har en tendens til at være mere præcise (men er det ikke altid).
CCDV: These are observations reported using a CCD with a Johnson V filter. CCDV observations tend to be more accurate than visual (but not always).
CCDB: CCD observationer med et Johnson B filter.
CCDB: CCD observations with a Johnson B filter.
CCDI: CCD observationer med et Cousins Ic filter.
CCDI: CCD observations with a Cousins Ic filter.
CCDR: CCD observationer med et Cousins R filter.
CCDR: CCD observations with a Cousins R filter.
Modstridende data: Dette er de data der er blevet markeret af en AAVSO - medarbejder som modstridende i følge HQ 's regler for datavalidering. Kontakt aavso@ aavso. org for flere oplysninger.
Discrepant Data: This is data that has been flagged by an AAVSO staff member as being discrepant following HQ rules for data validation. Contact aavso@aavso. org for more information.
Datoer: Den observationsdatabase lyskurverne bygger på opdateres hvert 10. minut, så du kan modtage data i noget nær realtid. I øjeblikket er lyskurvedata kun tilgængelige tilbage til 1961, men de vil sikkert i fremtiden blive udvidet længere tilbage.
Dates: The observational database the light curves are based on is updated every 10 minutes so you can get data in near real-time. Right now light curve data is only available back to 1961, but this will likely be expanded further back in time in the future.
Opdaterer din lokale kopi af variable stjerner
Updating your local copy of Variable Stars
AAVSO udgiver den fulde liste af variable stjerner som en del af deres overvågningsprogram. Denne fil bliver opdateret hver måned med nyligt opdagede variable stjerner. For at synkronisere den liste & kstars; bruger med AAVSO 's masterliste, tryk på Opdatér liste i AAVSO - dialogen. Så vil & kstars; forsøge at koble op til AAVSO - databasen og hente den nyeste liste.
The AAVSO publishes the full list of variable stars in their monitoring program. This file is updated monthly with newly discovered variable stars. To sync the list that & kstars; uses with the AAVSO master list, click on the Update List button in the AAVSO dialogue. & kstars; will then attempt to connect to the AAVSO database and download the latest list.
Den tilpassede datastrøm som AAVSO stiller til rådighed for & kstars; er implementeret af Aaron Price. Tusind tak Aaron!
The customised data stream provided by the AAVSO was implemented for & kstars; by Aaron Price. Thank you, Aaron!
Strålingseffekt
Luminosity
Strålingseffekten er den mængde energi en stjerne udsender hvert sekund.
Luminosity is the amount of energy emitted by a star each second.
Alle stjerner udsender elektromagnetisk stråling over store dele af det elektromagnetiske spekter fra radiobølger der ikke indeholder så meget energi til højenergistråling som gammastråler. En stjerne der mest udsender sin stråling i den ultraviolette del af spekteret udsender mere energi end en stjerne der udsender det meste af sin stråling som infrarød stråling. Derfor er strålingseffekten et mål for den samlede energi der udsendes over alle bølgelængder. Sammenhængen mellem bølgelængden og energien blev kvantificeret af Einstein som E = h * v hvor v er frekvensen, h er Plancks konstant og E er fotonens energi i joules. Det betyder at fotoner med lavere bølgelængder (og derfor højere frekvens) har højere energi end længere bølger.
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.
Eksempel: en radiobølge med en bølgelængde på 10 meter har en frekvens på f = c / lambda = 3 * 10^8 m/ s / 10 = 30 MHz hvor c er lysets hastighed. Energien af denne foton er E = h * v = 6. 625 * 10^- 34 J s * 30 MHz = 1. 988 * 10^- 26 joule. Synligt lys har meget kortere bølgelængde og dermed højere frekvens. En foton der har en bølgelængde på 5 * 10^- 9 meter (en grønlig foton) har en energi på E = 3. 975 * 10^- 17 joule, det er over en milliard gange højere energi end radiofotonen. På samme måde har en rød foton (med en bølgelængde på 700 nm) mindre energi end en violet foton (bølgelængde 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).
Den samlede strålingseffekt afhænger både af temperaturen og overfladens areal. Det kan man f. eks. se af at et stykke brænde med ild i udsender mere varme end en tændstik på trods af at de har samme temperatur. Og en jernstang som er 2000 grader varm udsender mere energi end hvis den kun var 200 grader.
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.
Strålingseffekten er en meget fundamental ting i astronomi og astrofysikken. Meget af det vi ved om himmellegemerne stammer fra analyser af deres lys. Det skyldes at meget af det det foregår indeni en stjerne afspejles i dens udsendelse af elektromagnetisk stråling. Strålingseffekt måles i energienheder per sekund. Astronomer foretrækker at bruge enheden Erg frem for Watt, når de kvantificerer strålingseffekten.
Luminosity is a very fundamental quantity in Astronomy and Astrophysics. Much of what is learnt about celestial objects comes from analysing 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.
Størrelsesklasser
Magnitude Scale
Flux Stjernernes farver og temperatur
Flux Star Colours and Temperatures
For 2500 år siden inddelte den græske astronom Hipparchus alle synlige stjerner efter deres lysstyrke. Han inddelte dem i 6 klasser fra 1 til 6. De klareste stjerner kaldte han første størrelsesklasse og de svageste han kunne se sjette størrelsesklasse. Utroligt nok bruges Hipparchus størrelsesklasser stadig flittigt af alverdens astronomer her 2500 år senere. Systemet er dog blevet moderniseret og kvantificeret.
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 modernised and quantified.
Systemet i størrelsesklasserne er omvendt af hvad man måske umiddelbart skulle forvente. Klarere stjerner har lavere størrelsesklasser end svagere stjerner.
The magnitude scale runs backwards to what you might expect: brighter stars have smaller magnitudes than fainter stars).
Den moderne størrelsesklasseinddeling bygger på målinger af den lysmængde (flux) der kommer fra en stjerne, angivet på en logaritmisk skala:
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)
Hvis du ikke forstår matematikken, betyder det bare at størrelsesklassen af en given stjerne (m) er forskellig fra en standardstjerne (m_ 0) med 2, 5 gange logaritmen af deres lysmængde (flux ratio). Faktoren 2, 5 * log betyder at hvis forskellen i lysmængden fra to stjerner er 100, er forskellen i størrelsesklasser 5 klasser (mag). Så en stjerne i størrelsesklasse 6 er 100 gange svagere end en stjerne i størrelsesklasse 1. Årsagen til at Hipparchus simple klassifikation svarer til så indviklet en formel er at det menneskelige øje opfatter lyset logaritmisk.
If you do not understand the maths, 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.
Der findes flere forskellige systemer af størrelsesklasser, hver med deres anvendelsesområde. Den mest benyttede er de tilsyneladende størrelsesklasser. Det er bare et mål for hvor lysstærk en stjerne (og andre himmelobjekter) ser ud for øjet på jordoverfladen. Den tilsyneladende størrelsesklasseskala definerer stjernen Vega som størrelsesklasse 0, 0. Og alle andre objekters størrelsesklasse kan så beregnes ud fra Vega med den ovenstående formel.
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.
Det er vanskeligt at forstå stjerner ved kun at benytte deres tilsyneladende størrelsesklasser. Forestil dig to stjerner på himlen med den samme tilsyneladende størrelsesklasse, som altså ser ud til at lyse lige meget. Du kan ikke afgøre bare ved at kigge om to stjerner faktisk udsender lige meget lys eller den ene faktisk udsender meget mere lys, men bare er længere væk. Hvis vi kender afstanden til stjernerne (se artiklen om parallakse), kan vi kompensere for afstanden og finde deres Absolutte størrelsesklasse som viser hvor meget lys de faktisk udsender. De absolutte størrelsesklasser er defineret som den tilsyneladende størrelsesklasse en stjerne ville have hvis den blev observeret fra en afstand på 10 parsec (1 parsec er 3. 26 lysår, eller 3. 1 x 10^18 cm). Den absolutte størrelsesklasse (M) kan beregnes ud fra den tilsyneladende størrelsesklasse (m) og afstanden i parsec (d) med følgende formel:
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) (bemærk at M=m når d=10).
M = m + 5 - 5 * log(d) (note that M=m when d=10).
Den moderne størrelsesklasseskala er ikke længere baseret på det menneskelige øje, den bygger på fotografiske plader og fotoelektriske fotometre. Med teleskoper kan man se meget lyssvagere objekter end Hipparchus kunne med det blotte øje, så størrelsesklasseskalaen er blevet udvidet under størrelsesklasse 6. Faktisk kan rumteleskopet Hubble se stjerner ned i nærheden af 30. størrelsesklasse. Hvilket er en trillion gange svagere end 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.
En sidste note: størrelsesklasserne måles som regel gennem et farvefilter af en eller anden slags. Og disse størrelsesklasser ledsages af et bogstav der beskriver filteret (f. eks. er m_ V størrelsesklassen målt med et synligt filter, som er grønligt, m_ B er en størrelsesklasse målt gennem et blåt filter, m_ pg er størrelsesklassen målt med en fotografisk plade osv.).
A final note: the magnitude is usually measured through a colour 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;).
Den lokale meridian
The Local Meridian
Timevinkel Himmelkuglen (himmelsfæren)
Hour Angle Celestial Sphere
Den lokale meridian er en tilsyneladende storcirkel på himmelkuglen der står vinkelret på horisonten. Meridianen går gennem horisontens nordpunkt, himlens poler, zenit og horisontens sydpunkt.
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.
Fordi meridianen er knyttet til horisonten lige der hvor du ser fra, ser alle stjerner ud til at passerer den lokale meridian, når jorden drejer. Du kan bruge et himmelobjekts rektascension og den lokale sideriske tid til at bestemme hvornår det vil passere din lokale meridian. (se timevinkel).
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).
Astronomisk enhed
Astronomical Unit
Parallakse er den tilsyneladende ændring af et observeret objekts position der skyldes betragterens egen bevægelse. Et eksempel: Hold en hånd ud i strakt atm foran dig og kig på en ting i den anden ende af rummet der er bag din hånd. Læg så hovedet ned på din højre skulder og tingen vil se ud som om den har bevæget sig til venstre i forhold til hånden. Læg så hovedet over på den venstre skulder og tingen ser ud til at have flyttet sig mod højre.
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.
Fordi jorden bevæger sig i en bane rundt om solen ser vi hele tiden himlen fra en konstant skiftende position. Derfor skulle vi forvente at se en årlig parallakse effekt som skulle få de nærmeste objekter til at bevæge sig frem og tilbage som følge af jordens bevægelse om solen. Dette finder faktisk sted, men selv de nærmeste objekter befinder sig alligevel så langt væk at der skal omhyggelige målinger udført med et teleskop til for at registrere dem. De gamle græske astronomer kendte til parallakse, og fordi de ikke kunne måle nogen parallakse for stjernerne konkluderede de at jorden ikke bevægede sig rundt om solen. Hvad de ikke var klar over var, at stjernerne er mange milioner gange længere væk end solen, så parallakseeffekten er umulig at se med det blotte øje..
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 realise 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..
Moderne teleskoper sætter astronomer i stand til at måle afstanden til stjerner der er tæt på ved at bruge triangulation. Astronomerne måler omhyggeligt en bestemt stjernes position med seks måneders mellemrum. Jo tættere stjernen befinder sig på solen, jo større vil den tilsyneladende ændring af dens position være mellem de to datoer.
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.
Over en seksmåneders periode vil jorden have bevæget sig halvdelen af sin tur rundt om solen, på denne tid har jordens position ændret sig 2 Astronomiske enheder (forkortes AU. En AU er afstanden mellem jorden og solen, eller ca 150 millioner kilometer). Det lyder som en meget stor afstand, men selv den nærmeste stjerne udover solen (alpha Centauri) er omkring 40 trillioner kilometer væk. Derfor er den årlige parallakse er meget lille, typisk under et buesekund, hvilket kun er 1/ 3600 af en grad. En passende længdeenhed at måle afstande til de nærmeste stjerner med er enheden parsec, som er en forkortelse af parallax arcsecond. En parsec er den afstand en stjerne ville have hvis dens observerede parallaksevinkel var i buesekund. Den svarer til 3, 26 lysår eller 31 trillioner kilometer Astronomer holder så meget af denne enhed at de nu benytter kiloparsec til at beskrive afstande i galaksestørrelse, og Megaparsec til at måle intergalaktiske afstande, selvom disse afstande er alt for store til at man faktisk kan måle parallakse. Der skal andre målemetoder til for at måle den slags afstande.
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.
Præcession er den gradvise ændring af den retning jordens rotationsakse peger i. Rotationsaksen tegner en cirkel på himlen. Det tager 26. 000 år før aksen er tilbage ved udgangspunktet. Hvis du nogen sinde har prøvet at snurre en top, kender du det fænomen at toppen slingrer før den falder - det er præcession.
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.
Fordi retningen af jordens rotationsakse ændrer sig, ændrer placeringen af himlens poler sig også.
Because the direction of the Earth 's spin axis changes, so does the location of the Celestial Poles.
Forklaringen på jordens præcession er indviklet. Jorden er ikke perfekt kugleformet, men en anelse fladtrykt. Det betyder at ækvator ikke helt er en perfekt storcirkel. Ækvator er længere end en storcirkel på den anden led (gennem nord - og sydpolen). Solen og Månen ligger ikke på jordens ækvatorialplan. Deres tyngdekraft bevirker derfor et let vrid udover deres lineære kraft. Dette vrid på jordens rotation forårsager præsessionsbevægelsen.
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.