natgillin/translations-raw huggingface dataset:
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.
Що ж станеться, якщо ми просто не звертатимемо уваги на ці додаткові 0, 24219 оберти у кінці року, і визначимо календарний рік довжиною у 365, 0 дні? Основою календаря є правильне відображення розташування Землі у її русі навколо Сонця. Якщо ми щороку не враховуватимемо цю маленьку частинку року, з плином літ дати календаря потроху відсуватимуться назад у порівнянні з дійсним розташуванням Землі на орбіті. Всього за декілька десятиліть дати справжніх сонцестоянь і рівнодень відчутно зсунуться у порівнянні з календарними.
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.
Насправді, у історії людства так уже було: всі роки було дорівняли до 365, 0 днів, і у результаті календарні дати відсунулися у порівнянні з дійсними датами, які визначаються за зміною пір року. У 46 до н. е. Юлій Цезар запровадив Юліанський календар, у якому вперше було запроваджено високосні роки: він проголосив, що кожен четвертий рік повинен тривати 366 днів, отже, середня тривалість року за цим календарем дорівнювала 365, 25 днів. Ця поправка в основному усунула проблему зсуву дат календаря.
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.
Але Юліанський календар розв’ язав цю проблему не повністю, оскільки тропічний рік не дорівнює точно 365, 25 дням: його тривалість — 365, 24219 днів. Проблема зсуву дат залишилася актуальною, просто для того, щоб її наявність стала видимою потрібні були сторіччя. Отже, у 1582 році папа Григорій XIII встановив Григоріанський календар, який у загальних рисах збігався з Юліанським, але у нього було додано одну маленьку поправку, що стосувалася високосних років: парні роки кінця сторіч (ті, номер яких закінчується на 00) є високосними роками, лише якщо їх номер ділиться на 400. Отже, роки 1700, 1800 і 1900 не були високосними (хоча і мали бути такими за юліанським календарем), тоді як 2000 рік був високосним. Ця зміна зробила середню тривалість року у григоріанському календарі рівною 365, 2425 дням. Отже, у цьому календарі теж все ще залишається невеличкий зсув, але його величина призводить до помилки лишу у 3 дні на 10. 000 років. Зараз григоріанський календар використовується як стандартний у більшості країн світу.
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-synchronized the calendar by simply eliminating 10 days: in 1582, the day after October 4th was October 15th!
Цікава дрібничка: коли папа Григорій запроваджував григоріанський календар, юліанський календар використовували уже більше 1500 років, отже, дати календаря встигли зсунутися більше ніж на один тиждень. Папа Григорій відновив відповідність дат календаря простим викреслюванням з нього 10 днів: у 1582 році за 4 жовтня наступним у календарі було 15 жовтня!
AAVSO Light Curves
Криві світності AAVSO
AAVSO Lightcurve Generator
Засіб для створення кривих світності AAVSO
The AAVSO Lightcurves Tool
Інструмент кривих світності AAVSO
AAVSO Lightcurves
Криві світності AAVSO
& 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; може будувати криві світності змінних зірок за даними програми спостереження Американської асоціації спостерігачів за змінними зірками (AAVSO). Згідно до цієї програми ведеться спостереження за більш ніж 6. 000 змінних зірок, дані програми нараховують 10 мільйонів спостережень протягом майже сторіччя. & kstars; звантажує найсвіжіші дані напряму з бази даних AAVSO за допомогою інтернету, отже, для використання цього інструмента вам потрібне буде з’ єднання з всесвітньою мережею.
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:
Щоб скористатися цим інструментом, виберіть змінну зірку за її позначенням або назвою на лівій панелі, а потім встановіть початкову і кінцеву дати графіка. На правій панелі виберіть тип даних, які слід побудувати (див. далі). Після того, як ви зробили свій вибір, натисніть кнопку Отримати криву. & kstars; автоматично зв’ яжеться з сервером AAVSO, який побудує криву світності і надішле її на ваш комп’ ютер для показу. Приклад побудови кривої світності:
A Sample Lightcurve
Приклад кривої світності
Sample Lightcurve
Приклад кривої світності
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/.
Будь ласка, майте на увазі, що отримані криві світності НІ В ЯКОМУ РАЗІ не слід використовувати у дослідженнях, статтях, виступах, друкованих працях тощо. Їх призначено лише для того, щоб слугувати довідковій меті у & kstars;. Їх не було перевірено за допомогою точних контрольних вимірювань AAVSO. Автори будуть раді надати вам якісні необроблені дані за запитом на сторінці http: // www. aavso. org/ adata/ onlinedata /.
Specific questions about the data in the light curves can be sent to aavso@aavso. org.
Питання щодо окремих аспектів даних на кривих світності можна надсилати за адресою електронної пошти aavso@ aavso. org.
About Variable Stars
Про змінні зірки
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.
Змінними називають зірки, яскравість яких з часом змінюється. Крива світності це графік зміни яскравості зірки за часом. Вивчаючи криву світності ми можемо дізнатися про поведінку зірки у минулому і передбачити її поведінку у майбутньому. Астрономи використовують дані кривих світності для моделювання астрофізичних процесів, що відбуваються у надрах зірок. Ці дані є дуже важливими у вивченні того, що відбувається з зіркою.
The Data
Дані
Here is a summary of the various types of data available in the light curves:
Ось перелік різних типів даних, які можна вивчати на кривих світності:
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.
Візуальні спостереження: це спостереження змінної зірки звичайним спостерігачем за допомогою звичайного телескопа. Дані складаються з виміряних спостерігачем у день і час X яскравостей Y.
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.
Відносна яскравість: іноді зірка занадто тьмяна для того, щоб спостерігач міг її добре розгледіти. У таких випадках спостерігач повідомляє про найтьмянішу зірку, яку видно у полі зору. Це називається відносною яскравістю оскільки змінна зірка є тьмянішою за повідомлену яскравість.
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.
Середнє: це обчислене за повідомленими даними ковзне середнє значення. Кількість періодів повідомляє комп’ ютерові скільки даних за днями слід використати для обчислення середнього значення. Ця кількість залежить від частоти спостережень. Полю помилки відповідає стандартне відхилення за даними.
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).
ПЗЗ V: це дані спостережень з використанням ПЗЗ з V - фільтром Джонсона. Вимірювання за допомогою ПЗЗ V зазвичай є точнішими за візуальні (але не завжди).
CCDB: CCD observations with a Johnson B filter.
ПЗЗ B: це дані спостережень з використанням ПЗЗ з B - фільтром Джонсона.
CCDI: CCD observations with a Cousins Ic filter.
ПЗЗ I: Спостереження за допомогою ПЗЗ з Ic - фільтром Кузенса.
CCDR: CCD observations with a Cousins R filter.
ПЗЗ R: це дані спостережень з використанням ПЗЗ з R - фільтром Джонсона.
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.
Суперечливі дані: це дані, які було позначено співробітником AAVSO як суперечливі, згідно до правил отримання даних високої якості. Щоб отримати докладнішу інформацію, напишіть електронного листа за адресою 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.
Дати: база даних спостережень, на які засновано побудову кривих світності, оновлюється кожні 10 хвилин, отже, ви можете отримувати дані майже без затримок. На даний час дані для кривих світності доступні лише з 1961 року, але у майбутньому спектр даних буде розширено за рахунок даних спостережень до 1961 року.
Updating your local copy of Variable Stars
Оновлення вашої локальної копії списку змінних зірок
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 dialog. & kstars; will then attempt to connect to the AAVSO database and download the latest list.
AAVSO оприлюднює повний список змінних зірок, задіяних у програмі спостереження. Кожного місяця цей список поповнюється щойно відкритими змінними зірками. Щоб синхронізувати список, який використовує & kstars;, зі головним списком AAVSO, натисніть кнопку Оновити список у діалоговому вікні AAVSO. Після цього & kstars; спробує зв’ язатися з базою даних AAVSO і звантажити найсвіжіший список.
The customized data stream provided by the AAVSO was implemented for & kstars; by Aaron Price. Thank you, Aaron!
Автором засобу для обробки потоку даних, які надсилаються AAVSO, у & kstars; є Аарон Прайс. Дякуємо тобі, Аароне!
Luminosity is the amount of energy emitted by a star each second.
Світність — це кількість енергії, яку випромінює зірка за одну секунду.
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.
Всі зірки випромінюють світло у широкому діапазоні електромагнітного спектра від радіохвиль з низькими енергіями до гамма- променів з високою енергією. Зірка, що випромінює енергію головним чином у ультрафіолетовому діапазоні хвиль породжує енергію у рази більшу ніж енергія, породжена зіркою, що випромінює в основному у інфрачервоному діапазоні. Отже, світність — це міра енергії, яку випромінює зірка на всіх довжинах хвиль. Співвідношення між довжиною хвилі і енергією було вказано Ейнштейном у формі E = h * v, де v — частота, h — стала Планка, а E — енергія фотона у Джоулях. З цієї формули випливає, що променям з меншою довжиною хвилі (а отже, вищими частотами) відповідають більші енергії.
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).
Наприклад, хвилі з довжиною lambda = 10 метрів лежать у радіо- діапазоні електромагнітного спектра і мають частоту f = c / lambda = 3 * 10^8 м/ с / 10 м = 30 МГц, це c — швидкість світла. Енергія фотона з такою довжиною хвилі дорівнює E = h * v = 6, 625 * 10^- 34 Дж с * 30 МГц = 1, 988 * 10^- 26 Джоулів. З іншого боку, видиме світло має набагато меншу довжину хвиль і вищу частоту. Фотон з довжиною хвилі lambda = 5 * 10^- 9 метрів (зелене світло) має енергію E = 3, 975 * 10^- 17 Джоулів, що більше ніж у мільярд разів вища за енергію радіо- фотона. Далі, фотон червоного світла (довжина хвилі lambda = 700 нм) має меншу енергію ніж фотон фіолетового світла (довжина хвилі lambda = 400 нм).
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.
Світність залежить як від температури, так і від площі поверхні зірки. І це логічно, оскільки палаюча колода випромінює більше енергії ніж сірник, хоча обидва мають однакову температуру, а залізний стрижень, розігрітий до 2000 градусів, випромінює більше енергії, ніж якщо його розігріто до 200 градусів.
Luminosity is a very fundamental quantity in Astronomy and Astrophysics. Much of what is learnt about celestial objects comes from analyzing 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.
Світність є фундаментальною характеристикою у астрономії і астрофізиці. Більшість відомих фактів щодо зоряних об’ єктів визначено з аналізу світла, яке надходить від цих об’ єктів. Причиною цього є те, що інформація щодо фізичних процесів, що відбуваються у надрах зірок, відображається і передається світлом, яке ці зірки випромінюють. Світність вимірюється у одиницях енергії на секунду. Астрономи віддають перевагу Ергам над Ватами під час визначення світності.
Magnitude Scale
Шкала зоряних величин
Flux Star Colors and Temperatures
Потік Кольори і температура зірок
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 modernized and quantified.
2500 років тому давньогрецький астроном Гіппарх розподілив видимі на небі зірки за яскравістю за шкалою від 1 до 6. Він назвав найяскравіші зірки неба зірками першої величини, а найтьмяніші, які він тільки міг побачити, зірками шостої величини. Це дивовижно, але два з половиною тисячоліття по тому, класифікаційна схема Гіппарха все ще широко використовується у астрономії, хоча з того часу її було вдосконалено і переведено на придатнішу для вимірювань основу.
The magnitude scale runs backwards to what you might expect: brighter stars have smaller magnitudes than fainter stars).
Шкала зоряних величин має зворотний до звичайного напрямок: яскравіші зірки мають менші зоряні величини за тьмяніші зірки).
The modern magnitude scale is a quantitative measurement of the flux of light coming from a star, with a logarithmic scaling:
Сучасну шкалу зоряних величин пов’ язано з кількісними вимірами потоку світла, що надходить до нас від зірки за логарифмічною шкалою:
m = m_0 - 2.5 log (F / F_0)
m = m_ 0 - 2, 5 lg (F / F_ 0)
If you do not understand the math, 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.
Якщо ви не розумієтеся на математиці, ця формула говорить, що зоряна величина зірки (m) відрізняється від зоряної величини деякої стандартної зірки (m_ 0) на величину у два з половиною рази більшу за десятковий логарифм відношення потоків цих зірок. Множник 2, 5 означає, що якщо відношення потоків дорівнює 100, зоряні величини відрізнятимуться на 5. Отже, зірки шостої зоряної величини у сто разів тьмяніші за зірки першої зоряної величини. Сенс простої класифікації Гіппарха переведено у відносно складну функцію, яка повідомляє нам про те, що людське око сприймає світло у логарифмічній шкалі до його яскравості.
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.
Використовують декілька різних шкал зоряних величин, кожна з них відповідає різним потребам. Найпоширенішою є шкала видимих зоряних величин; за нею можна виміряти наскільки яскравими є зірки і інші об’ єкти для людського ока. За шкалою видимих зоряних величин зірка Вега має зоряну величину 0, 0, це значення є еталонним для зоряних величин усіх інших об’ єктів, ці зоряні величини визначаються за допомогою вищенаведеного рівняння, на основі відношення виміряних потоків для об’ єкта і Веги.
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:
Але вивчати зірки за допомогою видимих зоряних величин складно. Уявімо собі дві зірки на небі з однаковою зоряною величиною, які виглядають однаково яскраво. Дивлячись на значення видимої зоряної величини ви не зможете дізнатися, чи мають обидві зірки однакову справжню яскравість; може так статися, що одна з зірок насправді яскравіша, але розташована від нас на більшій відстані ніж інша. Якщо ми знаємо відстані до зірок (див. статтю про паралакс), ми можемо врахувати відстань до них і ввести абсолютну зоряну величину, яка відповідатиме справжній, реальній яскравості. Абсолютну зоряну величину визначають як видиму зоряну величину зірки, якщо спостерігач знаходиться на відстані у 10 парсеків (1 парсек дорівнює 3, 26 світлового року або 3, 1 x 10^18 см). Абсолютну зоряну величину (M) можна визначити за видимою зоряною величиною (m) і відстанню до об’ єкта у парсеках (d) за формулою:
M = m + 5 - 5 * log(d) (note that M=m when d=10).
M = m + 5 - 5 * lg( d) (зауважте, що M=m, якщо 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.
Сучасні виміри зоряних величин більше не пов’ язані з людським оком, його функції тепер виконують фотографічні пластини і фотоелектричні фотометри. За допомогою телескопів ми можемо бачити набагато тьмяніші об’ єкти, ніж ті, що їх бачив неозброєним оком Гіппарх, отже, шкалу зоряних величин було розсунуто за шосту зоряну величину. Космічний телескоп « Хаббл » може робити зображення зірок 30- ої зоряної величини, а це зірки у трильйон разів тьмяніші за Вегу.
A final note: the magnitude is usually measured through a color 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;).
І останнє зауваження: зоряні величини зазвичай вимірюють за допомогою певного роду кольорових фільтрів. Результати таких вимірів позначають нижнім індексом, що відповідає фільтрові (тобто, m_ V це зоряна величина, виміряна за допомогою візуального, зеленого фільтра; m_ B — зоряна величина, виміняна за допомогою блакитного (blue) фільтра; m_ pg — зоряна величина, виміряна за фотопластинкою (photographic plate) тощо).
The Local Meridian
Місцевий меридіан
Hour Angle Celestial Sphere
Часовий кут Небесна сфера