natgillin/translations-raw huggingface dataset:
To use the tool, select a variable star either by designation or name in the left panel, and set the start and end dates to be plotted. In the right panel, select the type of data that should be plotted (see below). When you have made you selections, press the Retrieve Curve button. & kstars; will automatically connect to the AAVSO server, which will generate the lightcurve plot and send it to your computer for display. A sample lightcurve plot is shown below:
Tööriista kasutamiseks vali vasakul muutlik täht kas tähistus e või nime järgi ning seejärel määra graafiku algus - ja lõpuaeg. Paremal vali andmed, mida tuleks esitada (neist lähemalt allpool). Kui oled oma valikud teinud, klõpsa nupule Joonista kõver. & kstars; võtab automaatselt ühendust AAVSO serveriga, mis genereerib vajaliku heleduskõvera ja saadab selle sinu arvutisse. Näidiskõver näeb välja selline:
A Sample Lightcurve
Näidiskõver
Sample Lightcurve
Näidiskõver
Please not these light curves should NEVER be used in research, papers, presentations, publications, & etc;. They are only meant to be used as a source of info for & kstars;. They have not been validated and passed the AAVSO 's strict quality control measures. We will be glad to give you good raw data simply by requesting it at http: / /www. aavso. org/ adata/ onlinedata/.
Palun ära kasuta neid kõveraid MITTE KUNAGI uurimistöös, ametlikes ettekannetes, esitlustes, trükistes jne. Need on mõeldud ainult & kstars; i infoallikaks. Nad ei ole läbinud AAVSO väga ranget kvaliteedikontrolli. Me oleme lihtsalt õnnelikud, et võime pakkuda sulle võimalust hankida töötlemata toorandmeid AAVSO andmebaasist http: // www. aavso. org/ adata/ onlinedata /.
Specific questions about the data in the light curves can be sent to aavso@aavso. org.
Konkreetsed küsimused heleduskõverate andmete kohta võib saata e- posti aadressile aavso@ aavso. org.
About Variable Stars
Muutlikud tähed
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.
Muutlikud tähed on tähed, mille heledus on muutuv. Heleduskõver on graafik, mis näitab muutliku tähe heledust ajateljel. Heleduskõverat vaadates näeb, kuidas muutlik täht on varem käitunud, mille põhjal võib proovida ennustada, kuidas ta võiks käituda tulevikus. Astronoomid kasutavad neid andmeid ka tähtede astrofüüsiliste protsesside modelleerimisel, mis võimaldab meil paremini mõista, kuidas tähed üldse toimivad.
The Data
Andmed
Here is a summary of the various types of data available in the light curves:
Heleduskõverates kasutatakse järgmisi andmetüüpe:
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.
Visuaalne vaatlus: muutliku tähe vaatlus tavalise teleskoobiga. See tähendab, et vaatleja nägi tähte heledusega Y ajal ja kuupäeval X.
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.
Tuhmim kui: vahel on täht liiga tuhm, et vaatleja seda näha võiks. Sellisel juhul annab vaatleja teada lähikonnas leiduva kõige tuhmima veel nähtava tähe. Sellist andmeühikut nii kutsutaksegi - tuhmim kui -, sest muutuv täht oli sel juhul tuhmim kui teatatud heledus.
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.
Keskmine: see on kõigi teatatud andmete põhjal arvutatud keskmine. Siin määratud number ütleb arvutile, kui palju päevi keskmise arvutamisel arvesse võtta. Selle arvutuse korral tuleb arvestada ka vaatluste sagedusega. Veatulp vastab 1 sigmale ehk standardhälbele.
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).
CCDV: vaatlused, mille korral on kasutatud CCD kaamerat Johnsoni V - filtriga. CCD vaatlused on tavaliselt täpsemad kui visuaalsed vaatlused (aga mitte alati).
CCDB: CCD observations with a Johnson B filter.
CCDB: CCD vaatlus Johnsoni B - filtriga.
CCDI: CCD observations with a Cousins Ic filter.
CCDI: CCD vaatlus Cousins' i Ic filtriga.
CCDR: CCD observations with a Cousins R filter.
CCDR: CCD vaatlus Cousins' i R - filtriga.
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.
Kokkusobimatud andmed: andmed, mida AAVSO liikmed on vastavalt peakorteris kehtestatud reeglitele leidnud olevat vigased. Nende kohta saab täpsemat infot e- postitsi aadressil aavso@ aavso. org.
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.
Kuupäevad: heleduskõverate vaatluste andmebaasi uuendatakse iga 10 minuti järel, nii et KStarsi hangitud andmed on sisuliselt alati uusimad. Praegu ulatuvad siiski heleduskõverate loomisel kasutatavad andmed vaid 1961. aastani, kuid AAVSO on pidevalt andmebaasi suurendanud ka kaugemale minevikku minnes.
Updating your local copy of Variable Stars
Muutlike tähtede kohaliku andmebaasi uuendamine
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.
AAVSO avaldab oma vaatlusprogrammi täieliku muutlike tähtede nimekirja, mida värskendatakse kaks korda kuus uute avastatud muutlike tähtedega. Et & kstars; i nimekiri oleks AAVSO nimekirjaga sünkroonis, klõpsa AAVSO dialoogis nupule Uuenda nimekirja. Seejärel püüab & kstars; võtta ühendust AAVSO andmebaasiga ja tõmmata sealt uusim nimekiri.
The customised data stream provided by the AAVSO was implemented for & kstars; by Aaron Price. Thank you, Aaron!
AAVSO poolt & kstars; ile pakutava spetsiaalse andmebaasivoo valmistas Aaron Price. Suur tänu sulle, Aaron!
Luminosity is the amount of energy emitted by a star each second.
Helendus on energiakogus, mida täht sekundis kiirgab.
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.
Kõik tähed kiirgavad elektromagnetkiirgust laial spektrialal alates madala energiaga raadiolainetest kuni kõrgenergiaga gammakiirteni. Täht, mis kiirgab peamiselt ultraviolettkiirgust, paiskab tähesuuruse mõttes märksa enam energiat välja kui täht, mille kiirgus jääb infrapuna piirkonda. Seetõttu mõõdab helendus energiakogust, mida täht kiirgab kõigil lainepikkustel. Lainepikkuse ja energia seose määras kindlaks juba Einstein valemiga E = h x v, kus v on sagedus, h Plancki konstant ja E footonite energia džaulides. See tähendab, et lühem lainepikkus (ja vastavalt kõrgem sagedus) vastab suuremale energiale.
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).
Näiteks lainepikkus lambda = 10 meetrit asub spektri raadiolainete piirkonnas ning selle sagedus on f = c: lambda = 3 x 10^8 m/ s: 10 = 30 MHz, kus c on valguse kiirus. Selle footoni energia on E = h x v = 6, 625 x 10^- 34 J s x 30 MHz = 1, 988 x 10^- 26 džauli. Teisalt on aga nähtav valgus palju lühema lainepikkuse ja suurema sagedusega. Footonil, mille lainepikkus on lambda = 5 x 10^- 9 (rohekas footon), on energia E = 3, 975 x 10^- 17 džauli, mis on miljardeid korda enam kui raadiofootoni energia. Samal põhjusel on punase valguse footonil (lainepikkus lambda = 700 nm) märksa väiksem energia kui violetse valguse footonil (lainepikkus lambda = 400 nm).
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.
Helendus sõltub nii temperatuurist kui pindalast: põlev puuront kiirgab ju rohkem energiat kui tuletikk, kuigi temperatuur võib olla ühesugune. Samuti kiirgab 2000 kraadini kuumutatud raudvarb enam energiat kui 200 kraadini kuumutatud ora.
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.
Helendus on astronoomias ja astrofüüsikas väga fundamentaalne suurus. Suurem osa sellest, mida me taevakehade kohta teame, on just neilt pärit valguse analüüsimise tulemus, sest tähtede sees toimuva registreerib ja vahendab meile nimelt valgus. Helendust mõõdetakse energiaühikuga sekundi kohta. Astronoomid eelistavad helenduse hindamisel kasutada pigem erge kui vatte.
Magnitude Scale
Tähesuuruse skaala
Flux Star Colours and Temperatures
Valgsus Tähtede värv ja temperatuur
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.
2500 aasta eest jagas Vana- Kreeka astronoom Hipparchos nähtavad tähed heleduse järgi kuude klassi. Ta nimetas kõige heledamad esimese tähesuurusega tähtedeks ning need, mida veel vaevalt võis palja silmaga eristada, olid kuuenda tähesuurusega. Üllataval kombel on ka kaks ja pool tuhat aastat hiljem Hipparchose skaala astronoomide seas ulatuslikult kasutusel, kuigi seda on mõistagi tugevasti uuendatud ja täpsustatud.
The magnitude scale runs backwards to what you might expect: brighter stars have smaller magnitudes than fainter stars).
Tähesuuruse skaala liigub oletatule vastupidiselt: heledamate tähtede tähesuurus on väiksem kui tuhmimatel.
The modern magnitude scale is a quantitative measurement of the flux of light coming from a star, with a logarithmic scaling:
Tänapäevane tähesuuruse skaala kujutab endast tähtedelt meieni jõudva valguse voo ehk valgsus e kvantitatiivse mõõtmise tulemust, mille puhul kasutatakse logaritmilist skaleerimist:
m = m_0 - 2.5 log (F / F_0)
m = m_ 0 - 2, 5 log (F / F_ 0)
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.
Kui sa matemaatikat just väga hästi ei mõista, siis tähendab see, et mingi tähe tähesuurus (m) erineb standardtähesuurusest (m_ 0), kui viimasest lahutada 2, 5- ga korrutatud valgustatuse logaritm. Tegur 2, 5 x log tähendab, et kui valgsus on näiteks sada, on tähesuuruse erinevus 5. Seega on 6. tähesuuruse täht 100 korda tuhmim kui 1. tähesuuruse täht. Põhjus, miks Hipparchose ääretult lihtne klassifikatsioon väljendub suhteliselt keerulise matemaatika kujul, peitub selles, et inimsilm reageerib valgusele logaritmiliselt.
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.
Praegu kasutatakse mitut tähesuuruse skaalat, millel igaühel on oma funktsioon. Kõige levinum on näiva tähesuuruse skaala, mis mõõdabki just seda, kui heledana tähed (ja muud taevakehad) inimsilmale paistavad. Selle skaala kohaselt on tähe Veega tähesuurus 0, 0 ning ülejäänud taevakehade tähesuurus arvutatakse välja ülaltoodud valemit kasutades, mõõtes iga valgusvoogu Veega omaga.
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:
Kuid tähti on raske võrrelda pelgalt näivat heledust kasutades. Võib näiteks ette kujutada kaht tähte, mille näiv tähesuurus on ühesugune ja mis seega paistavad olevat ühevõrra heledad. See aga ei ütle midagi selle kohta, kas ka nende loomupärane heledus on ühesugune, sest üks täht võib ju tegelikult olla heledam, aga asuda palju kaugemal. Kui me teame tähe kaugust (vaata artiklit Parallaks), võime ka seda arvesse võtta ning määrata absoluutse tähesuuruse, mis peegeldab taevakehade tõelist heledust. Absoluutset tähesuurust defineeritakse näiva tähesuurusena, mis tähel oleks, kui seda jälgida 10 parseki kauguselt (1 parsek on 3, 26 valgusaastat ehk 3, 1 x 10^18 cm). Absoluutset tähesuurust (M) võib määrata näiva tähesuuruse (m) ja parsekites antud kauguse (d) põhjal, kui kasutada valemit (milles M=m, kui d=10):
M = m + 5 - 5 * log(d) (note that M=m when d=10).
M = m + 5 - 5 x log( d) (arvesta, et M=m, kui d=10)
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.
Tänapäevane tähesuuruse skaala ei tugine enam inimsilma kogemusele, vaid fotoaparaadile ja astrofotomeetriale. Teleskoobi abil võime näha märksa tuhmimaid taevakehasid, kui seda suutis Hipparchos oma teraste silmadega, nii et tähesuuruse skaalat saab hõlpsasti laiendada kaugemale kui 6. tähesuurus. Hubble' i kosmoseteleskoop võib näha isegi 30. tähesuuruse taevakehi, mis on triljon korda tuhmimad kui Veega!
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;).
Lõppmärkus: tähesuurust mõõdetakse tavaliselt läbi mingi värvifiltri, mida siis märgitakse vastava allindeksiga (st; m_ V on tähesuurus läbi visuaalse filtri, mis on roheline; m_ B on tähesuurus läbi sinise (inglise keeles "blue") filtri; m_ pg fotograafiline tähesuurus & jne;).
The Local Meridian
Kohalik meridiaan
Hour Angle Celestial Sphere
Tunninurk Taevasfäär
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.
Meridiaan on kujuteldav suurring taevasfääril, mis asub risti kohaliku horisondiga. See kulgeb horisondi põhjapunktist üle taevapooluse ja seniidi horisondi lõunapunktini.
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).
Kuna meridiaan on seotud kohaliku horisondiga, paistavad tähed vastavalt Maa pöörlemisele triivivat üle kohaliku meridiaani. Taevakeha otsetõusu ja kohalikku täheaega kasutades saab määrata, millal taevakeha läbib sinu kohaliku meridiaani (vaata tunninurk).
Astronomical Unit
Astronoomiline ühik
Parsec
Parsek
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.
Parallaks on vaadeldava taevakeha asukoha näiv muutumine, mida põhjustab vaatleja asukoha erinevus. Seda võib piltlikult selgitada näiteks nii: tõsta käsi otse ette õla kõrgusele, nii et mingi objekt toa teises otsas jääks käe taha. Nüüd kalluta pea paremale ja näed, et käsi jääb objektist vasakule. Kui kallutad pea vasakule, jääb käsi objektist paremale.
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..
Kuna Maa tiirleb ümber Päikese, vaatleme taevast pidevalt muutuvast ruumipunktist. Seepärast võiks oodata aastaparallaksi, mille puhul lähemate taevakehade asukohad paistaksid vastavalt meie liikumisele ümber Päikese edasi- tagasi laperdavat. Nii see ka tegelikult on, kuid vahemaa isegi kõige lähema täheni on nii suur, et selle avastamiseks tuleb teleskoobiga väga hoolikalt vaatlusi korraldada Juba Vana- Kreeka astronoomid tundsid parallaksi, ent kuna nad ei suutnud tabada aastaparallaksi tähtede asukohtade puhul, tegid nad järelduse, et Maa ei liigu ümber Päikese. Nad ei mõistnud aga, et tähed on Päikesega võrreldes meist miljoneid kordi kaugemal, mistõttu parallaksi pole palja silmaga võimalik tuvastada..
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.
Tänapäevased teleskoobid võimaldavad astronoomidel kasutada aastaparallaksi trigonomeetria abil meid tähtedest lahutava vahemaa väljaarvutamiseks. Astronoomid mõõdavad ülitäpselt tähe positsiooni kahel erineval ajahetkel, mida lahutab teineteisest kuus kuud. Mida lähemal asub täht Päikesele, seda suurem on tema näiv asukohamuutus kahe ajahetke vahel.
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.
Kuue kuuga on Maa läbinud pool oma teekonnast ümber Päikese ja selle ajaga on Maa positsioon muutunud kahe astronoomilise ühiku võrra (lühend a. ü.; 1 a. ü. võrdub Maa ja Päikese vahemaaga ehk ligikaudu 150 miljoni kilomeetriga). See võib tunduda päris pika vahemaana, kuid isegi Päikesele lähima täheni (alpha Centauri) on tervelt 40 triljonit kilomeetrit! Seepärast on aastaparallaks väga väike, tavaliselt väiksem kui üks kaaresekund, mis on kõigest 1/ 3600 kraadi. Käepärane tähtede kauguse mõõtühik on parsek, mis kujutab endast lühendit väljendist "PARallaksi kaareSEKund". Üks parsek on vahemaa täheni, mille aastaparallaks on üks kaaresekund. See võrdub 3, 26 valgusaastaga ehk 31 triljoni kilomeetriga Astronoomidele meeldib see ühik nii väga, et tänapäeval on kasutusel ka kiloparsekid galaktiliste ning megaparsekid galaktikatevaheliste vahemaade mõõtmiseks, kuigi tegelikult on sellised vahemaad liiga suured, et võimaldada parallaksi tegelikult jälgida. Selliste vahemaade määramiseks kasutatakse sootuks teisi meetodeid..
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.
Pretsessioon on Maa pöörlemistelje suuna aeglane muutumine. Pöörlemistelg joonistab koonuse, mis teeb täisringi 26 000 aastaga. Kui oled kunagi keerutanud näiteks vurri, siis selle keerleva tipu laperdamine on täpselt sama asi, mis pretsessioon.
Because the direction of the Earth 's spin axis changes, so does the location of the Celestial Poles.
Kuna Maa pöörlemistelje suund muutub, muutuvad ka taevapooluste asukohad.