natgillin/translations-raw huggingface dataset:
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.
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.)
Object catalogs and planet position tables: NASA Astronomical Data Center
Objektide kataloogid ja planeedipositsioonide tabelid: NASA astronoomiliste andmete keskus
CREDIT_FOR_TRANSLATORS
Tõlge eesti keelde: Marek Laane 2002 bald@ online. ee
The celestial sphere is an imaginary sphere of gigantic radius, centered 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 centered 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.
Scientists are now quite comfortable with the idea that 90% of the mass in 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.
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 center 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.
You can see the galaxy clusters that Professor Zwicky studied to discover Dark Matter. Use the & kstars; Find Object Window (Ctrl; F) to center 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.
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 catalog 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.
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 Dialog. 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:
NASA Astrophysical Data System (ADS). This incredible bibliographic database encompass the entire body of literature published in international peer-review Journals about astronomy and astrophysics. The database is divided into four general subject areas (Astronomy and Astrophysics, Astrophysics Preprints, Instrumentation, and Physics and Geophysics). Each of these has three sub-nodes that query the database in different ways. Keyword search will return articles which listed the object's name as a keyword. Title word search will return articles which included the object name in their Title, and the Title & Keyword search uses both options together.
NASA astrofüüsikaandmete süsteem (ADS). See uskumatult võimas andmebaas sisaldab ääretult palju rahvusvaheliselt tunnustatud astronoomia - ja astrofüüsikaajakirjades avaldatud materjale. Andmebaas jaguneb neljaks suuremaks teemaks (astronoomia ja astrofüüsika, astrofüüsika preprindid, riistvara, füüsika ja geofüüsika). Kõik teemad sisaldavad kolme erinevat andmebaasis otsimise võimalust: otsimine märksõna järgi (Keyword search) annab tulemuseks artiklid, kus objekti nimi esineb märksõnade seas, pealkirjaotsingu (Title word search) tulemuseks on artiklid, mille pealkirjas esineb objekti nimi, ning pealkirja - ja märksõnaotsing (Title & Keyword search) esitab päringu mõlemat kriteeriumi silmas pidades.
SkyView provides images from All-Sky surveys that have been performed in dozens of different parts of the spectrum, from Gamma Rays to the Radio. The & kstars; interface will retrieve an image from any of these surveys, centered on the selected object.
SkyView pakub taevalaotuse pilte, mida on saadud spektri mitmes osas alates gammakiirgusest kuni raadiokiirguseni. & kstars; võib hankida valitud objekti suvalise uuringu pildi ja seda näidata.
Finally, in the Log Tab, you can type in some text that will remain associated with this object's Details window. You could use this to attach personal observing notes, for example.
Kaardil Logi saab sisestada teksti, mis peaks alati olema seotud selle objekti üksikasjaliku info dialoogiga, näiteks on siin võimalik kirja panna isiklike vaatluste ajal tekkinud mõtteid ja muud sellist.
kstars --dump --filename kstars. png --height 640 --width 480 --script myscript. kstars --date "4 July 1976 12:30:00"
kstars -- dump -- filename kstars. png -- height 640 -- width 480 -- script minuskript. kstars -- date "4. juuli 1976 12: 30: 00"
If no filename is specified, it generates a file named kstars. png. It will attempt to generate an image that matches the extension of your filename. The following extensions are recognized: png, jpg, jpeg, gif, pnm, and bmp. If the filename extension is not recognized, it defaults to the PNG image type.
Kui failinime ei ole määratud, genereeritakse fail nimega kstars. png. Püütakse tekitada pilt, mis vastaks määratud failinime laiendile. Tunnistatakse järgmisi laiendeid: png, jpg, jpeg, gif, pnm ja bmp. Kui failinime laiendit ära ei tunta, kasutatakse vaikimisi pilditüübina PNG - d.
By default, & kstars; will read in the options values stored in your $KDEHOME/ share/ config/ kstarsrc file to determine where the image will be centered, and how it is rendered. This means you need to run & kstars; in normal GUI mode, and exit the program when it is set up with the desired options for the generated images. This is not very flexible, so we also provide the ability to execute a & kstars; DCOP script to set the scene before generating the image. The filename you specify as the script argument should be a valid & kstars; DCOP script, such as one created with the Script Builder Tool. The script can be used to set where the image is pointing, set the geographic location, set the time and date, change the Zoom level, and adjust other view options. Some of the DCOP functions make no sense in non-GUI mode (such as waitForKey()); if these functions are encountered while parsing the script, they are simply ignored.
Vaikimisi loeb & kstars; valikute väärtused failist $KDEHOME/ share/ config/ kstarsrc, et määrata, millele pilt peaks olema tsentreeritud ja kuidas seda teisendada. See tähendab, et on vajalik käivitada & kstars; tavalises GUI režiimis ning väljuda rakendusest pärast seda, kui oled määranud valikud, mida soovid kasutada genereeritavate piltide korral. See ei ole just kõige paindlikum lähenemisviis, mistõttu me pakume ka võimalust käivitada & kstars; i DCOP skript, mis enne pildi genereerimist vajalikud asjad kindlaks määraks. Skriptiargumendina antav failinimi peab olema sobilik & kstars; i DCOP skript, näiteks selline, mille võib luua skriptilooja abivahendi vahendusel. Skriptiga saab määrata, kuhu fokuseerida vaade, määrata geograafilise asukoha, aja ning kuupäeva, muuta suurendustaset ja kohandada muudki vaateseadistused vajalikuks. Mõningatel DCOP funktsioonidel ei ole väljaspool GUI- d erilist mõtet (näiteks waitForKey) ning kui skripti parsimisel selliseid funktsioone kohatakse, siis neid lihtsalt ignoreeritakse.
By default, & kstars; will use the system CPU time and date for generating the image. Alternatively, you may specify a time and date with the --date argument. You can also use this argument for specifying the startup date in normal GUI mode.
Vaikimisi kasutab & kstars; pildi tekitamisel süsteemi kuupäeva ja kellaaega. Samas võib määrata vajaliku kuupäeva ja kellaaja argumendiga -- date. Sama argumendiga saab määrata ka rakenduse graafilise režiimi käivitamisel kasutatava aja.
The ecliptic is an imaginary Great Circle on the Celestial Sphere along which the Sun appears to move over the course of a year. Of course, it is really the Earth's orbit around the Sun causing the change in the Sun's apparent direction. The ecliptic is inclined from the Celestial Equator by 23.5 degrees. The two points where the Ecliptic crosses the Celestial Equator are known as the Equinoxes.
Ekliptika on kujutletav suurring taevasfääril, mida mööda Päike näivalt oma aastateekonna sooritab. Tegelikult on see mõistagi Maa orbiit ümber Päikese, mis põhjustab Päikese asukoha näivat muutumist. Ekliptika asub taevaekvaatori suhtes 23, 5- kraadise nurga all. Punkte, kus ekliptika taevaekvaatoriga ristub, nimetatakse võrdpäevsuspunktideks.
Because of the 23.5-degree tilt of the Ecliptic, the Altitude of the Sun at noon changes over the course of the year, as it follows the path of the Ecliptic across the sky. This causes the seasons. In the Summer, the Sun is high in the sky at noon, and it remains above the Horizon for more than twelve hours. Whereas, in the winter, the Sun is low in the sky at noon, and remains above the Horizon for less than twelve hours. In addition, sunlight is received at the Earth's surface at a more direct angle in the Summer, which means that a given area at the surface receives more energy per second in the Summer than in Winter. The differences in day duration and in energy received per unit area lead to the differences in temperature we experience in Summer and Winter.
Ekliptika 23, 5- kraadise nurga tõttu muutub Päikese kõrgus keskpäeval aasta jooksul just seepärast, et Päike järgib ekliptikat. See on ka aastaaegade põhjus. Kui ekliptika (ja seega ka Päike) asub kõrgel horizondi kohal, on päevad pikemad ning meil on tegemist suvega. Kui aga ekliptika on madalal, on kätte jõudnud talv. Lisaks sellele saabub päikesevalgus suvel Maale suhteliselt täisnurga all, mistõttu suvel saab maapind sekundi kohta rohkem energiat kui talvel, mis päikesekiired langevad längu. Erinevused päeva pikkuses ja energias pindalaühiku kohta põhjustavad ka temperatuurierinevusi, mida me väga selgelt võime suvel ja talvel oma naha peal tajuda.
Make sure your location is set to somewhere that is not very near the equator for these experiments. Open the Configure & kstars; window, and switch to Horizontal coordinates, with the Opaque Ground shown. Open the Set Time window (Ctrl; S), and change the Date to sometime in the middle of Summer, and the Time to 12:00 Noon. Back in the Main Window, point toward the Southern Horizon (press S). Note the height of the Sun above the Horizon at Noon in the Summer. Now, change the Date to something in the middle of Winter (but keep the Time at 12:00 Noon). The Sun is now much lower in the Sky. You will also notice that the day durations are different if you open the What's Up Tonight? tool for each date.
Kontrolli, et su asukoht ei oleks määratud ekvaatorile liiga lähedale. Ava aken kstars; i seadistused, lülita sisse horisondilised koordinaadid ja vaata, et märgitud oleks läbipaistmatu taust. Ava seejärel aken Aja määramine (Ctrl; S) ning sea kuupäev mingile kesksuvepäevale ja aeg 12. 00- le. Naase peaaknasse ning liigu lõunahorisondile (vajuta S). Pane tähele, millisel kõrgusel asub Päike horisondi kohal suvisel keskpäeval. Nüüd määra päevaks mõni südatalvine päev (aga aeg jäta endiselt 12. 00 peale). Näed, et Päike on taevas palju madalamal. Samuti võid näha, et päeva pikkus on sootuks teine, kui avad mõlema kuupäeva puhul abivahendi Mis täna näha on?
Elliptical galaxies are spheroidal concentrations of billions of stars that resemble Globular Clusters on a grand scale. They have very little internal structure; the density of stars declines smoothly from the concentrated center to the diffuse edge, and they can have a broad range of ellipticities (or aspect ratios). They typically contain very little interstellar gas and dust, and no young stellar populations (although there are exceptions to these rules). Edwin Hubble referred to Elliptical galaxies as early-type galaxies, because he thought that they evolved to become Spiral Galaxies (which he called late-type galaxies). Astronomers actually now believe the opposite is the case (ie;, that Spiral galaxies can turn into Elliptical galaxies), but Hubble's early- and late-type labels are still used.
Elliptilised galaktikad on miljarditest tähtedest koosnevad sfäärilised moodustised, mis meenutavad teatud määral kerasparvi. Neil peaaegu puudub sisemine struktuur ning tähtede tihedus kahaneb tasapisi keskmest hõredalt asustatud äärealade poole. Tüüpiliselt leidub neis väga vähe tähtedevahelist gaasi ja tolmu ning puuduvad noored tähed (kuigi sellest reeglist om ka erandeid). Edwin Hubble nimetas elliptilisi galaktikaid varast tüüpi galaktikateks, sest ta arvas, et neist arenesid hiljem spiraalgalaktikad (neid nimetas ta vastavalt hilist tüüpi galaktikateks). Tänapäeval arvavad astronoomid aga otse vastupidi (ie; et spiraalgalaktikatest võivad areneda elliptilised), kuid Hubble' i varase ja hilise tüübi mõisted on siiski seniajani kasutusel.
Immense and bright objects that can measure nearly 1 Megaparsec (3 million light years) across. These titans are only found near the centers of large, dense clusters of galaxies, and are likely the result of many galaxy mergers.
Hiiglaslikud heledad objektid, mille läbimõõt võib olla ligemale megaparsek (kolm miljonit valgusaastat). Selliseid hiiglasi leiab ainult väga suurte ja tihedate galaktikaparvede keskmest ning tõenäoliselt on nad paljude galaktikate liitumise tulemus.
Condensed Object with relatively high central surface brightness. They include the giant ellipticals (gE'e), intermediate-luminosity ellipticals (E's), and compact ellipticals.
Tihe objekt suhteliselt suure keskmise pinnaheledusega. Nende hulka kuuluvad hiigelellipsid (gE), keskmise heledusega ellipsid (E) ja kompaktsed ellipsid.
Dwarf elliptical galaxies (dE's)
Elliptilised kääbusgalaktikad (dE)
Dwarf spheroidal galaxies (dSph's)
Sfäärilised kääbusgalaktikad (dSph)
Blue compact dwarf galaxies (BCD's)
Sinised kompaktsed kääbusgalaktikad (BCD)
You can see examples of Elliptical galaxies in & kstars;, using the Find Object window (Ctrl; F). Search for NGC 4881, which is the Giant cD galaxy in the Coma cluster of galaxies. M 86 is a normal Elliptical galaxy in the Virgo cluster of galaxies. M 32 is a dwarf Elliptical that is a satellite of our neighbor, the Andromeda galaxy (M 31). M 110 is another satellite of M 31 that is a borderline dwarf spheroidal galaxy (borderline because it is somewhat brighter than most other dwarf spheroidals).
& kstars; võib sulle näidata mõningaid elliptilisi galaktikaid, kui kasutad selle objekti leidmise akent (Ctrl; F). Otsi näiteks NGC 4881, mis kujutab endast hiiglaslikku cD galaktikat Berenike Juuste galaktikaparves. M 86 on normaalne elliptiline galaktika Neitsi galaktikaparves. M 32 on elliptiline kääbusgalaktika, meie naabri, Andromeda galaktika (M 31) kaaslane. M 110 on samuti M 31 kaaslane, mis sarnaneb sfäärilise kääbusgalaktikaga (sarnaneb seepärast, et on mõnevõrra heledam kui enamik sfäärilisi kääbuseid).
Most people know the Vernal and Autumnal Equinoxes as calendar dates, signifying the beginning of the Northern hemisphere's Spring and Autumn, respectively. Did you know that the equinoxes are also positions in the sky?
Enamik inimesi teab, et kevadine ja sügisene pööripäev on päevad kalendris, mis põhjapoolkeral tähistavad vastavalt kevade ja sügise algust. Aga kas teate ka seda, et needsamad pööripäevad kujutavad endast ka positsiooni taevas?