natgillin/translations-raw huggingface dataset:
The list of defined FOV symbols is displayed on the left. On the right are buttons for adding a new symbol, editing the highlighted symbol 's properties, and removing the highlighted symbol from the list. Note that you can even modify or remove the four predefined symbols (if you remove all symbols, the four defaults will be restored the next time you start & kstars;). Below these three buttons is a graphical preview display showing the highlighted symbol from the list. When the New... or Edit... button is pressed, the New FOV Symbol window is opened:
Vasakul asub määratud vaatevälja sümbolite nimekiri. Paremal on nupud uue sümboli lisamiseks, esiletõstetud sümboli omaduste redigeerimiseks ning esiletõstetud sümboli eemaldamiseks nimekirjast. Pane tähele, et redigeerida või eemaldada saab ka nelja eelnevalt määratud sümbolit (kui eemaldad kõik sümbolid, taastatakse neli vaikesümbolit & kstars; i järgmisel käivitamisel). Nende kolme nupu all on eelvaatluse aken, kus on näha nimekirjas esile tõstetud sümbol. Klõps nupule Uus... või Redigeeri... avab akna Uus vaatevälja sümbol:
New Field-of-View Symbol
Uus vaatevälja sümbol
New FOV Symbol
Uus vaatevälja sümbol
Defining New
Uue määramine
This window lets you modify the four properties that define a FOV symbol: name, size, shape and colour. The angular size for the symbol can either be entered directly in the Field of View edit box, or you can use the Eyepiece/ Camera Tabs to calculate the field-of-view angle, given parameters of your telescope/ eyepiece or telescope/ camera setup. The four available shapes are: Circle, Square, Crosshairs, and Bullseye. Once you have specified all four parameters, press Ok, and the symbol will appear in the list of defined symbols. It will also be available from the Settings _BAR_ FOV menu.
See aken võimaldab muuta nelja vaatevälja sümbolit defineerivat omadust: nimi, suurus, kuju ja värv. Sümboli nurga suuruse saab kirjutada otse tekstiväljale Vaateväli või arvutada see välja kaamerakaardil vastavalt teleskoobi parameetritele. Valida on nelja kuju vahel: ring, ruut, ristik, märklaud. Kui kõik neli parameetrit on määratud, klõpsa nupule OK ning sümbol ilmub määratud sümbolite nimekirja. Samuti saab seda seejärel kasutada menüüs Seadistused _BAR_ Vaateväli.
The Celestial Poles
Taevapoolused
The sky appears to drift overhead from east to west, completing a full circuit around the sky in 24 (Sidereal) hours. This phenomenon is due to the spinning of the Earth on its axis. The Earth 's spin axis intersects the Celestial Sphere at two points. These points are the Celestial Poles. As the Earth spins; they remain fixed in the sky, and all other points seem to rotate around them. The celestial poles are also the poles of the Equatorial Coordinate System, meaning they have Declinations of +90 degrees and -90 degrees (for the North and South celestial poles, respectively).
Taevas paistab triivivat idast läände, tehes täistiiru 24 tähetunniga. Selle põhjus peitub Maa pöörlemises ümber oma telje. Maa pöörlemistelg lõikub taevasfääriga kahes punktis. Need ongi taevapoolused. Kui Maa pöörleb, jäävad need punktid taevas ikka samale kohale, nii et kõik teised taevalaotuse punktid paistavad ümber nende tiirlevat. Taevapoolused on ühtlasi ekvaatorilise koordinaatide süsteemi poolused, mis tähendab, et nende kääne on +90 ja - 90 kraadi (vastavalt põhja - ja lõunataevapoolusel).
The North Celestial Pole currently has nearly the same coordinates as the bright star Polaris (which is Latin for Pole Star). This makes Polaris useful for navigation: not only is it always above the North point of the horizon, but its Altitude angle is always (nearly) equal to the observer 's Geographic Latitude (however, Polaris can only be seen from locations in the Northern hemisphere).
Põhjataevapooluse koordinaadid on praegu enam- vähem samad heleda tähe Põhjanaela koordinaatidega (muide, ladina keeles tähendabki selle nimi Polaris poolusetähte). Seetõttu armastavad näiteks meresõitjad väga kasutada Põhjanaela: see osutab alati horisondil põhjasuunda ning pealegi on tema kõrgus alati (peaaegu täpselt) võrdne vaatleja geograafilise laiuskraadiga. Siiski on Põhjanael nähtav ainult Maa põhjapoolkeral.
The fact that Polaris is near the pole is purely a coincidence. In fact, because of Precession, Polaris is only near the pole for a small fraction of the time.
Põhjanael on pooluse lähedal siiski puhtalt kokkusattumuse tõttu. Tegelikult asub ta tänu pretsessioonile pooluse lähedal astronoomilises ajaarvestuses ainult väga lühikest aega.
Exercises:
Ülesanded:
Use the Find Object window (Ctrl; F) to locate Polaris. Notice that its Declination is almost (but not exactly) +90 degrees. Compare the Altitude reading when focused on Polaris to your location 's geographic latitude. They are always within one degree of each other. They are not exactly the same because Polaris is n't exactly at the Pole. (you can point exactly at the pole by switching to Equatorial coordinates, and pressing the up-arrow key until the sky stops scrolling).
Kasuta akent Objekti otsimine (Ctrl; F) Põhjanaela asukoha määramiseks. Pane tähele, et tähe kääne on peaaegu (aga mitte päris täpselt) +90 kraadi. Võrdle nüüd Põhjanaela kõrgust oma asukoha geograafilise laiuskraadiga. Need jäävad alati ühe kraadi sisse. Nad ei ole päris ühesugused, sest Põhjanael ei asu täpselt pooluse kohal. (Pooluse saad määrata, kui lülitad sisse ekvaatorilised koordinaadid ning vajutad üles- nooleklahvi, kuni taevas enam ei pöörle.)
Use the Time Step spinbox in the toolbar to accelerate time to a step of 100 seconds. You can see the entire sky appears to rotate around Polaris, while Polaris itself remains nearly stationary.
Kasuta tööriistariba hüpikkasti Ajasamm ja sea seal väärtuseks 100 sekundit. Nüüd näed, kuidas kogu taevalaotus keerleb ümber Põhjapooluse, täht ise jääb aga peaaegu täielikult liikumatuks.
We said that the celestial pole is the pole of the Equatorial coordinate system. What do you think is the pole of the horizontal (Altitude/ Azimuth) coordinate system? (The Zenith).
Nentisime, et taevapoolus on ekvaatorilise koordinaatide süsteemi poolus. Mis on sinu arvates horisondilise (kõrguse- asimuudi) koordinaatide süsteemi poolus? (Seniit)
Program copyright 2001-2003 The & kstars; Team kstars@30doradus. org
Rakenduse autoriõigus 2001- 2003: & kstars; i meeskond kstars@ 30doradus. org
The & kstars; Team:
& kstars; i meeskond:
Jason Harris kstars@30doradus. org
Jason Harris kstars@ 30doradus. org
Jasem Mutlaq mutlaqja@ku. edu
Jasem Mutlaq mutlaqja@ ku. edu
Pablo de Vicente pvicentea@wanadoo. es
Pablo de Vicente pvicentea@ wanadoo. es
Heiko Evermann heiko@evermann. de
Heiko Evermann heiko@ evermann. de
Thomas Kabelmann tk78@gmx. de
Thomas Kabelmann tk78@ gmx. de
Mark Hollomon mhh@mindspring. com
Mark Hollomon mhh@ mindspring. com
Carsten Niehaus cniehaus@gmx. de
Carsten Niehaus cniehaus@ gmx. de
Data Sources:
Andmete allikad:
Object catalogues and planet position tables: NASA Astronomical Data Center
Objektide kataloogid ja planeedipositsioonide tabelid: NASA astronoomiliste andmete keskus
Detailed credit information for all of the images used in the program is presented in the file README. images
Täpsema info kõigi rakenduses leiduvate piltide autorite ja litsentside kohta leiab failist README. images
References:
Käsiraamatud:
Practical Astronomy With Your Calculator by Peter Duffet-Smith
Peter Duffet- Smith, Practical Astronomy With Your Calculator
Astronomical Algorithms by Jean Meeus
Jean Meesus, Astronomical Algorithms
Special thanks: To the & kde; and & Qt; developers for providing the world with a peerless set of free API libraries. To the KDevelop team, for their excellent IDE, which made developing & kstars; so much easier and more fun. To everyone on the KDevelop message board, the & kde; mailing lists, and on irc. kde. org, for answering our frequent questions. Thank you to Anne-Marie Mahfouf, for inviting & kstars; to join the & kde; -Edu module. Finally, thanks to everyone who has submitted bug reports and other feedback. Thank you, everyone.
Eriline tänu kuulub & kde; ja & Qt; arendajatele, kes pakkusid välja maailmas konkurentsitu vaba API teekide komplekti; KDevelop i meeskonnale suurepärase IDE eest, mis muutus & kstars; i arendamise palju hõlpsamaks ja lõbusamaks; kõigile meie sagedastele küsimustele vastanutele KDevelop i sõnumitoas, & kde; meililistides ja jututoas irc. kde. org; Anne- Marie Mahtoufile pakkumise eest lisada & kstars; & kde; - Edu moodulisse; kõigile, kes andsid teada vigadest või üldse pakkusid mingit tagasisidet. See tähendab, tänu kuulub teile kõigile.
Documentation copyright 2001-2003 Jason Harris and the KStars Team kstars@30doradus. org
Dokumentatsiooni autoriõigus 2001- 2003: Jason Harris ja KStarsi meeskond kstars@ 30doradus. org
Andrew Coles andrew_coles@yahoo. co. uk
Tõlge eesti keelde: Marek Laane 2002 bald@ online. ee
The Celestial Sphere
Taevasfäär
Celestial Coordinate Systems
Taevakoordinaatide süsteem
The celestial sphere is an imaginary sphere of gigantic radius, centred on the Earth. All objects which can be seen in the sky can be thought of as lying on the surface of this sphere.
Taevasfäär on kujuteldav hiiglasliku raadiusega sfäär, mille keskmeks on Maa. Kõiki taevas nähtavaid objekte saab kujutleda asetsevana selle sfääri pinnal.
Of course, we know that the objects in the sky are not on the surface of a sphere centred on the Earth, so why bother with such a construct? Everything we see in the sky is so very far away, that their distances are impossible to gauge just by looking at them. Since their distances are indeterminate, you only need to know the direction toward the object to locate it in the sky. In this sense, the celestial sphere model is a very practical model for mapping the sky.
Me muidugi teame, et taevakehad ei asetse kohe mitte mingi sfääri pinnal, mille keskmeks on Maa, nii et tekib küsimus, miks üldse seda vaja läheb? Kõik, mida me taevas näeme, asub meist nii ääretult kaugel, et selliseid vahemaid ei ole võimalik palja silmaga lihtsalt tajuda. Kuna vahemaa on tajumatu, on taevakeha asukoha määramiseks vaja teada ainult tema suunda. Selles mõttes on taevasfääri kasutamine taeva kaardistamiseks aga äärmiselt tulus abivahend.
The directions toward various objects in the sky can be quantified by constructing a Celestial Coordinate System.
Erinevate taevakehade suunda on võimalik määrata, kui luua taevakoordinaatide süsteem.
Scientists are now quite comfortable with the idea that 90% of the mass is the universe is in a form of matter that cannot be seen.
Teadlased on tänapäeval päris kindlad, et 90% universumi massist moodustab aine, mida me ei suuda näha.
Despite comprehensive maps of the nearby universe that cover the spectrum from radio to gamma rays, we are only able to account of 10% of the mass that must be out there. As Bruce H. Margon, an astronomer at the University of Washington, told the New York Times in 2001: It 's a fairly embarrassing situation to admit that we ca n't find 90 percent of the universe.
Vaatamata meile lähema universumiosa põhjalikule kaardistamisele, milleks on kasutatud kõiki vahendeid alates raadio - ja lõpetades gammakiirgusega, on õnnestunud tuvastada vaid kümnendik massist, mis selles ruumiosas peaks olema. Ehk, nagu ütles Washingtoni ülikooli astronoom Bruce H. Margon 2001. aastal ajalehele The New York Times: On üsna piinlik tunnistada, et me ei suuda üles leida 90 protsenti universumist.
The term given this missing mass is Dark Matter, and those two words pretty well sum up everything we know about it at this point. We know there is Matter, because we can see the effects of its gravitational influence. However, the matter emits no detectable electromagnetic radiation at all, hence it is Dark. There exist several theories to account for the missing mass ranging from exotic subatomic particles, to a population of isolated black holes, to less exotic brown and white dwarfs. The term missing mass might be misleading, since the mass itself is not missing, just its light. But what is exactly dark matter and how do we really know it exists, if we cannot see it?
Seda puuduvat massi nimetataksegi varjatud aine ks, millised sõnad võtavad päris hästi kokku ka meie praegused teadmised. Me teame, et see on aine, sest me näeme selle gravitatsioonilise mõju toimet. Kuid see ei kiirga mingit tuvastatavat elektromagnetkiirgust, mistõttu ta on meie eest varjatud. Puuduva massi seletamiseks on loodud terve hulk teooriaid, mis ulatuvad eksootilistest aatomisisestest osakesest isoleeritud mustade aukude kogumi ning natuke vähem eksootiliste pruunide ja valgete kääbustähtedeni. Tegelikult on mõiste puuduv mass mõnevõrra eksitav, sest ei puudu ju mass, vaid kõigest sellelt lähtuv valgus. Aga mis siis see varjatud aine tegelikult on ja kuidas me üldse teame, et see olemas on, kui me seda näha ei saa?
The story began in 1933 when Astronomer Fritz Zwicky was studying the motions of distant and massive clusters of galaxies, specifically the Coma cluster and the Virgo cluster. Zwicky estimated the mass of each galaxy in the cluster based on their luminosity, and added up all of the galaxy masses to get a total cluster mass. He then made a second, independent estimate of the cluster mass, based on measuring the spread in velocities of the individual galaxies in the cluster. To his suprise, this second dynamical mass estimate was 400 times larger than the estimate based on the galaxy light.
Lugu sai alguse 1933. aastal, kui astronoom Fritz Zwicky uuris kaugete ja massiivsete galaktikaparvede, täpsemalt Berenike Juuste ja Neitsi parve liikumist. Zwicky hindas iga parve kuuluva galaktika massi tolle heleduse alusel ning liitis need kokku, et saada parve kogumass. Seejärel arvutas ta seda teistmoodi, tuginedes seekord üksikgalaktikate liikumiskiirusele parves. Tema üllatuseks oli see dünaamiline mass 400 korda suurem kui galaktikate valgusele tuginev mass.
Although the evidence was strong at Zwicky 's time, it was not until the 1970s that scientists began to explore this discrepancy comprehensively. It was at this time that the existence of Dark Matter began to be taken seriously. The existence of such matter would not only resolve the mass deficit in galaxy clusters; it would also have far more reaching consequences for the evolution and fate of the universe itself.
Kuigi vastuolu oli juba Zwicky ajal selge, hakkasid teadlased seda põhjalikumalt uurima alles 1970. aastatel. Just siis hakati tõsiselt kaaluma mõtet varjatud aine olemasolu kohta. Selline aine võimaldanuks mitte ainult seletada massidefitsiiiti galaktikaparvedes, vaid tähendanuks ka palju suurema kaaluga tagajärgi universumi arengu ja tuleviku selgitamisel.
Another phenomenon that suggested the need for dark matter is the rotational curves of Spiral Galaxies. Spiral Galaxies contain a large population of stars that orbit the Galactic centre on nearly circular orbits, much like planets orbit a star. Like planetary orbits, stars with larger galactic orbits are expected to have slower orbital speeds (this is just a statement of Kepler 's 3rd Law). Actually, Kepler 's 3rd Law only applies to stars near the perimeter of a Spiral Galaxy, because it assumes the mass enclosed by the orbit to be constant.
Veel üks nähtus, mille seletamisel varjatud aine marjaks ära kulub, on spiraalsete galaktikate pöörlemine. Spiraalsed galaktikad koondavad endasse hulganisti tähti, mis tiirlevad ümber galaktika keskme enam- vähem ringikujulistel orbiitidel, umbes nagu planeedid ümber tähe. Sarnaselt planeetide orbiitidele võiks suure galaktilise orbiidiga tähelt oodata aeglast orbitaalkiirust (nagu väidab Kepleri kolmas seadus). Tegelikult kehtib Kepleri kolmas seadus küll vaid tähtedele spiraalse galaktika perimeetri lähedal, sest see eeldab, et orbiidiga piiratud mass on konstantne.
However, astronomers have made observations of the orbital speeds of stars in the outer parts of a large number of spiral galaxies, and none of them follow Kepler 's 3rd Law as expected. Instead of falling off at larger radii, the orbital speeds remain remarkably constant. The implication is that the mass enclosed by larger-radius orbits increases, even for stars that are apparently near the edge of the galaxy. While they are near the edge of the luminous part of the galaxy, the galaxy has a mass profile that apparently continues well beyond the regions occupied by stars.
Kuid astronoomid on hulgaliselt vaadelnud paljude spiraalsete galaktikate äärealade tähtede orbitaalkiirusi ning ühelgi korral ei ole täheldatud, et Kepleri kolmas seadus seal kuidagimoodi kehtiks. Selle asemel, et suurema raadiuse korral kahaneda, on orbitaalkiirused hoopis üsna konstantsed. Sellest järeldub, et orbiidi raadiuse kasvades suureneb ka mass, seda isegi tähtede puhul, mis näivalt asuvad päris galaktika serval. Kuigi nad paiknevad galaktika nähtava osa äärel, on galaktikal endal massiprofiil, mis tundub jätkuvat veel pärast sedagi, kui lõpeb tähtedega asustatud piirkond.
Here is another way to think about it: Consider the stars near the perimeter of a spiral galaxy, with typical observed orbital velocities of 200 kilometers per second. If the galaxy consisted of only the matter that we can see, these stars would very quickly fly off from the galaxy, because their orbital speeds are four times larger than the galaxy 's escape velocity. Since galaxies are not seen to be spinning apart, there must be mass in the galaxy that we are not accounting for when we add up all the parts we can see.
Asjale võib läheneda ka teisest küljest. Kujutage ette tähti spiraalse galaktika serval, mille puhul on jälgitav tavapärane orbitaalkiirus 200 kilomeetrit sekundis. Kui galaktika koosneks ainult ainest, mida me näeme, lendaks nad sõna otseses mõttes peagi galaktikast välja, sest nende orbitaalkiirus on neli korda suurem kui galaktika paokiirus. Et aga galaktikad ei paista just väga innukalt laiali paiskuvat, peab neis peituma mass, mida me ei saa arvestada, kui liidame kokku kõigi nähtavate osade massi.
Several theories have surfaced in literature to account for the missing mass such as WIMP s (Weakly Interacting Massive Particles), MACHO s (MAssive Compact Halo Objects), primordial black holes, massive neutrinos, and others; each with their pros and cons. No single theory has yet been accepted by the astronomical community, because we so far lack the means to conclusively test one theory against the other.
Teoreetikud on puuduvat massi loova aine olemuse kohta pakkunud välja rea arvamusi: WIMP - id (nõrga vastastikmõjuga massiivsed osakesed), MACHO - d (massiivsed kompaktsed haloobjektid), universumi algaegadest pärit mustad augud, massiivsed neutriinod ja nii edasi. Kõigil neil teooriatel on omad head ja vead. Astronoomid pole üldiselt omaks võtnud ühtegi teooriat, sest seni on puudunud vahendid nende korralikuks kontrollimiseks.
You can see the galaxy clusters that Professor Zwicky studied to discover Dark Matter. Use the & kstars; Find Object Window (Ctrl; F) to centre on M 87 to find the Virgo Cluster, and on NGC 4884 to find the Coma Cluster. You may have to zoom in to see the galaxies. Note that the Virgo Cluster appears to be much larger on the sky. In reality, Coma is the larger cluster; it only appears smaller because it is further away.
Igal juhul on võimalik vaadata galaktikaparvi, mille uurimine viis professor Zwicky mõttele varjatud ainest. Kasuta & kstars; i objekti leidmise akent (Ctrl; F), et tsentreerida vaade objektile M87, mis aitab leida Neitsi parve, ning objektile NGC 4884, mis võimaldab vaadelda Berenike Juukseid. Galaktikate nägemiseks tuleb vaadet suurendada. Pane tähele, et taevas tundub Neitsi galaktikaparv olevat palju suurem. Tegelikult on Berenike Juuksed suurem, aga paistab väiksemana, sest see galaktikaparv asub meist palju kaugemal.
Object Details Window
Objekti üksikasjade aken
The Object Details Window
Objekti üksikasjade aken
The Object Details Window presents advanced data available about a specific object in the sky. To access this tool, right -click on any object, and select the Details... item from the popup menu.
Objekti üksikasjade aken näitab põhjalikke andmeid valitud taevakeha kohta. Selle kasutamiseks tee klõps hiire parema nupuga soovitud taevakehal ja vali hüpikmenüüst käsk Lähemalt....
The window is divided into a number of Tabs. In the General Tab, we present basic data about the current object. This includes names and catalogue designations, object type, and magnitude (brightness). Also shown are the object 's Equatorial and Horizontal coordinates, as well as its rise, set and transit times.
Ilmuv aken on jagatud mitmeks kaardiks. Kaardil Üldine näidatakse kokkuvõtet valitud objekti kohta saadaolevatest andmetest, sealhulgas nimetusi ja kataloogitähiseid, objekti tüüpi ning magnituudi. Samuti saab näha objekti ekvaatorilisi ja horisondilisi koordinaate ning tõusu, loojumise ja kulminatsiooni ehk keskpäevaaega.
In the Links tab, you can manage the internet links associated with this object. The Image and Information links associated with the object are listed. These are the links that appear in the popup menu when the object is right -clicked. You can add custom links to the object with the Add Link... button. This will open a window in which you fill in the URL and link text for the new link (you can also test the URL in the web browser from this window). Keep in mind that the custom link can easily point to a file on your local disk, so you can use this feature to index your personal astronomical images or observing logs.
Kaardil Viidad saab hallata objektiga seotud internetiviitu. Siin on näha parajasti objektiga seotud kujutise - ja infoviidad. Neid saab näha objektil hiire parema nupuga klõpsamise järel ilmuvast hüpikmenüüs. Nupu Lisa viit... abil saab lisada meelepärase viida. Avaneb dialoog, kus tuleb anda uue viida URL ja tekst, mida soovid hüpikmenüüs näha (samuti saab samas aknas veebibrauseriga testida URL- i korrektsust). Arvesta, et siin saab viidata ka mõnele kohalikul kõvakettal olevale failile, mis võimaldab näiteks kasutada isiklike vaatluste materjale või enda võetud pilte.
You can also modify or remove any link using the Edit Link... and Remove Link... buttons.
Valides olemasolevate viitade seast mõne omaloodud viida, on nuppude Muuda viita... ja Eemalda viit... abil võimalik seda redigeerida või eemaldada.
The Advanced Tab allows you to query professional astronomical databases on the internet for information regarding the current object. To use these databases, simply highlight the desired database in the list, and press the View button to see the results of your query in a web browser window. The query is made using the primary name of the object you clicked on to open the Details Dialogue. The following databases are available for querying:
Kaardil Täpsemalt saab esitada professionaalsetele astronoomiaandmebaasidele internetis päringuid valitud objekti kohta. Nende kasutamiseks vali nimekirjast meelepärane andmebaas ja klõpsa nupule Vaata, misjärel päringu tulemusi näidatakse veebilehitseja aknas. Päring esitatakse selle objekti primaarse nime kohta, mida üksikasjaliku info dialoogi avamisel uurida soovisid. Kasutada saab järgmisi andmebaase:
High Energy Astrophysical Archive (HEASARC). Here you can retrieve data about the current object from a number of High-energy observatories, which covers the Ultraviolet, X-ray and Gamma Ray portions of the electromagnetic spectrum.
Kõrgenergia astrofüüsika arhiiv (HEASARC). Siin saab valitud objekti kohta andmeid, mida on kogunud mitmed kõrgenergiaobservatooriumid, mis tegelevad spektri ultraviolett -, röntgen - ja gammakiirguse osaga.
Multimission Archive at Space Telescope (MAST). The Space Telescope Science Institute provides access to the entire collection of images and spectra taken with the Hubble Space Telescope, as well as several other space-based observatories.
Kosmoseteleskoobi missioonide arhiiv (MAST). Kosmoseteleskoobi teaduslik instituut võimaldab ligipääsu kõigile piltidele ja spektrisalvestustele, mida on teinud Hubble' i kosmoseteleskoop, samuti mõned muud kosmoses tegutsenud või tegutsevad observatooriumid.