natgillin/translations-raw huggingface dataset:
Julian Days are a way of reckoning the current date by a simple count of the number of days that have passed since some remote, arbitrary date. This number of days is called the Julian Day, abbreviated as JD. The starting point, JD=0, is January 1, 4713 BC (or -4712 January 1, since there was no year '0 '). Julian Days are very useful because they make it easy to determine the number of days between two events by simply subtracting their Julian Day numbers. Such a calculation is difficult for the standard (Gregorian) calendar, because days are grouped into months, which contain a variable number of days, and there is the added complication of Leap Years.
Julianska dagar är ett sätt att beräkna aktuellt datum genom en enkel beräkning av antalet dagar som har gått sedan något avlägset, godtyckligt datum. Antal dagar kallas den julianska dagen förkortat som JD. Startpunkten, JD=0, är 1 januari, 4713 f. Kr. (eller 1 januari, - 4712, eftersom det inte finns något år '0'). Julianska dagar är mycket användbara eftersom de gör det lätt att avgöra antal dagar mellan två händelser genom att helt enkelt subtrahera värdena för deras julianska dagar. Sådana beräkningar är svåra med den vanliga (gregorianska) kalendern, eftersom dagar grupperas i månader, som kan innehålla ett varierande antal dagar, och det finns en ytterligare komplikation i form av skottår.
Converting from the standard (Gregorian) calendar to Julian Days and vice versa is best left to a special program written to do this, such as the & kstars; Astrocalculator. However, for those interested, here is a simple example of a Gregorian to Julian day converter:
Att översätta från den vanliga (gregorianska) kalendern till julianska dagar och vice versa lämnas bäst till ett särskilt program som skrivits för att göra detta, som & kstars; Astronomiräknare. För de intresserade följer ett enkelt exempel på en översättning från ett gregoriansk datum till en juliansk dag:
JD = D - 32075 + 1461*( Y + 4800 + (M - 14) / 12) / 4 + 367*( M - 2 - (M - 14) / 12 * 12) / 12 - 3*( (Y + 4900 + (M - 14) / 12) / 100) / 4
JD = D - 32075 + 1461 * (Å + 4800 + (M - 14) / 12) / 4 + 367 * (M - 2 - (M - 14) / 12 * 12) / 12 - 3 * ((Å + 4900 + (M - 14) / 12) / 100) / 4
where D is the day (1-31), M is the Month (1-12), and Y is the year (1801-2099). Note that this formula only works for dates between 1801 and 2099. More remote dates require a more complicated transformation.
där D är dagen (1- 31), M är månaden (1- 12), och Å är året (1801- 2099). Observera att den här formeln bara fungerar för datum mellan 1801 och 2099. Mer avlägsna datum kräver en mer komplicerad transformering.
An example Julian Day is: JD 2440588, which corresponds to 1 Jan, 1970.
Ett exempel på juliansk dag är: JD 2440588, som motsvarar 1 januari, 1970.
Julian Days can also be used to tell time; the time of day is expressed as a fraction of a full day, with 12:00 noon (not midnight) as the zero point. So, 3:00 pm on 1 Jan 1970 is JD 2440588.125 (since 3:00 pm is 3 hours since noon, and 3/ 24 = 0.125 day). Note that the Julian Day is always determined from Universal Time, not Local Time.
Julianska dagar kan också användas för att avgöra tiden. Tiden på dagen uttrycks som ett bråktal av en hel dag, med 12: 00 mitt på dagen (inte midnatt) som nollpunkt. Alltså är klockan 15: 00 den 1 januari 1970 JD 2440588. 125 (eftersom 15: 00 är tre timmar efter middag, och 3/ 24 = 0, 125 dagar). Observera att den julianska dagen alltid avgörs från universell tid, inte lokal tid.
Astronomers use certain Julian Day values as important reference points, called Epochs. One widely-used epoch is called J2000; it is the Julian Day for 1 Jan, 2000 at 12:00 noon = JD 2451545.0.
Astronomer använder vissa julianska dagar som viktiga referenspunkter, så kallade epoker. En ofta använd epok kallas J2000, den julianska dagen för 1 januari, 2000, klockan 12: 00 på dagen = JD 2451545. 0.
Much more information on Julian Days is available on the internet. A good starting point is the U. S. Naval Observatory. If that site is not available when you read this, try searching for Julian Day with your favourite search engine.
Mycket mer information om julianska dagar är tillgängligt på Internet. En bra startpunkt är U. S. Naval Observatory. Om den platsen inte är tillgänglig när du läser detta, försök att leta efter Julian Day med din favoritsöktjänst.
The Earth has two major components of motion. First, it spins on its rotational axis; a full spin rotation takes one Day to complete. Second, it orbits around the Sun; a full orbital rotation takes one Year to complete.
Jorden har två huvudsakliga rörelsekomponenter. För det första så snurrar den runt sin rotationsaxel, och en fullständig rotation tar en dag att fullborda. För det andra så går den i en bana runt solen, och ett fullständig banvarv tar ett år att fullborda.
There are normally 365 days in one calendar year, but it turns out that a true year (ie;, a full orbit of the Earth around the Sun; also called a tropical year) is a little bit longer than 365 days. In other words, in the time it takes the Earth to complete one orbital circuit, it completes 365.24219 spin rotations. Do not be too surprised by this; there is no reason to expect the spin and orbital motions of the Earth to be synchronised in any way. However, it does make marking calendar time a bit awkward....
Normalt består ett kalenderår av 365 dagar, men det visar sig att ett sant år (dvs. ett fullständigt varv för jorden runt solen, som också kallas ett tropiskt år) är lite längre än 365 dagar. Med andra ord, tiden det tar för jorden att fullborda ett omloppsvarv, gör den 365, 24219 varv runt sin egen axel. Bli inte alltför förvånad över detta. Det finns ingen anledning att förvänta sig att jordrotationen och banrörelsen ska vara synkrona på något sätt. Det här gör det i alla fall något besvärligt att hantera kalendertid...
What would happen if we simply ignored the extra 0.24219 rotation at the end of the year, and simply defined a calendar year to always be 365.0 days long? The calendar is basically a charting of the Earth 's progress around the Sun. If we ignore the extra bit at the end of each year, then with every passing year, the calendar date lags a little more behind the true position of Earth around the Sun. In just a few decades, the dates of the solstices and equinoxes will have drifted noticeably.
Vad skulle hända om vi helt enkelt ignorerade den extra rotationen av 0, 24219 i slutet på året, och bara definierade året att alltid vara 365, 0 dagar? Kalendern är i grunden en kartläggning av jordens rörelse runt solen. Om vi ignorerar den extra biten i slutet på året, så kommer kalenderdatumet att driva lite längre efter jordens verkliga position runt solen. Efter några få årtionden, skulle datum för dagjämningspunkterna och solstånden ha drivit märkbart.
In fact, it used to be that all years were defined to have 365.0 days, and the calendar drifted away from the true seasons as a result. In the year 46 BCE, Julius Caeser established the Julian Calendar, which implemented the world 's first leap years: He decreed that every 4th year would be 366 days long, so that a year was 365.25 days long, on average. This basically solved the calendar drift problem.
I själva verket var det tidigare så att alla år verkligen definierades att ha 365, 0 dagar, och kalendern drev iväg från de verkliga årstiderna som resultat. År 46 f. Kr. upprättade Julius Caesar den julianska kalendern, som omfattade världens första skottår: Han påbjöd att var fjärde år skulle vara 366 dagar långt, så att året var i medeltal 365, 25 dagar långt. Det här löste egentligen kalenderdriftsproblemet.
However, the problem was n't completely solved by the Julian calendar, because a tropical year is n't 365.25 days long; it 's 365.24219 days long. You still have a calendar drift problem, it just takes many centuries to become noticeable. And so, in 1582, Pope Gregory XIII instituted the Gregorian calendar, which was largely the same as the Julian Calendar, with one more trick added for leap years: even Century years (those ending with the digits 00) are only leap years if they are divisible by 400. So, the years 1700, 1800, and 1900 were not leap years (though they would have been under the Julian Calendar), whereas the year 2000 was a leap year. This change makes the average length of a year 365.2425 days. So, there is still a tiny calendar drift, but it amounts to an error of only 3 days in 10,000 years. The Gregorian calendar is still used as a standard calendar throughout most of the world.
Problemet var dock inte fullständigt löst med den julianska kalendern, eftersom ett tropiskt år inte är 365, 25 dagar, utan det är 365, 24219 dagar. Man har fortfarande ett kalenderdriftsproblem, det tar bara många århundraden innan det blir märkbart. Så under 1582, påbjöd påven Gregorius XIII den gregorianska kalendern, som i stort var likadan som den julianska, men med ytterligare ett trick tillagt för skottår. Jämna århundraden (de som slutar med siffrorna 00) är bara skottår om de är delbara med 400. Alltså var år 1700, 1800 och 1900 inte skottår (även om de skulle ha varit det med den julianska kalendern), medan år 2000 var ett skottår. Det finns alltså fortfarande en liten kalenderdrift, men den uppgår till ett fel på bara tre dagar på 10. 000 år. Den gregorianska kalendern används fortfarande som standardkalender i större delen av världen.
Fun Trivia: When Pope Gregory instituted the Gregorian Calendar, the Julian Calendar had been followed for over 1500 years, and so the calendar date had already drifted by over a week. Pope Gregory re-synchronised the calendar by simply eliminating 10 days: in 1582, the day after October 4th was October 15th!
En rolig trivialitet: När påven Gregorius påbjöd den gregorianska kalendern, hade den julianska kalendern följts i över 1500 år, och därför hade kalenderdatum redan drivit mer än en vecka. Påven Gregorius synkroniserade kalendern genom att helt enkelt eliminera tio dagar: Under 1582, var dagen efter fjärde oktober den femtonde oktober!
AAVSO Light Curves
AAVSO- ljuskurvor
AAVSO Lightcurve Generator
AAVSO- ljuskurvor
The AAVSO Lightcurves Tool
Verktyget för AAVSO- ljuskurvor
AAVSO Lightcurves
AAVSO- ljuskurvor
& kstars; can display light curves for variable stars from the observing program of the American Association of Variable Star Observers (AAVSO). This program monitors over 6,000 variable stars and consists of 10 million observations going back almost a century. & kstars; downloads the very latest data directly from the AAVSO database via the Internet, so a network connection is required to use this tool.
& kstars; kan visa ljuskurvor för variabla stjärnor från American Association of Variable Star Observers (AAVSO) observationsprogram. Programmet bevakar över 6 000 variabla stjärnor, och består av 10 miljoner observationer som går tillbaka nästan ett århundrade. & kstars; laddar ner de allra senaste data direkt från AAVSO - databasen via Internet, alltså är en nätverksanslutning nödvändig för att använda verktyget.
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:
För att använda verktyget, välj en variabel stjärna antingen via beteckning eller namn i vänstra rutan, och ange start - och slutdatum som ska ritas upp. Välj typ av data som ska ritas upp i höger ruta (se nedan). När du har gjort ditt val, tryck på knappen Skapa kurva. & kstars; ansluter automatiskt till AAVSO- servern, som skapar ett diagram med en ljuskurva, och skickar den till din dator för att visas. Ett exempel på ett diagram med en ljuskurva visas nedan:
A Sample Lightcurve
Exempel på en ljuskurva
Sample Lightcurve
Exempel på en ljuskurva
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/.
Observera att ljuskurvorna ALDRIG får användas i forskning, rapporter, presentationer eller publikationer. De är bara avsedda som en informationskälla i & kstars;. De har inte validerats, eller gått igenom de starka kvalitetskontrollåtgärder som utförs av AAVSO. Vi är glada att kunna ge dig bra rådata, genom att helt enkelt begära det på http: // www. aavso. org/ adata/ onlinedata /.
Specific questions about the data in the light curves can be sent to aavso@aavso. org.
Specifika frågor om data i ljuskurvorna kan skickas till aavso@ aavso. org.
About Variable Stars
Om variabla stjärnor
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.
Variabla stjärnor är stjärnor som ändrar sin ljusstyrka. En ljuskurva är ett diagram av en variabel stjärnas ljusstyrka under en viss tid. Genom att titta på en ljuskurva kan du se stjärnans beteende i det förgångna och försöka förutse hur den kommer att bete sig i framtiden. Astronomer kan också använda informationen för att modellera astrofysiska processer i stjärnan. Det här är viktigt för att hjälpa oss förstå hur stjärnor fungerar.
The Data
Data
Here is a summary of the various types of data available in the light curves:
Här är en sammanfattning av de olika typer av data som är tillgängliga i ljuskurvorna:
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.
Visuella observationer: Det här är en observation av en variabel stjärna av en observatör med ett vanligt teleskop. Det betyder att en observatör såg stjärnan med ljusstyrkan y vid datum och tid 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.
Svagare än: Ibland är stjärnan för svag att kunna ses av observatören. När det inträffar, rapporterar observatören den svagaste stjärnan som ses i fältet. Det kallas svagare än, eftersom den variabla stjärnan var svagare än ljusstyrkan som rapporterades.
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.
Medelvärde: Det här är ett beräknat medelvärde av alla data som rapporterats. Talet behållare anger för datorn hur många dagar som ska användas i varje medelvärdesberäkning. Det måste justeras beroende på observationsfrekvensen. Felgränserna representerar 1 sigma standardavvikelse för felet.
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: Det här är observationer som rapporterats med en CCD som har ett Johnson V - filter. CCDV - observationer brukar vara mycket noggrannare än visuella observationer (men inte alltid).
CCDB: CCD observations with a Johnson B filter.
CCDB: CCD - observationer med ett Johnson B - filter.
CCDI: CCD observations with a Cousins Ic filter.
CCDI: CCD - observationer med ett Cousins Ic - filter.
CCDR: CCD observations with a Cousins R filter.
CCDR: CCD - observationer med ett Cousins R - filter.
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.
Avvikande data: Det här är data som har markerats av en AAVSO - redaktionsmedlem som avvikande enligt HQ - regler för validering av data. Kontakta aavso@ aavso. org för mer information.
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.
Datum: Observationsdatabasen som ljuskurvorna baseras på uppdateras var 10: e minut, så att du kan få data nästan i realtid. Just nu är ljuskurvor bara tillgängliga tillbaka till 1961, men det kommer troligen att utökas längre bak i tiden i framtiden.
Updating your local copy of Variable Stars
Uppdatera din lokala kopia av variabla stjärnor
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 publicerar en fullständig lista med variabla stjärnor i sitt bevakningsprogram. Filen uppdateras månadsvis med nyupptäckta variabla stjärnor. Klicka på knappen Uppdatera lista i AAVSO - dialogrutan, för att synkronisera listan som & kstars; använder med AAVSO - originallistan. & kstars; försöker då ansluta till AAVSO - databasen och ladda ner den senaste listan.
The customised data stream provided by the AAVSO was implemented for & kstars; by Aaron Price. Thank you, Aaron!
Den anpassade dataströmmen som tillhandahålls av AAVSO, implementerades för & kstars; av Aaron Price. Tack, Aaron!
Luminosity is the amount of energy emitted by a star each second.
Ljusstyrka är mängden energi som avges av en stjärna varje sekund.
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.
Alla stjärnor utstrålar ljus över ett bredd frekvensområde i det elektromagnetiska spektrat, från radiovågor med låg energi upp till högenergetisk gammastrålning. En stjärna som i huvudsak strålar i spektrats ultravioletta område skapar en totalmängd energi som är flera magnituder större än den som skapas av en stjärna som i huvudsak strålar i infrarött. Därför är ljusstyrka ett mått på energin som avges av en stjärna i alla våglängder. Förhållandet mellan våglängd och energi formulerades av Einstein som E = h * v, där v är frekvensen, h är Plancks konstant och E är fotonenergin i Joule. Det innebär att kortare våglängder (och alltså högre frekvenser) motsvarar större energi.
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).
En våglängd på λ = 10 meter ligger till exempel i radioområdet av det elektromagnetiska spektrat, och har frekvensen f = c / λ = 3 * 10^8 m/ s / 10 = 30 MHz, där c är ljusets hastighet. Energin för en sådan foton är E = h * v = 6, 625 * 10^- 34 Js * 30 MHz = 1, 988 * 10^- 26 Joule. Å andra sidan har synligt ljus mycket kortare våglängder och högre frekvens. En foton som har våglängden λ = 5 * 10^- 9 meter (en grönaktig foton) har energin E = 3, 975 * 10^- 17 Joule, som är mer än en miljard gånger större än energin för en radiofoton. På liknande sätt har en foton från rött ljus (våglängden λ = 700 nm) mindre energi än en foton från violett ljus (våglängden λ = 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.
Ljusstyrka beror både på temperatur och ytans storlek. Det verkar riktigt, eftersom brinnande ved utstrålar mer energi än en tändsticka, även om båda har samma temperatur. På liknande sätt avger en järnstång som hettas upp till 2000 grader mer energi än om den bara hettas upp till 200 grader.
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.
Ljusstyrka är ett mycket grundläggande mått i astronomi och astrofysik. Mycket av vad som är känt om himmelsobjekt kommer från analys av deras ljus. Det beror på att de fysiska processer som sker inne i stjärnor registreras och överförs med ljus. Ljusstyrka mäts i energienheter per sekund. Astronomer föredrar att använda erg, istället för Watt, när ljusstyrkans mått anges.
Magnitude Scale
Magnitudskalan
Flux Star Colours and Temperatures
Flöde Stjärnfärger och temperaturer
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.
För 2500 år sedan, så klassificerade den klassiska grekiska astronomen Hipparkos ljusstyrkan för de synliga stjärnorna enligt en skala från 1 till 6. Han kallade de allra ljusstarkaste stjärnorna på himlen för första magnituden, och de allra svagaste han kunde se sjätte magnituden. Förvånansvärt nog, två och ett halvt tusen år senare, är användningen av Hipparkos klassifikationssystem fortfarande utbredd bland astronomer, även om det har moderniserats och kvantifierats sedan dess. (Observera att magnitudskalan är baklänges mot vad man kan förvänta sig: ljusstarkare stjärnor har lägre magnitud än svagare stjärnor).
The magnitude scale runs backwards to what you might expect: brighter stars have smaller magnitudes than fainter stars).
Magnitudskalan går baklänges mot vad man kan förvänta sig: ljusstarkare stjärnor har lägre magnituder än svagare stjärnor.
The modern magnitude scale is a quantitative measurement of the flux of light coming from a star, with a logarithmic scaling:
Den moderna magnitudskalan är ett kvantitativt mått på ljusflödet som kommer från en stjärna, med en logaritmisk skala:
m = m_0 - 2.5 log (F / F_0)
m = m_ 0 - 2. 5 log (F / F_ 0)