El manual de KStars
Dret de reproducció © 2001, 2002, 2003 Jason Harris i l'equip de KStars
Es concedeix permís per a copiar, distribuir i/o modificar aquest document sota els termes de la Llicència Lliure Pública de GNU, Versió 1.1 o qualsevol versió publicada posteriorment per la Free Software Foundation; amb seccions no variants, sense text a la portada i sense text a la contraportada. S'inclou una còpia d'aquesta llicència en la secció titulada "GNU Free Documentation License".
KStars és un entorn gràfic de planetari per a KDE. Ofereix una acurada simulació del cel nocturn, incloguen les estrelles, constel·lacions, cúmuls d'estrelles, nebuloses, galàxies, tots els planetes, el Sol, la Lluna, cometes i asteroides. Podeu veure l'aspecte del cel en qualsevol data des de qualsevol localització de la Terra. L'interfície d'usuari és intuïtiva i flexible. La imatge pot desplaçar-se i apropar amb el ratolí, podeu identificar als objectes fàcilment i seguir el seu moviment a través del cel. KStars inclou característiques molt potents, mentre que la interfície encara es manté clara i simple, el necessari per a un ús agradable.
Sumari
Índex de taules
KStars us permet explorar el cel nocturn des de la comoditat de la vostra cadira d'ordinador. Proporciona una acurada representació gràfica del cel nocturn en qualsevol data de l'any, des de qualsevol localització de la Terra. Es mostren unes 126.000 estrelles de fins a una magnitud de 9 (superant àmpliament el límit de l'ull humà), 13.000 objectes del cel profund (catàlegs Messier, NGC i IC), tots els planetes, el Sol, la Lluna, centenars de cometes i asteroides, la Via Làctia, 88 constel·lacions i línies guia com la de l'equador celest, l'horitzó i l'eclíptica.
Encara que, KStars és quelcom més que un simple simulador del cel nocturn. La pantalla proporciona una completa interfície per a un nombre d'eines que us permetran aprendre una mica més sobre astronomia i el cel nocturn. Hi ha un menú emergent personalitzable adjuntat a cada objecte mostrat, el qual presenta informació i accions específiques de l'objecte. Els centenars d'objectes inclouen enllaços a pàgines web amb informació i maravelloses imatges obtingudes pel telescopi espacial Hubble i d'altres observatoris.
Des del menú emergent de cada objecte, podeu carregar el seu Diàleg d'informació detallada, a on podreu examinar les dades posicionals de l'objecte i consultar una gran quantitat de bases de dades en línia per a dades astronòmiques professionals i referències literàries a sobre de l'objecte. Fins i tot podreu afegir els vostres propis enllaços d'Internet, a més d'imatges i notes, fent de KStars un entorn gràfic per a observar els vostres propis registres i anotacions astronòmiques.
La nostra Calculadora astronòmica proporciona un accés directe a la majoria dels algoritmes emprats per a mostrar les escenes, incloguen els conversors de coordenades i les calculadores de temps. L'eina Generador de corbes de lluminositat de la AAVSO descarregarà una corba de lluminositat per a qualsevol de les més de 6.000 estrelles variables controlades per la "American Association of Variable Star Observers (AAVSO)". Les corbes de lluminositat són generades “al vol” en consultar directament al servidor de la AAVSO, assegurant-se així d'obtenir la informació més actualitzada.
Podeu planejar una sessió d'observació emprant la nostra eina Altitud front al temps, la qual representarà les corbes de moviment representant l'altitud en funció del temps per a qualsevol grup d'objectes. Això mateix, tot i que amb més detall, també us proporcionem una eina Què passa aquesta nit? per a ressumir-vos què és el que podreu veure des de la vostra localització en qualsevol nit que indiqueu.
KStars també proporciona un Visor del sistema solar, el qual mostra la configuració actual de la majoria de planetes en el nostre sistema solar. També hi ha una Eina Llunes de Júpiter, la qual mostra les posicions de les quatre llunes més grans de Júpiter en funció del temps.
El nostre principal objectiu és el de fer de KStars una eina educativa interactiva per a l'aprenentatge de l'astronomia i del cel nocturn. Amb aquesta fi, el Manual de KStars inclou el Projecte AstroInfo, el qual consta d'una sèrie d'articles curts i interconnectats sobre temes astronòmics que poden explorar-se mitjançant KStars. A més, KStars inclou funcions DCOP que permeten escriure scripts complexos, fent de KStars un potent "enginy de demos" per a ús en presentacions escolars o en l'il·lustració general de temes astronòmics.
Fins i tot podreu controlar els telescopis amb KStars, usant l'elegant interfície i de gran abast del maquinari INDI. KStars suporta dibersos dels telescopis més comuns incloguent la família LX200 de Meade i els GPS de Celestron. També suporta els focalitzadors automatitzats de Meade i de JMI. El suport per a més classes de dispositius tals com càmares fotogràfiques CCD està en desenvolupament. Els comandaments simples gira/segueix s'integren directament en el menú emergent de la finestra principal, i el plafó de control INDI proporciona un complet accés a totes les funcions del vostre telescopi. L'arquitectura client/servidor de INDI permet controlar qualsevol nombre de telescopis locals o remots emprant una única sessió de KStars.
Estem molt interessats en rebre els vostres comentaris; si us plau, informeu d'errades o requeriments de característiques a la llista de correu del desenvolupament de KStars: (kstars-devel AT kde.org). També podeu usar l'eina d'informe d'errors automatitzada, accessible des del menú Ajuda.
Aquest capítol presenta una visita guiada de KStars, introduint-vos a la majoria de característiques importants.
A l'instantània superior, podeu veure la imatge del cel centrada en la constel·lació d'Orió, que està a punt d'ocultar-se per sota de l'horitzó. Les estrelles es mostren amb colors realistes i lluminositat relativa. Les estrelles més brillants mostren els seus noms (p.ex., Betelgeuse). M 42, la nebulosa d'Orió, és visible sota les estrelles del “cinturó” d'Orió, just per sobre de l'horitzó. Si us ho mireu d'aprop, podreu veure el planeta Saturn i als cometes Russel i LINEAR (2002 X1). En els tres racons de la vista del cel, hi ha tres rètols informatius mostrant la data i hora local (“LT: 12:29:51 03/23/03”), l'actual localització geogràfica (“Baltimore, Maryland, USA”) i l'objecte al centre de la vista (“Focalitzat sobre: Betelgeuse (alpha Orionis)”). Sobre la vista del cel hi ha dues barres d'eines. La barra d'eines principal conté accessos directes a funcions del menú, així com un incrementador de passos temporals que controla la velocitat del rellotge de simulació. La barra d'eines de vistes conté botons que us permeten canviar la vista de diferents tipus d'objectes en el cel. En la part inferior de la finestra, hi ha una barra que mostra el nom de qualsevol objecte sobre el que cliqueu i les coordenades celestes (ascensió recta i declinació) del cursor del ratolí.
La primera cosa que heu de fer és establir la localització geogràfica. Per omissió, KStars assumeix que esteu a Greenwich, Regne Unit (lloc en el que està establert el Royal Observatory i a on es defineix la longitud=0). Com el més probable es que us trobeu en un altre lloc, probablement desitjareu canviar això.
Obriu la finestra Estableix la localització geogràfica seleccionant des del menú , o prement a sobre de la icona en forma de Globus de la barra d'eines, o prement les tecles Ctrl+g.
Aquesta és una instantània de la finestra Estableix la localització geogràfica:
Aquesta és una llista de més de 2.500 ciutats predefinides disponibles per a escollir. Podeu establir la vostra localització seleccionant una de les ciutats d'aquesta llista. Cada ciutat està representada en el mapa mundial com a un petit punt i quan es selecciona una ciutat de la llista, apareix una creueta vermella en la seva localització en el mapa.
No resulta pràctic el zapejar per tota la llista de 2.500 localitzacions per a cercar una ciutat específica. Per a facilitar la recerca, es pot filtrar la llista introduint algun text en les caixes a sota del mapa. Per exemple, en la instantània, s'ha introduït “Ba” en la casella Filtre de ciutat, mentre que “M” apareix en el Filtre de província i “EUA” està a la casella Filtre de país. Adoneu-vos de que totes les ciutats, províncies i països que es mostren en la llista comencen pels texts introduïts en les caixes de filtrat, i que el missatge a sota de les caixes de text indica que s'han trobat 7 ciutats que coincideixen amb el que es cerca. Tingueu també en compte que els punts representant a aquestes set ciutats en el mapa s'han colorejat en blanc, mentre que les demés romanen en gris.
La llista també es pot filtrar a partir d'una localització en el mapa. Clicant a sobre de qualsevol lloc en el mapa mundial es mostraran les ciutats dintre dels dos graus immediats a la localització clicada. En aquest moment, podeu cercar per nom o per localització, però no per ambdues a la vegada. En d'altres paraules, quan cliqueu a sobre del mapa s'ignoraran els filtres de nom i viceversa.
La informació de longitud, latitud i zona horària per a l'actual localització seleccionada es mostra en les caixes de la part inferior de la finestra. Si penseu que aquests valors no són exactes, podeu modificar-los i prémer per a emmagatzemar la vostra versió personalitzada de la localització. També podeu definir una localització completament nova prement el botó i introduint la informació de la nova localització. Tingueu en compte que és obligatori complimentar tots els camps a excepció de Estat/província que és opcional, abans de poder afegir la nova localització a la llista. KStars carregarà automàticament la vostra localització personalitzada en les següents sesions. En aquest moment l'única manera d'eliminar una localització personalitzada és eliminar la línia corresponent del fitxer ~/.kde/share/apps/kstars/mycities.dat.
Si afegiu localitzacions personalitzades (o en modifiqueu les existents), si us plau, envieu-nos el fitxer mycities.dat per a que puguem incloure les vostres localitzacions al llistat principal.
El següent que podeu fer és canviar la data i/o l'hora. A l'iniciar-se KStars, aquests valors s'igualen als del rellotge del sistema i es manté sincronitzat en temps real amb el rellotge de KStars. Si desitgeu aturar el rellotge, seleccioneu des del menú o simplement cliqueu a sobre de la icona Atura en la barra d'eines. També podeu fer que el rellotge funcioni més lent o més ràpid del normal (o fins i tot cap enredera) amb la caixa selectora de la barra d'eines. Aquesta caixa selectora conté dos conjunts de botons de amunt/avall. El primer anirà passant per les 83 passes de temps disponibles, una per una. El segon saltarà a la següent unitat de temps més alta (o més baixa), el qual us permetrà realitzar els canvis de pas temporal més ràpidament.
Podeu canviar a qualsevol hora o data seleccionant des del menú o clicant a sobre de la icona temps amb forma de rellotge de sorra que hi ha en la barra d'eines. La finestra Estableix temps usa una caixa selectora de temps estàndard de KDE, junt amb tres estris de selecció per a determinar les hores, minuts i segons. Si necessiteu tornar a establir el rellotge a l'hora del sistema, simplement seleccioneu des del menú .
La versió actual de KStars no accepta dates anteriors a l'1 d'octubre de 1752, ni dates futures posteriors a l'any 8000. Aquestes limitacions venen imposades per les classes Date/Time de Qt™. Podria ser que implementem la nostra propia classe en una versió futura, el qual ens permetrà indicar dates més remotes.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Ara que hem establert el temps i localització, fem una ullada al nostre voltant. Us podeu desplaçar per la vista emprant les tecles de cursor. Si premeu la tecla Majús. abans del desplaçament, aquest es farà al doble de velocitat. La vista també es pot desplaçar clicant i arrossegant amb el ratolí. Tingueu en compte que durant el desplaçament no es mostren tots els objectes. Això es fa per a reduir la càrrega de la CPU en el càlcul de les posicions dels objectes, aconseguint un desplaçament més suau (podeu configurar el que s'oculta mentre us desplaceu per la finestra de les Opcions de la vista). Hi ha set mètodes per a canviar la magnificació (o Nivell d'apropament) de la vista:
Useu les tecles + i -.
Premeu els botons apropa/allunya en la barra d'eines.
Seleccioneu / des del menú .
Seleccioneu des del menú . Això us permetrà especificar el camp de vista angular per a la vista, en graus.
Useu la rodeta de desplaçament del ratolí
Arrossegueu el ratoli amunt i avall mentre manteniu premut el botó del ratolí
Mantingueu premuda la tecla Ctrl mentre arrossegueu el ratolí. Això us permetrà definir un rectangle en el mapa. Quan deixeu anar el botó del ratolí, la vista serà ampliada fins a cassar amb dit rectangle.
Advertiu que quan s'apropa, podreu veure estrelles més febles que en escenaris d'apropament menors.
Allunyeu-vos fins que veieu una corba verda, aquesta representa el vostre horitzó local. Si no heu ajustat la configuració per omissió de KStars, la vista serà de color verd sòlid per sota de l'horitzó, representant el contorn sòlid de la Terra. També hi ha una corba blanca, que representa l'equador celest i una corba daurada, la qual representa l'eclíptica, la ruta que el Sol aparenta seguir pel cel al llarg d'un any. El Sol sempre es troba en algun lloc de l'eclíptica i els planetes mai estan molt llunyans d'aquesta.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
KStars mostra milers d'objectes: estrelles, planetes, cúmuls, nebuloses i galàxies. Per omissió, les estrelles es dibuixen com a cercles blancs amb una vora colorejada que simula el color real de l'estrella. Els planetes es dibuixen com a punts colorejats allunyats, però amb una imatge real del planeta a l'apropar-nos-hi. Els objectes de l'espai profund (cúmuls, nebuloses i galàxies) es dibuixen amb símbols codificats amb colors per a indicar el catàleg al que pertanyen (Messier, NGC o IC). La major part dels objectes Messier es dibuixen com a imatges reals sobre el mapa a alts nivells d'apropament. Els objectes al cel profund amb imatge extra o amb enllaços disponibles a informació són dibuixats amb un color especial (roig per omissió). Clicant a sobre d'un objecte se l'identificarà a la barra d'estat. Si hi feu doble clic, l'objecte quedarà centrat a la vista i començarà el seu seguiment (de manera que romandrà centrat a mesura que passa el temps). Amb un clic s'obrirà un menú emergent amb més opcions.
Aquí hi ha un exemple d'un menú emergent del clic , per a la nebulosa Orion:
L'aparença del menú emergent dependrà del tipus d'objecte a sobre del que cliqueu amb el botó , però l'estructura bàsica està llistada a sota. Podeu obtenir informació més detallada a sobre del menú emergent.
La secció superior conté etiquetes informatives (les quals no són seleccionables). La més superior mostra el nom o noms i tipus d'objecte del que es tracta. Les següents tres etiquetes mostren els temps de sortida, posta i trànsit.
La secció mitja conté ítems seleccionables per a realitzar accions sobre l'objecte, com ara , (el qual obre el diàleg Detalls de l'objecte), i (tan sols per a cossos en el sistema solar).
La secció inferior conté enllaços a imatges i/o pàgines web informatives sobre l'objecte seleccionat. Si coneixeu alguna URL addicional amb informació o una imatge d'algun objecte, podeu afergir un enllaç a mida al menú emergent de l'objecte usant l'ítem .
Podeu cercar els objectes pel nom usant la finestra Cerca l'objecte, la qual també es pot obrir clicant a sobre de la icona Cerca objecte de la barra d'eines, seleccionant des del menú o prement Ctrl+F. La finestra Cerca l'objecte es mostra a sota:
La finestra conté una llista de tots els noms d'objectes que reconeix KStars. La majoria tan sols estan llistats per un nom en un catàleg numèric (per exemple, NGC 3077), però d'altres també es llisten pel seu nom comú (per exemple, la galàxia Whirlpool). Podeu filtrar la llista per nom o per tipus d'objecte. Per a filtrar per nom, entreu una cadena en la caixa d'edició a la part superior de la finestra; llavores la llista tan sols contindrà els noms que comencin amb aquesta cadena. Per a filtrar per tipus, seleccioneu un tipus des de la caixa desplegable en la part inferior de la finestra.
Ressalteu a l'objecte desitjat de la llista i premeu . La imatge es centrarà a sobre de l'objecte i començarà a seguir-lo. Tingueu en compte que si l'objecte es troba per sota de l'horitzó, el programa us advertirà que podria ser que no es vegi res a excepció del terra (podeu tornar el terra invisible en la finestra Opcions de la vista o prement el botó Terra en la barra d'eines).
KStars segueix automàticament als objectes en el moment en el que un és centrat a la pantalla, ja sigui emprant la finestra Cerca l'objecte, fent doble clic a sobre del mateix o seleccionant des del menú emergent del clic . Podeu desfer el seguiment desplaçant la vista, prement la icona del Cadenat en la barra d'eines principal o seleccionant en el menú .
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Hi ha diverses maneres per a modificar la vista al vostre gust.
Seleccionar un esquema de color diferent en el menú ->. Hi ha quatre esquemes de color predefinits, i en podeu definir de propis en la finestra Opcions de la vista.
El mostrar/ocultar les barres d'eines es pot fer des del menú ->. Com la majoria de barres d'eines del KDE, també es poden arrossegar i ancorar a qualsevol vora de la finestra, o fins i tot separar-les completament de la finestra.
El mostrar/ocultar els rètols informatius es pot fer des del menú ->. A més, podeu manejar els rètols informatius amb el ratolí. Cada rètol disposa de línies addicionals de dades que per omissió estan ocultes. Podeu ocultar/mostrar aquestes línies fent doble clic a sobre d'un rètol per a “ocultar-lo”. També podeu reubicar al rètol arrossegant-lo amb el ratolí. Quan un rètol arribi a la vora de la finestra, aquest s'hi “enganxarà” quan s'amidi la finestra.
Escolliu un “símbol FOV” usant el menú ->. FOV és l'acrònim per a “camp visual”. Un símbol FOV es dibuixa en el centre de la finestra per a indicar cap a on està apuntant la vista. Diversos símbols tenen diverses mides angulars; podeu usar un símbol per a demostrar el que mostraria una observació a través d'un telescopi particular. Per exemple, si trieu el símbol FOV “Prismàtics 7x35”, llavores es dibuixarà un cercle a la vista de 9,2 graus de diàmetre; aquest és el camp visual per als prismàtics 7x35.
Podeu definir els vostres propis símbols FOV (o modificar-ne els existents) emprant l'ítem del menú , el qual iniciarà l'editor FOV:
La llista de símbols FOV definits es mostra a l'esquerra. A la dreta estan els botons per afegir un nou símbol, corregir-ne les característiques del símbol ressaltat o eliminar-lo de la llista. Tingueu present que fins i tot podreu modificar o eliminar els quatre símbols predefinits (si els elimineu tots, la propera vegada que inicieu KStars seran restaurats tots quatre). A sota d'aquests tres botons hi ha una vista prèvia que mostra l'aparença del símbol ressaltat. Quan es prem el botó o , s'obrirà la finestra Nou símbol FOV:
Aquesta finestra us permet modificar les quatre propietats que defineix un símbol FOV: nom, mida, forma i color. La mida angular per al símbol es pot introduir directament en la caixa d'edició Camp visual, o es poden usar les pestanyes Ocular/Càmera per a calcular l'angle del camp visual, indicant els paràmetres de la vostra disposició del telescopi/ocular o telescopi/càmera. Les quatre formes disponibles són: Cercle, Quadrat, Creueta i Diana. Una vegada especificats els quatre paràmetres, premeu i el símbol apareixerà a la llista de símbols definits. Això també està disponible des del menú | .
A més d'aquestes opcions en el menú Arranjament, hi ha un gran nombre d'opcions personalitzables disponibles en la finestra Opcions de la vista, les quals es cobreixen en el següent capítol.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
KStars disposa de moltes opcions de configuració, a les quals es pot accedir obrint la finestra Opcions de la vista, mitjançant la icona Configura KStars, o seleccionant l'ítem del menú amb el mateix nom des del menú , o prement Ctrl+o. La finestra es representa a sota:
La finestra Opcions de la vista està dividida quatre pestanyes: Catàlegs, Guies, Sistema solar, Colors i Avançat. Tingueu present que els canvis que feu en aquesta finestra no es reflectiran immediatament en el mapa, atès que els canvis no seran entregats fins que premeu el botó .
A la pestanya Catàlegs podeu determinar quins catàlegs d'objectes seran mostrats en el mapa. El catàleg d'estrelles SAO també us permet que establiu el “limit mínim de brillantor (magnitud)” per a les estrelles, i el limit de magnitud per a mostrar els noms i/o magnituds de les estrelles. A sota de la secció estrelles, hi ha una caixa que conté una llista de caixes de selecció per als objectes disponibles del cel profund. Podeu afegir els vostres propis catàlegs d'objectes prement el botó , el qual obrirà un diàleg de fitxers, de manera que pugueu indicar el vostre propi fitxer de dades de catàleg. Per a instruccions més detallades quant a com preparar un fitxer d'aquest tipus, consulteu el fitxer README.customize que acompanya a KStars.
A la pestanya Sistema solar, podreu especificar el Sol, la Lluna, els planetes, els.cometes i els asteroides seran mostrats, i si els principals cossos seran dibuixats com a cercles o amb imatges reals. També podreu decidir si els cossos del sistema solar tindran adjuntadas etiquetes de nom i controlar quants cometes i asteroides obtenen etiquetres de nom. Hi ha una opció per a adjuntar automàticament una traça temporal sempre que es segueixi a un cos del sistema solar i una altra per a decidir si el color de la traça del planeta s'ha de desfer dins del color de fons del cel.
La pestanya Guies us permetrà decidir si mostrar certs objectes (és a dir línies de les constel·lacions, el contorn de la Via Làctia, l'equador celest, l'eclíptica, la línia de l'horitzó i el terra opac. També podreu triar si voleu veure els noms llatins de les constel·lacions, les abreviatures IAU estàndards de tres lletres o els noms de les constel·lacions emprant la vostra llengua local.
La pestanya Colors us permetrà establir l'esquema de color i definir esquemes de color personalitzats. La pestanya es divideix en dos plafons:
El plafó de l'esquerra mostra una llista de tots els ítems disponibles amb colors ajustables. Cliqueu a sobre de qualsevol ítem per a llevar una finestra per ajustar el color. Sota la llista hi ha la caixa de selecció Mode de color de les estrelles. Per omissió KStars les dibuixa amb un tint de color realista segons el tipus espectral de l'estrella. De tota manera, també podeu triar el dibuixar-les com a cercles blancs, negres o roigs sòlids. Si esteu usant els colors realistes, podreu establir el nivell de saturació dels colors de les estrelles amb la caixa selectora Intensitat del color de l'estrella.
El plafó dret llista els esquemes de color definits. Hi ha quatre esquemes predefinits: l'esquema Colors per omissió, la Carta estel·lar, la qual empra estrelles negres sobre un fons blanc, la Visió nocturna, la qual només empra capes de roig per a protegir la visió adaptada a l'obscuritat i la Lluna nova, un tema més realista i obscur. Addicionalment, podeu desar els ajustaments actuals com a un esquema de color a mida clicant el botó . Se us demanarà per un nom per al nou esquema i llavores aquest apareixerà a la llista en totes les sesions futures de KStars. Per a eliminar a un esquema personalitzat, simplement ressalteu-lo en la llista i premeu el botó .
La pestanya Avançat proveeix un acurat control sobre els comportaments més obscurs de KStars.
La caixa de selecció Corregeix per a la refracció atmosfèrica controla si les posicions dels objectes estan corregides per als efectes de l'atmosfera. A causa de que aquesta és una clofolla esfèrica, la llum de l'espai exterior és “doblegada” al passar a través de l'atmosfera cap als nostres telescopis o ulls en la superfície. Dit efecte és més pronunciat per als objectes a prop de l'horitzó i realment canvia les prediccions de sortida/posta o temps establerts per als objectes en uns quants minuts! De fet, quan “veieu” una posta de Sol, la posició real d'aquest ja està ven bé per sota de l'horitzó, a efectes de la refracció atmosfèrica sembla com si el Sol encara estigués en el cel! Tingueu present que la refracció atmosfèrica mai serà aplicada si esteu emprant coordenades equatorials.
La caixa de selecció Usa la transició animada controla com mostrar els canvis quan es selecciona una nova posició del focus en el mapa. Per omissió, veureu al cel moure's o anar “transitivament” cap a la nova posició; si heu deseleccionat aquesta opció, la vista “saltarà” immediatament cap a la nova posició del focus.
Si la caixa de selecció Adjunta etiqueta a l'objecta centrat està seleccionada, llavores s'adjuntarà automàticament una etiqueta de nom a un objecte quan aquesta sigui seguit pel programa. L'etiqueta serà eliminada quan l'objecte ja no sigui seguit. Tingueu present que també podreu adjuntar manualment una etiqueta una persistent etiqueta de nom a qualsevol objecte amb el seu menú emergent.
Hi ha tres situacions en que KStars haurà de tornar a dibuixar la vista del cel molt ràpidament: quan es selecciona una nova posició del focus (i Usa la transició animada està seleccionat), quan s'arrossega el cel amb el ratolí i quan la passa de temps es molt gran. En aquestes situacions, les posicions de tots els objectes hauran de ser recomputats el més ràpidament possible, el qual pot suposar una considerable càrrega sobre la CPU. Si la CPU no pot continuar amb la demanda, llavores la vista apareixerà inactiva o desigual. Per a mitigar-ho, KStars ocultarà certs objectes durant aquestes situacions, sempreque la caixa de selecció Oculta els objectes en moure estiga seleccionada. El temps sobre el que els objectes restaran ocults es determinat per la caixa selectora Oculta també si l'escala de temps és major que:. Podreu especificar els objectes que s'hauran d'ocultar en la caixa de grup Configura els objectes a ocultar.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Obre una altra finestra per a KStars
Tanca la finestra de KStars
Crea una imatge en el disc a partir de la vista actual
Executa l'escript de KStars especificat
Envia l'actual mapa del cel cap a l'impresora (o a un fitxer PostScript o PDF)
Surt de KStars
Sincronitza el temps amb el rellotge del sistema
Estableix el temps i la data
Determina si el temps transcorre o no
Centra al punt de Zenit (just a sobre)
Centra l'imatge al punt Nord de l'horitzó
Centra l'imatge al punt Est de l'horitzó
Centra l'imatge al punt Sud de l'horitzó
Centra l'imatge al punt Oest de l'horitzó
Localitza un objecte pel nom usant la Finestra cerca l'objecte
Activa i desactiva el seguiment. Durant el seguiment, la imatge romandrà centrada a sobre de l'actual posició o objecte.
Obre un diàleg a on podreu introduir les vostres coordenades AR/Dec específiques per a centrar la imatge.
Apropa la vista
Allunya la vista
Restaura la vista a les opcions per omissió
Amplia fins al camp especificat de l'angle angular
Canvia entre els sistemes de coordenades horitzontal i equatorial
Mostra o oculta els tres rètols informatius
Mostra o oculta el rètol informatiu del temps
Mostra o oculta el rètol informatiu del focus
Mostra o oculta el rètol informatiu amb la localització
Mostra o oculta la barra d'eines principal
Mostra o oculta la barra d'eines de vista
Aquest submenú conté tots els esquemes de color definits, incloguen els personalitzats. En seleccionar un ítem s'establirà l'esquema automàticament.
Aquest submenú llista els símbols (FOV) de camp visual disponibles. El símbol FOV es dibuixa al centre de la vista. El podeu escollir des de la llista de símbols preestablerts (Sense FOV, Prismàtics 7x35, Un grau, o HST WFPC2) o podeu definir-ne un de propi (o modificar els existents) emprant l'ítem .
Selecciona una nova localització geogràfica
Modifica les opcions de visualització
Obre l'eina Calculadora astronòmica, la qual proveeix d'un complet accés a la majoria de funcions matemàtiques emprades per KStars.
Obre l'eina Generador de corbes de lluminositat de la AAVSO, la qual us permetrà descarregar una corba de lluminositat per a qualsevol de les estrelles variables des de l'associació americana d'observadors d'estrelles variables (American Association of Variable Star Observers - AAVSO).
Obre l'eina Altitud front al temps, la qual pot esbrinar les corbes representant l'altitud de qualsevol objecte com a una funció de temps. Això és d'utilitat per a planejar les sessions d'observació.
Obre l'eina Què passa aquesta nit, la qual ens presentarà un resum dels objectes que seran observables des de la vostra localització durant una data indicada.
Obre l'eina Constructor d'scripts, la qual proveeix d'una interfície gràfica d'usuari per a construir scripts DCOP amb KStars.
Obre l'eina Visor del sistema solar, el qual mostra una representació del sistema solar en la data actual de la simulació.
Obre l'Eina Llunes de Júpiter, la qual mostra la posició de les quatre llunes més brillants de Júpiter en funció del temps.
Obre l'Assistent de configuració del telescopi, el qual proveeix d'una guia passa a passa, per ajudar-vos a connectar i controlar el vostre telescopi des de KStars.
Obre el gestor de dispositius, el qual us permet posar/treure controladors de dispositiu i connectar-vos a servidors INDI remots.
Obre el Plafó de control INDI, el qual us permet controlar totes les característiques suportades per un dispositiu.
Obre un diàleg per a configurar totes les característiques relaciondes amb INDI, com són les actualitzacions automàtiques del dispositiu.
Inicia el sistema d'ajuda del KDE mostrant les pàgines d'ajuda per a KStars. (Aquest document).
Canvia el cursor del ratolí a una combinació entre fletxa i interrogant. Clicant a sobre dels ítems de KStars se us obrirà una finestra d'ajuda (si existeix per a aquest ítem en particular) explicant la funció de dit ítem.
Obre un diàleg d'informe d'errors a on podreu informar d'un error o requerir una característica “wishlist”.
Us mostrarà informació quant a la versió i el seu autor.
Us mostrarà informació quant a la versió del KDE i d'altra informació bàsica.
El menú emergent que s'obre amb el clic és sensible al context, el qual vol dir que és diferent depenent de l'objecte a sobre del que heu clicat. Aquí us mostrem tots els ítems possibles d'aquest menú, amb el tipus d'objecte [entre claudàtors].
Identificació i tipus: Les tres primeres línies indiquen el(s) nom(s) de l'objecte i el seu tipus. Per a les estrelles, també es mostra el tipus espectral.
A les següents tres línies es mostren les hores de la sortida, posta i trànsit.
: Centra la imatge a sobre d'aquesta localització i inicia el seguiment. Equival a un doble clic.
. La Digitized Sky Survey (Planimetria Digitalitzada del Cel) és una font de recursos increïble: Un atles fotogràfic de tot el cel. Gràcies al miracle d'Internet, es pot descarregar una fotografia de qualsevol part del cel. KStars proporciona accés directe a aquesta base de dades. Hi ha dues generacions de la planimetria; la segona encara està sense completar, pel que podríeu obtenir un error en demanar algunes de les imatges de “2ona generació”. Tingueu en compte que els fitxers d'imatge són grans, així que no sigueu gaire impacient. Si existeixen d'altres imatges disponibles per a l'objecte en qüestió, us recomanem que trieu primer aquestes.
: L'assossiació d'estudiants per a l'exploració i desenvolupament de l'espai (Students For the Exploration and Development of Space - SEDS) tenen una magnífica pàgina web, que inclou informació molt extensa sobre el sistema solar i els objectes Messier. KStars proporciona enllaços a aquestes pàgines en el menú emergent.
: L'imatge principal d'aquest objecte Messier des de la pàgina informativa de SEDS.org.
: Els astrònoms que usen el telescopi espacial Hubble (Hubble Space Telescope - HST) publiquen periòdicament algunes maravelloses imatges en forma de notes de premsa del HST. Algunes d'elles són molt famoses i s'han convertit en icones culturals. Podeu accedir a totes a través de KStars.
: L'observatori nacional Kitt Peak a Arizona (Kitt Peak National Observatory - KPNO) EUA manté un programa de divulgació anomenat Advanced Observing Program - AOP (programa d'observació avançada), el qual permet a qualsevol “llogar” durant una nit un telescopi de 16 polsades localitzat a Kitt Peak. Aquest programa ha produit algunes de les millors imatges captades per astrònoms afeccionats. Nosaltres n'incloguem més de 100 a la nostra base de dades d'enllaços.
: Això us permetrà afegir els vostres propis enllaços personalitzats al menú emergent de qualsevol objecte. S'obrirà una petita finestra en la qual podreu introduir la URL de l'enllaç i el text que desitgeu que aparegui en el menú emergent. També hi ha un parell de botons de ràdio que us permetran especificar si la URL és una imatge o un document HTML, de manera que KStars sàpiga si carregar amb el navegador web o el visor d'imatges. Podeu emprar això per afegir enllaços a fitxers en el vostre disc local, de manera que aquesta característica pot usar-se per a adjuntar bitàcoles d'observació o d'altra informació personalitzada per a objectes en KStars. Els vostres enllaços personalitzats seran automàticament carregats quan KStars sigui iniciat, i després seran desats en carpeta ~/.kde/share/apps/kstars/, en fitxers lamevaimatge_url.dat i lamevainfo_url.dat. Si creeu ena extensa llista d'enllaços personalitzats, considereu en enviar-nos-la, podria ser que ens agradés la idea d'incloure-la en la següent versió de KStars!
Useu les tecles de cursor per a desplaçar la imatge. Si manteniu premuda la tecla Majús. la velocitat de desplaçament serà duplicada.
Apropa/Allunya
Centra la imatge en un objecte del Sistema solar.
0: El sol
1: Mercuri
2: Venus
3: La Lluna
4: Mart
5: Júpiter
6: Saturn
7: Urà
8: Neptú
9: Plutó
Centra al punt de Zenit (just a sobre).
Centra la imatge per sobre de l'horitzó Nord.
Centra la imatge per sobre de l'horitzó Est.
Centra la imatge per sobre de l'horitzó Sud.
Centra la imatge per sobre de l'horitzó Oest.
Obre el Manual de KStars.
Obre la finestra de recerca d'objectes.
Especifica les coordenades AR/Dec sobre les que centrar-se.
Canvia entre els sistemes de coordenades horitzontal i equatorial
Obre la finestra per a la configuració de la localització geogràfica.
Obre la finestra d'opcions de la vista
Estableix el Temps al del rellotge de la CPU.
Obre la finestra per a establir el Temps.
Comença/desfà el seguiment.
Obre la calculadora astronòmica.
Obre l'eina per a l'altitud front al temps.
Obre l'eina per a la corba de lluminositat de les estrelles variables.
Obre l'eina per a Què passa aquesta nit.
Obre una altra finestra de KStars.
Tanca una finestra de KStars.
Imprimeix l'actual mapa del cel.
Surt de KStars.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Les coordenades equatorials (AR, Dec) del cursor del ratolí són actualitzades en la barra d'estat.
Identifica a la barra d'estat l'objecte sobre el qual resta el cursor del ratolí.
Centra i segueix sobre la localització o objecte clicat. El doble clic a sobre d'un rètol informatiu el “sombrejarà” revelant/ocultant informació extra.
Obre el menú emergent per a la localització o objecte sobre el que resta el cursor del ratolí.
Apropa o allunya la vista. Si no disposeu de rodeta al ratolí, podreu recrear aquesta característica amb el botó central del ratolí i arrossegant verticalment.
Panoramitza la vista, seguint el moviment de l'arrossegament.
Defineix un rectangle en el mapa. Quan es deixa anar el botó del ratolí, la vista és ampliada dintre del camp seleccionat per a emparellar el camp visual als límits del rectangle.
Es torna a ubicar de nou en el mapa al rètol informatiu . Els rètols informatius s'“enganxaran” a les vores de la finestra, de manera que romanguin sobre la vora quan la finestra sigui amidada.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Aqui podreu trobar una col·lecció d'articles curts que expliquen diversos conceptes astronòmics emprats a KStars. Des dels sistemes de coordenades fins als mecanismes celests, aqui trobareu respostes a les vostres preguntes.
Algunes vegades els articles contenen exercicis que podreu realitzar amb KStars per a il·lustrar el concepte implícit a l'article.
El cel i els sistemes de coordenades
Un requeriment bàsic per a l'estudi del cel és el de determinar a on estan els objectes celestes. Per a especificar posicions celestes, els astrònoms han desenvolupat diversos sistemes de coordenades. Cadascun utilitza un engraellat de coordenades projectat a sobre de l'esfera celest, anàleg al sistema de coordenades geogràfic emprat a la superfície terrestre. Els sistemes de coordenades tan sols es diferencien en l'elecció del pla fonamental, el qual divideix el cel en hemisferis iguals al llarg d'un cercle major (el pla fonamental del sistema geogràfic és l'equador de la Terra). Cada sistema de coordenades pren el seu nom en funció del seu pla fonamental.
El sistema de coordenades equatorial probablement és el sistema de coordenades celest més emprat. També és el que més s'assembla al sistema de coordenades geogràfic, atès que ambdos utilitzen el mateix pla fonamental i els mateixos pols. La projecció de l'equador terrestre sobre l'esfera celest s'anomena equador celest. Igualment, la projecció dels pols geogràfics sobre l'esfera celest defineixen els pols celestes nord i sud.
Encara que hi ha una important diferència entre el sistema equatorial i el geogràfic: Aquest últim està fixat a la Terra i rota junt amb ella. El sistema equatorial està fixat a les estrelles [1], de manera que aparenta rotar a través del cel junt a les estrelles; però per descomptat, en realitat és la Terra la que gira sota el cel fixe.
L'angle latitudinal (com la latitud) del sistema equatorial s'anomena declinació (Dec per abreujar). Aquest mesura l'angle d'un objecte per sobre o per sota de l'equador celest. L'angle longitudinal s'anomena d'ascensió recta (AR per abreujar). Aquest mesura l'angle d'un objecte a l'est de l'equinocci de primavera. A diferència de la longitud, l'ascensió recta habitualment es mesura en hores en comptes de en graus, atès que l'aparent rotació del sistema de coordenades equatorial està molt relacionada amb el temps sideral i l'angle horari. Com una rotació completa del cel triga 24 hores en completar-se, hi ha (360 graus / 24 hores) = 15 graus en una hora d'ascensió recta.
El sistema de coordenades horitzontal utilitza l'horitzó local de l'observador com a pla fonamental. Això divideix convenientment el cel en un hemisferi superior que podeu veure i un hemisferi inferior que romandrà ocult (darrera de la mateixa Terra). El pol de l'hemisferi superior s'anomena zenit. El pol de l'hemisferi inferior s'anomena nadir. L'angle d'un objecte per sobre o per sota de l'horitzó s'anomena altitud (Alt per abreujar). L'angle d'un objecte al voltant de l'horitzó (mesurat des del punt nord, cap a l'est) s'anomena azimut. El sistema de coordenades horitzontal també és conegut com a sistema de coordenades Alt/Az.
El Sistema de coordenades horitzontal està fixat a la Terra, no a les estrelles. Pel que l'altitud i azimut d'un objecte canvien amb el temps, ja que l'objecte aparenta desplaçar-se a través del cel. A més, com el sistema horitzontal ve definit per l'horitzó de l'observador, el mateix objecte vist des de diferents llocs de la Terra al mateix temps tindrà diferents valors d'altitud i azimut.
Les coordenades horitzontals són molt útils per a determinar les hores de sortida i posta d'un objecte en el cel. Quan un objecte té una altitud=0 graus, aquest estarà sortint (si el seu azimut és < 180 graus) o ponent-se (si el seu azimut és > 180 graus).
El Sistema de coordenades eclíptic utilitza l'eclíptica com a pla fonamental. L'eclíptica és la ruta que aparenta seguir el Sol a través del cel durant el transcurs d'un any. També és la projecció del pla orbital de la Terra a l'esfera celest. L'angle latitudinal s'anomena latitud eclíptica i l'angle longitudinal s'anomena longitud eclíptica. A l'igual que l'ascensió recta en el sistema equatorial, el punt zero de la longitud eclíptica és l'equinocci de primavera.
Per a què penseu que podria servir un sistema de coordenades? Si heu respost que per a cartografiar objectes del sistema solar, heu encertat! Cadascun dels planetes (a excepció de Plutó) orbiten al voltant del Sol més o menys en el mateix pla, de manera que sempre aparenten estar en algun lloc proper a l'eclíptica (p.ex., sempre tenen latituds eclíptiques petites).
El sistema de coordenades galàctic utilitza la Via Làctia com a pla fonamental. L'angle latitudinal s'anomena latitud galàctica i l'angle longitudinal s'anomena longitud galàctica. Aquest sistema de coordenades és d'utilitat per a estudiar la Galàxia pròpia (la nostra). Per exemple, potser voldreu estudiar des de la variació de la densitat de les estrelles en funció de la seva latitud galàctica, fins a com varia el disc de la Via Làctia.
[1] actualment, les coordenades equatorials no estan tan fixades a les estrelles. Mireu precessió. A més, si s'usa l'angle horari en comptes de l'ascensió recta, el sistema equatorial passa a estar fixat a la Terra en comptes de a les estrelles.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
L'equador celest és un cercle major imaginari sobre l'esfera celest. L'equador celest és el pla fonamental del sistema de coordenades equatorial, de manera que es defineix com el lloc de partida dels punts amb declinació de graus zero. També és la projecció de l'equador de la Terra sobre el cel.
L'equador celest i l'eclíptica estan establerts a un angle de 23,5 graus en el cel. Els punts a on intercedeixen són els equinoccis d'estiu i de tardor.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
El cel aparenta desplaçar-se per sobre dels nostres caps d'est a oest, realitzant un cicle complet al voltant del cel en 24 hores (sideral). Aquest fenomen es deu a la rotació de la Terra sobre el seu eix. L'eix de rotació de la Terra intersecciona l'esfera celest en dos punts. Aquests punts són els pols celests. Amb el rotar de la Terra, aquests aparenten estar fixes al cel i la resta de punts semblen moure's al seu voltant. Els pols celests també són els pols del sistema de coordenades equatorial, llavores això vol dir que tenen declinacions de +90 i -90 graus (per als pols celests nord i sud, respectivament).
El pol nord celest actualment té més o menys les mateixes coordenades que l'estrella Polaris (que és un nom llatí i significa “estrella polar”). Això torna a Polaris de molta utilitat per a la navegació: No tan sols està situada sempre al nord, sinó que el seu angle d'altitud sempre és aproximadament igual a la latitud geogràfica de l'observador (tot i que, Polaris només es pot veure des de l'hemisferi nord).
El fet de que l'estrella Polaris estiga a prop del pol és pura coincidència. De fet, a causa de la precessió, Polaris només està a prop del pol durant una petita fracció de temps.
Exercicis:
Useu la finestra Cerca l'objecte (Ctrl+F) per a localitzar a Polaris. Tingueu en compte que la seva declinació és gairebé (tot i que no exactament) de +90 graus. Compareu la lectura de l'altitud quan es focalitzi sobre Polaris amb la latitud geogràfica de la vostra localització. Sempre estan a un grau l'una de l'altra. No estan exactament en el mateix lloc perquè Polaris no està exactament en el pol. (Podeu apuntar exactament al pol canviant a coordenades equatorials i prement la tecla del cursor amunt fins que el cel deixi de desplaçar-se).
Useu la caixa selectora Pas temporal en la barra d'eines per accelerar el temps fins a un pas de 100 segons. Podreu veure al cel sencer aparentar rotar al voltant de Polaris, mentre que la mateixa Polaris romandrà estacionària.
Us havíem dit que el pol celestial és el pol del sistema de coordenades equatorial. Quin penseu que és el pol del Sistema de coordenades horitzontal (altitud o azimut)? (El Zenit).
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
L'esfera celest és una esfera imaginària de radi gegantesc, centrada sobre la Terra. Tots els objectes que poden veure's en el cel podrien encabir-se com simples punts per sobre de la superfície d'aquesta esfera.
Per descomptat, sabem que els objectes en el cel no estan a sobre de la superfície de cap esfera i com a centre la Terra. Perquè molestar-se en construir una esfera imaginària? Tot el que veiem en el cel està tan llunyà, que és impossible calcular les distàncies només amb mirar-s'ho. Com que les seves distàncies són indeterminades, tan sols és necessari conèixer la direcció cap a un objecte per a localitzar-lo en el cel. En aquest sentit, el model d'esfera celest és un pràctic mètode per a dibuixar mapes del cel.
Les direccions en les que es troben diversos objectes en el cel es poden quantificar construint un sistema de coordenades celest.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
L'eclíptica és un cercle major imaginari en l'esfera celest al llarg del qual el Sol aparenta desplaçar-se durant el transcurs d'un any. Per descomptat, en realitat és l'òrbita de la Terra al voltant del Sol la que provoca l'aparent canvi de direcció del Sol. L'eclíptica està inclinada en respecte a l'equador celest 23,5 graus. Els dos punts a on l'eclíptica es creua amb l'Equador celest són coneguts com a equinoccis.
Atès que el nostre sistema solar és relativament pla, les òrbites dels planetes també estan properes al pla de l'eclíptica. A més, les constel·lacions del zodíac estan localitzades al llarg de l'eclíptica. Això la converteix en una línia de referència molt útil per a qualsevol qui intenti localitzar els planetes o les constel·lacions del zodíac, atès que totes elles “segueixen al Sol”, literalment.
L'altitud de l'eclíptica sobre l'horitzó canvia durant el transcurs de l'any, a causa de la inclinació de 23,5 graus respecte a l'eix de rotació de la Terra. Això és el que proboca les estacions. Quan l'eclíptica (i tanmateix el Sol) estiga molt per sobre de l'horitzó, els dies seran més llargs i estareu a l'estiu. Quan l'eclíptica estiga més baixa, estareu a l'hivern.
Exercicis:
Obrir la finestra Opcions de la vista establiu-hi les "Coordenades horitzontals", amb l'opció de mostrar la "Terra opac". Obrir la finestra Estableix temps (Ctrl+S) i canvieu la data a algun moment a mitjans de l'estiu i l'hora a les dotze del migdia. Tornar a la finestra principal, apunteu cap a l'horitzó sud (premeu S). Observeu l'alçada del Sol sobre l'horitzó al migdia durant l'estiu. Ara, canvieu la data a algun moment a mitjans de l'hivern (però mantingueu l'hora a les dotze del migdia). El sol ara restarà molt més baix en el cel.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
La majoria de la gent coneix els equinoccis de primavera i tardor com a dates en el calendari, signifiquen el principi de la primavera i de la tardor a l'hemisferi nord, respectivament. Sabíeu que els equinoccis també són posicions en el cel?
L'equador celest i l'eclíptica són dos cercles majors sobre l'esfera celest, establerts a un angle de 23,5 graus. Els dos punts a on interseccionen s'anomenen els equinoccis. L'equinocci de primavera té les coordenades AR=0,0 hores, Dec=0,0 graus. L'equinocci de tardor té les coordenades AR=12,0 hores, Dec=0,0 graus.
Els equinoccis són importants per a marcar les estacions. Atès que estan a l'eclíptica, el Sol passa a través de cadascun d'ells una vegada a l'any. Quan el Sol passa a través de l'equinocci d'estiu (normalment el 21 de març), aquest a travessa l'equador celest de sud a nord, indican el final de l'hivern a l'hemisferi nord. De manera similar, quan el Sol passa per l'equinocci de tardor (normalment el 21 de setembre), aquest a travessa l'equador celest de nord a sud, significant el final de l'hivern a l'hemisferi sud.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Les localitzacions sobre la Terra es poden especificar usant un sistema de coordenades esfèric. El sistema de coordenades geogràfic (“mapa de la Terra”) està arrenglerat amb els eixos de rotació de la Terra. Aquests defineixen dos angles mesurats des del centre de la Terra. Un d'ells s'anomena latitud, mesura l'angle entre qualsevol punt i l'Equador. L'altre, anomenat longitud, mesura l'angle al llarg de l'equador des d'un punt arbitrari en la Terra (Greenwich, a Anglaterra està acceptat com el punt de longitud zero en la majoria de «societats» modernes).
Per a combinar aquests dos angles, es pot especificar qualsevol localització en la Terra. Per exemple, Baltimore, a Maryland (EUA) que té una latitud de 39,3 graus Nord i una longitud de 76,6 graus Oest. De manera que, un vector dibuixat des del centre de la Terra fins a un punt a 39,3 graus per sobre de l'equador i 76,6 graus a l'oest de Greenwich (Anglaterra) passarà per Baltimore.
L'equador és obviament una part important d'aquest sistema de coordenades, atès que representa el punt zero de l'angle de latitud i està a mig camí entre els pols. L'equador és el pla fonamental del sistema de coordenades geogràfic. Tots els sistemes de coordenades esfèrics en defineixen un.
Les línies de latitud constant s'anomenen paral·lels. Tracen cercles sobre la superfície de la Terra, però l'únic paral·lel que és un cercle major és l'equador (latitud=0 graus). Les línies de longitud constant s'anomenen meridians. El meridià que passa per Greenwich és el primer meridià (longitud=0 graus). A diferència dels paral·lels, tots els meridians són cercles majors, i a més, no són línies paral·lel-les: Interseccionen en els pols nord i sud.
Exercici:
Quina és la longitud del pol nord? La seva latitud és de 90 graus nord.
Aquesta és una pregunta amb trampa. La longitud no té sentit en el pol nord (i tampoc en el pol sud). Té totes les longituds a la vegada.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Considereu una esfera, com ara la Terra o l'esfera celest. La intersecció de qualsevol pla amb l'esfera resultarà en un cercle en la superfície d'aquesta. Si el pla conté el centre de l'esfera, el cercle de la intersecció serà un cercle major. Els cercles majors són els cercles més grans que es poden dibuixar en una esfera. A més, la ruta més curta entre dos punts sobre una esfera sempre passen per un cercle major.
Alguns exemples de cercles majors sobre l'esfera celest són: L'horitzó, l'equador celest i l'eclíptic.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
L'horitzó és la línia que separa la Terra del cel. Per a més precisió, és la línia que divideix totes les direccions a les que podeu mirar en dos categories: Les que interseccionen amb la Terra i les que no. En la majoria dels casos, l'horitzó romandrà ocult per arbres, edificis, montanyes, etc. Tot i que, si esteu a bord d'una embarcació en el mar, l'horitzó és perfectament visible.
L'horitzó és un pla fonamental del sistema de coordenades horitzontal. En altres paraules, és el conjunt de punts que tenen una altitud de zero graus.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Com s'explica a l'article de temps sideral, l'ascensió recta d'un objecte indica el temps sideral en el que travessarà el vostre meridià local. L'angle horari d'un objecte es defineix com la diferència entre el temps sideral local actual i l'ascensió recta de l'objecte:
AHobj. = TSL - ARobj.
De manera que, l'angle horari d'un objecte indica quant temps sideral ha transcorregut des que l'objecte estava en el meridià local. També és la distància angular entre l'objecte i el meridià, mesurat en hores (1 hora = 15 graus). Per exemple, si un objecte té un angle horari de 2,5 hores, ha transitat pel meridià local durant 2,5 hores, actualment estarà a 37,5 graus a l'oest del meridià. Els angles horaris negatius indiquen el temps fins que es produeixi el següent trànsit pel meridià local. Per descomptat, un angle horari de zero significa que l'objecte està en aquest moment en el meridià local.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
El meridià local és un cercle major imaginari sobre l'esfera celest que és perpendicular a l'horitzó local. Creua el punt nord sobre l'horitzó, a través del pol celest, fins al zenit i a través del punt sud sobre l'horitzó.
Com està fixat a l'horitzó local, les estrelles aparenten travessar el meridià local amb el rotar de la Terra. Podeu usar l'ascensió recta i el temps sideral local d'un objecte per a determinar quan travessarà el nostre meridià local (veure angle horari).
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
La precessió és el canvi gradual de la direcció de l'eix rotacional de la Terra. Aquest eix traça un con en la rotació, completant un cicle complet cada 26.000 anys. Si alguna vegada heu jugat amb a donar voltes o amb un trompo, el “balandreig” rotacional de la part superior s'anomena precessió.
Atès que la direcció dels eixos rotacionals de la Terra canvia, també ho fa la localització dels pols celestes.
El motiu de la precessió de la Terra és complicat. La Terra no és una esfera perfecta, està un xic aixafada, de manera que el cercle major de l'equador és més llarg que un cercle major “meridional” que passi pels pols. A més, la Lluna i el Sol es troben fora del pla equatorial de la Terra. Com a resultat, l'atracció gravitacional de la Lluna i el Sol sobre la Terra, produeixen una lleugera força de torsió a més d'una força lineal. Aquesta deformació és la que produeix el moviment de precessió de la Terra.
Exercici:
La precessió és més fàcil de veure si s'observa el pol celest. Per a trobar el pol, canvieu primer a coordenades equatorials a la finestra Opcions de la vista i després mantingueu premuda la tecla fletxa amunt fins que s'aturi el desplaçament. La declinació mostrada en el centre del Rètol informatiu tindrà que ser de 90 graus, i l'estrella Polaris tindrà que estar a prop del centre de la pantalla. Proveu a desplaçar-vos amb les fletxes dreta i esquerra. Notareu com el cel aparenta rotar al voltant del pol.
Ara demostrarem la precessió canviant la data a un any molt llunyà i observant que la localització del pol celest ja no està a prop de l'estrella Polaris. Obrir la finestra Estableix temps (Ctrl+S) i establir la data a l'any 8000 (actualment, KStars no és capaç de treballar amb dates més llunyanes, però aquesta és suficient per al nostre propòsit). Tingueu en compte que la imatge del cel ara està centrada en un punt entre les constel·lacions de Cygnus i Cepheus. Verifiqueu que aquest és en realitat el pol desplaçant-se a dreta i esquerra: El cel rota al voltant d'aquest punt; en l'any 8000, el pol celest nord ja no estarà a prop de l'estrella Polaris!
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
El zenit és el punt del cel al que mireu quan mireu “cap a dalt” des del terra. Per a més precisió, aquest és el punt en el cel amb una altitud de +90 graus, és el pol del sistema de coordenades horitzontal. Geomètricament, és el punt de l'esfera celest interseccionat per una línia dibuixada des del centre de la Terra fins a la vostra localització en la superfície terrestre.
El zenit és, per definició, un punt en el meridià local.
Exercici:
Apuntar cap al zenit prement la tecla Z o seleccionant des del menú .
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
El calendari julià és un mètode per a identificar la data actual mitjançant el compte del nombre de dies que han passat des d'una data passada i arbitrària. El nombre de dies s'anomena dia julià, abreujat com a DJ. L'orígen, DJ=0, és l'1 de gener de 4713 a.C. (o 1 de gener de -4.712, a causa de que no va haver-hi un any 0). Els dies julians són molt útils perque fan que sigui molt fàcil determinar el nombre de dies entre dos esdeveniments simplement restant els números dels seus dies julians. Realitzar aquest càlcul amb el calendari normal (gregorià) és molt difícil, ja que els dies s'agrupen en mesos, que contenen un nombre variable de dies, complicat encara més per la presència d'anys bixestos.
La conversió des del calendari estàndard (gregorià) a dies julians i viceversa és millor que sigui realitzada per un programa escrit concretament per a aquesta tasca, tals com la Calculadora astronòmicade KStars. De tota manera, per a qui puga estar interessat, aquest és un exemple simple de conversió d'un dia gregorià a un de julià:
DJ = D - 32075 + 1461*( A + 4800 + ( M - 14 ) / 12 ) / 4 + 367*( M - 2 - ( M - 14 ) / 12 * 12 ) / 12 - 3*( ( Y + 4900 + ( M - 14 ) / 12 ) / 100 ) / 4
a on D és el dia (1-31), M és el mes (1-12) i A és l'any (1801-2099). Tingueu en compte que aquesta fórmula tan sols funciona per a dates entre els anys 1801 i 2099. Dates anteriors requereixen d'una transformació més complicada.
Un exemple de dia julià és: DJ 2440588, que correspon a l'1 de gener de 1970.
Els dies julians també serveixen per a indicar l'hora, expressant aquesta com a fracció d'un dia complet, amb les 12 del migdia (no miganit) com a punt zero. D'aquesta manera, les 13:00 de l'1 de gener de 1970 serà el DJ 2440588.125 (ja que les 13:00 són tres hores després del migdia, i 3/24 = 0,125 dies). Tingueu prensent que el dia julià sempre ve determinat pel temps universal i no pel local.
Els astrònoms usen certs dies julians com a punts de referència importants, anomenats èpoques. Una de las èpoques més usada s'anomena J2000, i és el dia julià corresponent a l'1 de gener de 2000, a les 12:00 del migdia = DJ 2451545.0.
Molta més informació sobre els dies julians està disponible en la Internet. Un bon punt per a començar és el U.S. Naval Observatory (Observatori naval EUA). Si aquest lloc no es troba disponible quan llegiu això, introduïu “Julian Day” en el vostre enginy de recerca preferit.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
La Terra té dos components principals de moviment. El primer és el gir en el seu eix rotacional; un gir complet trigarà un dia a completar-se. El segon, és l'òrbita al voltant del Sol; una rotació orbital trigarà un any a completar-se.
Normalment en un any hi ha 365 dies, segons el calendari, però resulta que un any verdader (p.ex., una òrbita completa de la Terra al voltant del Sol, també anomenat un any tropical) és un xic més llarg que els 365 dies. En altres paraules, en el temps en el que la Terra completa un cicle orbital, gira rotacionalment 365,24219 vegades. No us sorprengueu per això; no hi ha motiu per a esperar que els moviments rotatoris i orbitals de la Terra estiguin sincronitzats. De tota manera, això proboca que el marcar el temps en el calendari sigui un xic més complicat!
Què passaria si simplement s'ignorassin les 0,24219 rotacions extra al final de l'any, i simplement es definís el calendari amb els 365 dies? El calendari és bàsicament una representació sobre el paper del progrés de la Terra al voltant del Sol. Si ignorem aquest excedent al final de cada any, llavores amb el passar dels anys, la data del calendari s'aniria endarrerint en respecte a la posició verdadera de la Terra al voltant del Sol. En unes poques dècades, les dates dels solsticis i equinoccis haurien derivat notablement.
De fet, anteriorment tots els anys tenien 365,0 dies, i com a resultat el calendari va “derivar” de les estacions. A l'any 46 a.C., Juli Cèsar establí el calendari julià, el qual incorporava els primers anys bixests de la història. Es decretà que un de cada 4 anys tindria 366 dies, de manera que la durada d'un any era de 365,25 dies de mitjana. Així que bàsicament es resolgué el problema de deriva del calendari.
De tota manera, el problema no quedava completament resolt amb el calendari julià, atès que la llargària d'un any tropical no és de 365,25 dies, sinó de 365,24219 dies. D'aquesta manera encara existeix un problema de deriva, el que passa es que triga més en fer-se notable. Pel que, en 1582, el papa Gregori XIII instituí el Calendari gregorià, que era més o menys igual al julià, però amb una altra variable per a l'ajust de la deriva: Cada segle (aquells que acaben amb els dígits “00”) només són bixests si a demés són divisibles entre 400. De manera que els anys 1700, 1800 i 1900 no foren bixests (encara ho haurien estat sota el calendari julià), mentre que l'any 2000 sí que ho fou. Aquest canvi fa que la llargària mitja d'un any sigui de 365,2425 dies. I encara resta una petita deriva, però tan sols és de 3 dies cada 10.000 anys! El calendari gregorià s'empra avui en dia com a calendari normal en la major part del món.
Curiositat trivial: Quan el papa Gregori instituí el calendari gregorià, el calendari julià havia estat usat durant més de 1.500 anys, i la data havia derivat més d'una setmana. El papa Gregori resincronitzà el calendari eliminant 10 dies! En 1582, el dia següent al 4 d'octubre fou el 15 d'octubre!
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
El temps sideral significa literalment “temps de les estrelles”. El temps que estem habituats a emprar en les nostres vides és el temps solar. La unitat fonamental del temps solar és el dia: El temps que triga el Sol en viatjar 360 graus al voltant del cel, a causa de la rotació de la Terra. Les unitats menors del temps solar simplement són divisions d'un dia:
1/24 dia = 1 hora
1/60 hora = 1 minut
1/60 minut = 1 segon
Encara que hi ha un problema amb el temps solar. Actualment la Terra no gira 360 graus en un dia solar. La Terra està en òrbita al voltant del Sol i al llarg d'un dia, es mou aproximadament un grau de la seva òrbita (360 graus/365,25 dies d'una òrbita completa = gairebé un grau per dia). Així que, en 24 hores, la direcció cap al sol variarà més o menys en un grau. Pel que la Terra té que girar 361 graus per a que existeixi la sensació de que el Sol ha viatjat 360 graus al voltant del cel.
En astronomia, ens preocupa quant triga la Terra en girar amb respecte a les estrelles “fixes” i no en respecte al Sol. Pel que ens agradaria tenir una escala temporal que elimini la complicació de l'òrbita de la Terra al voltant del Sol, i que es dediqui exclusivament a determinar el que triga la Terra en girar 360 graus en respecte a les estrelles. Aquest periode rotacional s'anomena dia sideral. Com a terme mitjà, és 4 minuts més curt que un dia solar, a causa del grau extra que la Terra ha de girar en un dia solar. En comptes de definir un dia sideral a 23 hores i 56 minuts, s'estableixen hores, minuts i segons siderals, que es corresponen a la mateixa fracció d'un dia com als seus homòlegs solars. Pel que, un segon solar = 1,00278 segons siderals.
El temps sideral és molt útil per a determinar a on estan les estrelles en un moment concret. El temps sideral divideix una rotació completa de la Terra en 24 hores siderals; igualment, el mapa del cel està dividit en 24 hores d'ascensió recta. Això no és una coincidència, el temps sideral local (TSL) indica l'ascensió recta del cel que està passant en aquest moment el meridià local. Així que, si una estrella té una ascensió recta de 05h 32m 24s, estarà en el meridià a la TSL=05:32:24. Més generalment, la diferència entre la AR d'un objecte i el temps sideral local indica la distancia que hi ha des de l'objecte fins al meridià. Per exemple, el mateix objecte a TSL=06:32:24 (una hora sideral més tard), estarà a una hora d'ascensió recta a l'oest del meridià, el que són 15 graus. Aquesta distància angular des del meridià és el que s'anomena l'angle horari de l'objecte.
El temps sideral local és mostrat per KStars en el Rètol informatiu, amb l'etiqueta “TS” (haureu de “ressaltar” la caixa fent-hi doble clic per a veure el temps sideral). Tingueu en compte que el canvi a segons siderals no està sincronitzat amb el canvi a segons en temps local i temps universal. De fet, si observeu els rellotges detingudament, notareu que efectivament els segons siderals són un xic més curts que els universals i els locals.
Apunteu cap al Zenit (premeu Z o seleccioneu des del menú ). El zenit és el punt en el cel al que es mira “cap amunt” des de terra i és un punt del nostre meridià local. Tingueu en compte que l'ascensió recta del zenit: És exactament la mateixa que el vostre temps sideral local.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
La Terra és esfèrica i la seva meitat sempre està il·luminada pel Sol. Encara que, a causa de que la Terra gira, la meitat il·luminada està canviant constantment. Ens adonem d'això amb el passar dels dies, sigui quina sigui la nostra localització a la Terra. En un instant concret, hi ha llocs de la Terra passant de la meitat obscura a la meitat il·luminada (el que en la superfície es percep com a albada ). En aquest mateix instant, en els costats oposats de la Terra, els punts estan pasant de la meitat il·luminada a l'obscura (el que en aquests llocs es percep com a posta). Així que, en qualsevol moment, diferents llocs de la Terra estan experimentant diferents moments del dia. Pel que, l'hora solar es defineix localment, de manera que l'hora del rellotge de qualsevol localització descriu la part del dia de forma coherent.
Aquesta localització de l'hora està acompanyada de la divisió del globus en 24 divisions verticals anomenades zones horàries. L'hora local és la mateixa a qualsevol zona indicada, però l'hora de cada zona és una menys que la de la zona adjacent a l'est. En realitat, aquesta és una simplificació idealitzada, atès que els límits de les zones horàries reals no són línies rectes verticals, ja que en en moltes ocasions han de seguir les fronteres dels països i d'altres consideracions polítiques.
Tinguen en compte que l'hora local s'incrementa en una hora en moure'ns cap a zones més a l'est, si us moguéssiu per les 24 zones horàries, acabarieu un dia per davant d'on vàreu començar. Per a tractar amb aquesta paradoxa, existeix la línia de data internacional, la qual és una frontera de zones horàries a l'Oceà Pacífic, entre Àsia i Amèrica del Nord. Els punts just a l'est d'aquesta línia estan 24 hores més endarrere que els punts just a l'oest. Això ens porta a un interessant fenomen. Un vol directe des d'Austràlia a California arriba abans de sortir! A més, la línia de data internacional travessa les illes Fiji, de manera que si teniu un mal dia a la zona oest de Fiji, sempre podeu anar a la zona est i tornar a reviure aquest mateix dia!
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
El temps dels nostres rellotges essencialment és una mesura de l'actual posició del Sol en el cel, la qual és diferent per a llocs diferents en longituds diferents, a causa de que la Terra és rodonda (veure zones horàries).
De tota manera, en ocasions és necessari definir una hora global, una que sigui la mateixa a tots els llocs de la Terra. Una forma de fer-ho és escollir un lloc de la Terra i adoptar la seva hora local com a temps universal, abreujadament TU. (El nom és una mica confús, atès que temps universal no té res a veure amb l'univers. Segurament és més correcte dir hora global).
La localització geogràfica escollida per a representar el temps universal és Greenwich, a Anglaterra. L'elecció és arbitrària i històrica. El temps universal es convertí en un concepte important quan els vaixells europeus començaven a navegar per mar obert, molt lluny de les costes. El navegant podia determinar la longitud en la que es trobava el vaixell comparant l'hora local (mesurada en funció de la posició del Sol) amb la de l'hora del port d'origen (mantinguda per un rellotge de precisió a bord del vaixell). A Greenwich hi havia l'Observatori Real anglès (England's Royal Observatory), el qual s'encarregava de mantenir l'hora amb una gran precisió, de manera que els vaixells del port podien recalibrar els seus rellotges de a bord abans de fer-se a la mar.
Exercici:
Establir la localització geogràfica a “Greenwich, Anglaterra” usant la finestra Estableix la localització (Ctrl+G). Observeu que el temps local (TL) i el temps universal (TU) ara són el mateix.
Bibliografia: L'història que envolta a la construcció del primer rellotge prou precís i estable com per a poder usar-lo en els vaixells i per a mantenir el temps universal, és fascinant, i està molt ben recollida en el llibre “Longitude”, per Dava Sobel.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Un cos negre fa referència a un objecte opac que emet radiació tèrmica. Un cos negre perfecte és aquell que absorbeix tota la llum entrant i no en reflecteix gens ni mica. A temperatura ambient, dit objecte hauria d'aparèixer perfectament negre (d'aquí el terme cos negre). D'altra manera, si és escalfat a una alta temperatura, un cos negre començarà a brillar intensament amb radiació tèrmica.
De fet, tots els objectes produeixen emisions de radiació tèrmica (sempre que la seva temperatura estiga per sobre del zero absolut o -276,15 graus Celsius), però cap objecte emet una radiació tèrmica perfecta, més aviat emeten/absorbeixen millor a unes longituds d'ona de llum que a d'altres. Aquestes petites variacions dificulten l'estudi de la interacció de la llum, el calor i la matèria usant objectes normals.
Afortunadament, és possible construir un cos negre pràcticament perfecte. Es construeix una caixa amb algun material que sigui termoconductor, com ara el metall. La caixa haurà d'estar completament tancada per tots costats, de manera que l'interior formi una cavitat que no rebi llum des de l'exterior. Llavores es fa un petit forat en algun punt de la caixa. La llum que surti d'aquest forat tindrà un semblant gairebé perfecte al de la llum d'un cos negre ideal, a causa de la temperatura de l'aire a l'interior de la caixa.
A principis del segle XX, els científics Lord Rayleigh i Max Planck (entre d'altres) estudiaven la radiació dels cossos negres emprant un dispositiu similar. Després de molta feina, Plank fou capaç de descriure perfectament la intensitat de la llum emesa per un cos negre com a una funció de longitud d'ona. Fins i tot fou capaç de descriure com variava l'espectre en canviar la temperatura. El treball d'en Planck sobre la radiació dels cossos negres és una de les àrees de la física que dugueren a la fundació de la maravellosa ciència de la mecànica quàntica, però desafortunadament això queda fora de l'objectiu d'aquest article.
El que en Planck i els altres descobriren era que a mesura que s'incrementava la temperatura d'un cos negre, la quantitat total de llum emesa per segon també augmentava i la longitud d'ona del màxim d'intensitat de l'espectre canviava cap a colors blavosos (veure la figura 1).
Figura 1
Per exemple, una barra de ferro arriba a estar roent quan s'escalfa a altes temperatures, i el seu color canvia progresivament cap al blau i blanc quan més alta és l'escalfor.
En 1893, el físic alemany Wilhelm Wein quantificà la relació entre la temperatura d'un cos negre i la longitud d'ona del pic espectral amb la següent equació:
a on T és la temperatura en graus Kelvin. La llei de Wein (també coneguda com la llei del desplaçament de Wein) pot pronunciar-se amb les següents paraules: la longitud d'ona de l'emissió màxima d'un cos negre és inversament proporcional a la seva temperatura. Això té sentit, a longitud d'ona més curta (major freqüència) li corresponen fotons de major energia, el que ens fa esperar que elevi la temperatura de l'objecte.
Per exemple, el Sol té una temperatura promig de 5.800 K amb una longitud d'ona d'emissió màxima igual a
Aquestes longituds d'ona es posen en la regió verd de l'espectre de la llum visible, però el Sol irradia continuament fotons amb longituds d'ona més llargues i més curtes que lambda(max) i l'ull humà percep el color del Sol com a groc/blanc.
En 1879, el físic austríac Stephan Josef Stefan va demostrar que la lluminositat, L, d'un cos negre és proporcional a la quarta potència de la seva temperatura T.
a on A és l'àrea de la superfície, alpha és una constant de proporció i T és la temperatura en graus Kelvin. Això vol dir que, si doblem la temperatura (p.ex. de 1000 K a 2000 K) llavores l'energia total irradiada per un cos negre s'incrementarà per un factor de 2^4 o 16.
Cinc anys després, el físic austríac Ludwig Boltzman derivà a la mateixa equació i ara és coneguda com la llei d'Stephan-Boltzman. Si assumim que tenim una estrella esfèrica amb radi R, llavores la lluminositat d'aquesta serà
a on R és el radi de l'estrella en cm, i alpha és la constant d'Stephan-Boltzman, que té com a valor:
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Els científics es troben avui dia còmodes amb la idea de que el 90% de la massa de l'univers està en una forma de matèria que no es pot veure.
Encara disposem de mapes fiables de l'univers proper que cobreixen l'espectre des de les ones de ràdio fins als raigs gamma, únicament som capaços de comptabilitzar el 10% de la massa del que hi deu haver allà fora. Com va dir en Bruce H. Margon, un astrònom de la Universitat de Washington, en el diari New York Times al 2001: [És una situació sumament embarassosa el tenir que admetre que no arribem a trobar el 90% de l'univers].
El terme que identifica a aquesta “massa perduda” és el de matèria obscura, i aquestes dues paraules resumeixen molt bé tot el que coneixem a sobre d'aquest tema. Sabem que hi ha “matèria”, perque en podem veure els efectes de la seva influència gravitacional. Tot i que, la matèria no emet una radiació electromagnètica que sigui detectable, el qual l'etiqueta com a “Obscura”. Existeixen diverses teories sobre la qüestió de la massa perduda, que van des d'exòtiques partícules subatòmiques fins a una població de forats negres aïllats. També es parla de nanes blanques i i marrons. El terme “massa perduda” pot ser erràtic, atès que la massa com a tal no està perduda, tan sols la seva llum. Però, què és exactament la matèria obscura i com sabem que existeix sinó podem veure-la?
La història començà al 1933, quan l'astrònom Fritz Zwicky estava estudiant el moviment de cúmuls massius de galàxies distants, en concret el cúmul Coma i el cúmul Virgo. Zwicky estimava la massa de cada galàxia en el cúmul basant-se en la seva lluminositat, i sumava les masses de totes les galàxies per obtenir la massa total del cúmul. Llavores va fer una segona estimació de la massa del cúmul, independent de la primera, basant-se en les velocitats individuals de les galàxies en el cúmul. Per a la seva sorpresa, aquesta segona estimació sobre la massa dinàmica era 400 vegades major que la massa estimada basant-se en la llum de les galàxies.
Encara que en l'època de Zwicky ja hi havia una seriosa evidència, fins als anys 70 els científics no començaren a investigar més profundament aquesta discrepància. Fou en aquesta època quan es començà a prendre seriosament l'existència de la matèria obscura. L'existència d'aquesta no tan sols resoldria les deficiències de massa en els cúmuls de galàxies, a demés tenia conseqüències molt més importants per a l'evolució i destí del mateix univers.
Un altre fenomen que va suggerir l'existència de la matèria obscura fou l'existència de les corbes rotacionals en les galàxies espirals. Les galàxies espirals contenen una gran població d'estrelles que orbiten al voltant del centre de la galàxia de forma gairebé circular, tal i com els planetes orbiten al voltant d'una estrella. A l'igual que les òrbites planetàries, les estrelles amb grans òrbites galàctiques s'espera que tinga'n una menor velocitat orbital (aquest és un dels punts de la tercera llei de Kepler). Actualment, la tercera llei de Kepler tan sols s'aplica a les estrelles més properes al perímetre d'una galàxia espiral, atès que s'assumeix que la massa envolcallada per la òrbita a de ser constant.
Així amb tot, astrònoms han fet observacions de les velocitats orbitals de les estrelles en las parts més externes d'un gran nombre de galàxies espirals i cap d'elles seguia la tercera llei de Kepler tal i com s'esperava. En comptes de caure en un radi més gran, les velocitats orbitals restaven remarcablement constants. La implicació és que la massa envolcallada per una òrbita de gran radi fa que aquesta augmenti, fins i tot en les estrelles que aparentment es troben en el límit de la galàxia. Encara que aparentin estar a la vora de la part lluminosa de la galàxia, la galàxia té un perfil de massa que aparentment s'estén més enllà de les regions ocupades per les estrelles.
Hi ha una altra manera de pensar en això. Considereu les estrelles properes al perímetre d'una galàxia espiral, amb velocitats orbitals observades típicament en torn als 200 kilòmetres per segon. Si la galàxia només consisteix de la matèria que podem veure, aquestes estrelles es separarien molt ràpidament de la galàxia, atès que les seves velocitats orbitals són quatre vegades més grans que la velocitat d'escapada de la galàxia. Atès que les galàxies no semblen desfer-se, deu haver-hi una massa en la galàxia amb la que no contem al sumar totes les parts que podem veure.
Diverses teories han estat surfejant per la literatura en relació a la massa perduda com les WIMP (Weakly Interacting Massive Particles - "partícules massives que interaccionen dèbilment"), MACHO (MAssive Compact Halo Objects - "objectes massius i compactes de l'aurèola"), forats negres primordials, neutrins massius i d'altres, cadascuna amb els seus pros i els seus contres. Cap d'aquestes teories no ha estat encara acceptada per la comunitat astronòmica, bàsicament per la impossibilitat actual de contrastar unes hipòtesis contra les altres.
Podeu veure els cúmuls de galàxies que el professor Zwicky estudià per a descobrir la matèria obscura. Useu la finestra "Cerca objecte" de KStars (Ctrl+F) per a centrar a sobre de “M 87” i trobar el cúmul de Virgo, i en “NGC 4884” per a trobar el cúmul de Coma. És possible que tingueu que apropar la imatge en aquestes galàxies. Tingueu en compte que el cúmul de Virgo aparenta ser molt més gran en el cel. En realitat Coma és el cúmul més gran dels dos, encara que sembli ser més petit a causa de que es troba més lluny.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
El flux és la quantitat d'energia que passa a través d'una àrea d'unitat a cada segon.
Els astrònoms usen el flux per a denotar la lluminositat aparent d'un cos celest. La lluminositat aparent es defineix com la quantitat de llum rebuda des d'una estrella sobre l'atmosfera de la Terra passant a través d'una unitat d'àrea a cada segon. De manera que, la lluminositat aparent simplement és el flux que rebem des d'una estrella.
El flux mesura la taxa del flux de l'energia que passa a través de cada cm^2 (o qualsevol unitat d'àrea) de la superfície d'un objecte a cada segon. El flux detectat dependrà de la distància de la font que irradia dita energia. Això es deu a que l'energia té que estendre's per un cert volumen d'espai abans d'abastar-nos. Assumim que tenim un globus imaginari que conté una estrella. Cada punt en el globus representa una unitat de l'energia emesa des de l'estrella. Inicialment, els punts en una àrea d'un cm^2 estan a una proximitat propera l'un a l'altre i el flux (energia emesa per centímetre quadrat per segon) és alt. Després d'una distància "d", el volumen i l'àrea superficial del globus augmentarà causant que els punts es separin allunyant-se l'un de l'altre. En conseqüència, el nombre de punts (o energia) continguts en cm^2 ha minvat segons l'il·lustració en la Figura 1.
Figura 1
El flux és inversament proporcional a la distància a una relació de r^2. De totes maneres, si es dobla la distància, rebrem 1/2^2 o 1/4 part del flux original. Des d'un punt de vista fonamental, el flux és la lluminositat per unitat d'àrea:
a on (4 * PI * R^2) és l'àrea superficial d'una esfera (o d'un globus!) amb un radi "R". El flux mesurat en Watts/m^2/s o segons l'emprat usualment pels astrònoms: Ergs/cm^2/s. Per exemple, la lluminositat del Sol és L = 3,90 * 10^26 W. És a dir, en un segon el Sol irradia 3,90 * 10^26 julis d'energia cap a l'espai. De manera que, el flux que rebem des del Sol i que passa a través d'un centímetre quadrat a una distància d'una UA (1,496 * 10^13 cm) és de:
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
La lluminositat és la quantitat d'energia emesa per una estrella a cada segon.
Totes les estrelles irradien llum sobre una amplia gama de freqüències en l'espectre electromagnètic, des de les ones de ràdio de baixa energia fins als raigs gamma d'alta energia. Una estrella que emet predominantment en la regió ultravioleta de l'espectre produeix una quantitat total de magnituds d'energia major que la produïda en una estrella que emeti principalment a l'infraroig. De manera que, la lluminositat és una mesura de l'energia emesa per una estrella sobre totes les longituds d'ona. La relació entre la longitud d'ona i l'energia fou quantificada per Einstein com a "E = h * v" a on "v" és la freqüència, "h" és la constant de Planck i "E" és l'energia del fotó en julis. Es a dir, a longituds d'ona més curtes (i d'aquesta manera freqüències més altes) corresponen energies més altes.
Per exemple, una longitud d'ona de lambda = 10 metres suposats en la regió del radi de l'espectre electromagnètic i que tinga una freqüència de f = c / lamba = 3 * 10^8 m/s / 10 = 30 MHz a on "c" és la velocitat de la llum. L'energia d'aquest fotó és E = h * v = 6,625 * 10^-34 J s * 30 Mhz = 1,988 * 10^-26 julis. D'altra banda, la llum visible té longituds d'ona molt més curtes i a freqüències més altes. Un fotó que té una longitud d'ona de lamba = 5 * 10^-9 metres (un fotó verdós) té una energia E = 3,975 * 10^-17 julis que està per sobre d'un milió de vegades més alt que l'energia d'un fotó de ràdio. De manera similar, un fotó de la llum vermella (longitud d'ona lamba = 700 nm) té menys energia que un fotó de la llum violeta (longitud d'ona lamba = 400 nm).
La lluminositat depèn tant de la temperatura com de l'àrea superficial. Això té sentit ja que una fusta més gran irradia més energia que un llumí, tot i que ambdos tenen la mateixa temperatura. De manera similar, una barra de ferro escalfada a 2.000 graus emet més energia que quan es calenta a tan sols 200 graus.
La lluminositat és una quantitat molt fonamental en astronomia i astrofísica. Molt del que s'aprèn a sobre dels objectes celestes ve de l'anàlisi de la llum. Això es deu a que els processos de comprovació que ocorren a dins de les estrelles queden registrats i transmesos per la llum. La lluminositat es mesura en unitats d'energia per segon. Quan es quantifica la llum els astrònoms prefereixen usar Ergs, abans que Vats.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
La paral·laxi és el canvi aparent de la posició d'un objecte observat produïda per una variació en la posició de l'observador. Com a exemple, poseu la vostra mà al davant vostre amb el braç estès i observeu un objecte que es trobi al costat de l'habitació i que quedi al darrere de la vostra mà. Ara moveu el cap a la vostra espatlla dreta, i ara la vostra mà apareixerà a l'esquerra de l'objecte distant. Porteu el vostre cap cal a l'espatlla esquerra per a comprovar que en aquesta ocasió la mà apareixerà a la dreta de l'objecte distant.
A causa de que la Terra orbita al voltant del Sol, observem el cel des d'una posició en constant moviment a l'espai. En conseqüència, és d'observar un cert efecte de paral·laxi anual, en la que les posicions dels objectes propers aparenten un “balandreig” provocat pel nostre moviment al voltant del Sol. Això fa que succeeixi, però les distàncies per a les estrelles més properes són tan grans que necessitareu fer acurades observacions amb un telescopi per a detectar-la[2].
Els telescopis moderns permeten als astrònoms usar la paral·laxi anual per a mesurar la distància a les estrelles més properes, usant la triangulació. L'astrònom mesura acuradament la posició de l'estrella en dues dates, en un interval de sis mesos. Quant més propera estiga l'estrella del Sol, major serà l'aparença de desplaçament en la seva posició entre les dues dates.
Durant el periode de sis mesos, la Terra es mou al llarg de la meitat de la seva òrbita al voltant del Sol, en aquest temps la seva posició canvia 2 unitats astronòmiques (el que abreujat seria UA; 1 UA és la distància entre la Terra i el Sol, aproximadament 150 milions de kilòmetres). Aquesta sembla una distància enorme, però fins i tot l'estrella més propera al Sol (Alfa Centauri) està a uns 40 bilions de kilòmetres de distància! En conseqüència, la paral·laxi anual és molt petita, típicament menor que un segon d'arc, el qual tan sols és 1/3.600 d'un grau. Una unitat de distància que resulta convenient per a les estrelles properes és el parsec, que significa "segon d'arc de paral·laxi". Un parsec és la distància a la que estaria una estrella si és observada amb un angle de paral·laxi d'un segon d'arc. El qual equival a 3,26 anys llum o 31 bilions de kilòmetres[3].
[2] Els astrònoms de la Grècia antiga tenien coneixement sobre la paral·laxi; ja que ells no podien observar una paral·laxi anual en les posicions de les estrelles, pel que arrivaren a la conclusió que la Terra podria no estar en moviment al voltant del Sol. Del que no s'adonaren fou de que les estrelles estan milions de vegades més llunyanes que el Sol, de manera l'efecte de la paral·laxi és impossible de considerar a simple vista.
[3] Els astrònoms prefereixen aquesta unitat pel que s'han definit els “kiloparsecs” per a mesurar distàncies a escala galàctica i els “megaparsecs” per a mesurar distàncies intergalàctiaques, fins i tot aquestes distàncies són massa grans com per a poder observar una paral·laxi. Per aquestes distàncies són necessaris altres mètodes
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
El moviment retrògrad és el moviment orbital d'un cos en una direcció oposada a la normal en altres cossos espacials del seu mateix sistema.
Quan observem el cel, esperem que amb el pas del temps la majoria dels objectes aparentin moure's en una direcció en particular. El moviment aparent de la majoria dels cossos és de est a oest. De tota manera és possible observar a un cos moure's d'oest a est, tal com un satèl·lit artificial o transbordador espacial que estiga orbitant cap a l'est. Aquesta òrbita és considerada moviment retrògrad.
El moviment retrògrad és majoritàriament usat en referència al moviment dels altres planetes (Mart, Júpiter, Saturn i demés). Encara que aquests planetes aparenten moure's d'est a oest d'una nit a l'altra com a resposta a la rotació de la Terra, el cert és que en realitat es desplacen lentament cap a l'est en funció de les estrelles estacionaries, el qual és observable anotant la posició d'aquests planetes durant diverses nits seguides. Aquest moviment és normal en aquests planetes, pel que no es considera moviment retrògrad. Amb tot, com la Terra completa la seva òrbita en un periode més curt que el d'aquests altres planetes, en ocasions abastem a un d'ells, com un cotxe més ràpid en una autopista de diversos carrils. Quan passa això, el planeta al que avancem aparentarà en un principi aturar el seu desplaçament cap a l'oest. Això és el moviment retrògrad, atès que es produeix en una direcció oposada a la normal per als planetes. Per últim, quan la Terra ultrapassi al planeta en la seva òrbita, tot semblarà tornar al desplaçament normal d'oest a est en nits succesives.
El moviment retrògrad dels planetes fou enigmàtic per als antics astrònoms grecs i aquest fou un dels motius pels que anomenaren a aquests cossos “planetes”, que en grec vol dir “peregrins”.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Les galàxies el·líptiques són concentracions esferoïdals de bilions d'estrelles que semblen cúmuls globulars, tot i que que a gran escala. Tenen molt poca estructura interna; la densitat de les estrelles va declinant suaumente des de la concentració del centre fins a la difusió de les vores, i poden tenir una gran varietat d'el·líptiques (o relacions de proporció). Típicament contenen molt poc gas i pols interestel·lar i manquen de poblacions d'estrelles joves (encara existeixen excepcions a aquestes regles). Edwin Hubble es va referir a les galàxies el·líptiques com a galàxies “de tipus primerenc”, perque pensà que evolucionarien per a convertir-se en galàxies espirals (a les que anomenava “de tipus tardívol”). Els astrònoms en realitat pensen que el cas és a l'inrevés (és a dir, que les galàxies espirals poden convertir-se en galàxies el·líptiques), però els nivells de tipus primerenc i tardívol emprats per Hubble encara s'usen.
Fins i tot alguna vegada es pensà que era un tipus de galàxia simple, les el·líptiques ara se sap que són objectes força complexos. Part de la seva complexitat es deu a la seva apassionant història: Es pensa que les galàxies el·líptiques són el producte final de la unió de dues galàxies espirals. Podeu veure una película MPEG d'una simulació per ordinador d'aquest tipus d'unió en aquesta pàgina web de la NASA HST (atenció: el fitxer ocupa 3,4 MB).
Les galàxies el·líptiques tenen una gran varietat de mides i de lluminositats, des de les el·líptiques gegants, de cents d'anys llum d'amplada i gairebé un bilió de vegades més brillants que el Sol, fins a el·líptiques nanes, de tan sols un mica més brillants que un cúmul globular mitjà. Es divideixen en diverses classes morfològiques:
Objectes immensos i brillants que poden mesurar prop de 1 Megaparsec (3 milions d'anys llum) d'amplada. Aquests titans tan sols es troben a prop del centre de grans cúmuls de galàxies i gairebé amb total seguretat són el resultat de la unió de diverses galàxies.
Objectes condensats amb una lluminositat en superfície en el centre relativament alta. Inclou a les el·líptiques gegants (Eg), les el·líptiques de lluminositat intermèdia (E) i les el·líptiques compactes.
Aquesta classe de galàxies és fonamentalment diferent de les el·líptiques normals. El seu diàmetre està en l'ordre de 1 a 10 kiloparsecs, amb una lluminositat en superfície molt menor que el de les el·líptiques normals, donant-li una aparença molt més difusa. Mostren la mateixa característica de declinació gradual de la densitat d'estrelles des d'una relativament alta en el nucli a una perifèria més difosa.
De lluminositat extremadament baixa, també de lluminositat en superfície baixa i tan sols s'han observat algunes a les rodalies de la Via Làctia, i possiblement en algun altre grup de galàxies molt proper, com el grup Leo. Les seves magnituts absolutes tan sols van de -8 a -15 mag. La galàxia esferoïdal nana Draco té una magnitud absoluta de -8,6, convertint-se en més feble que la mitjana dels cúmuls globulars en la Via Làctia!
Petites galàxies que són inusualment blabes. Tenen colors fotomètrics de B-V = 0,0 a 0,30 magnituts, el qual és típic de les estrelles relativament joves del tipus espectral A. Això suggereix que actualment les BCD estan formant estrelles. Aquests sistemes també tenen una abundant quantitat de gas interestel·lar (a diferència d'altres galàxies el·líptiques).
Podeu veure exemples de galàxies el·líptiques en KStars, usant la finestra "Cerca l'objecte" (Ctrl+F). Cerqueu NGC 4881, la qual és la galàxia cD gegant del cúmul de galàxies Coma. M 86 és una galàxia el·líptica normal del cúmul de galàxies Virgo. M 32 és una el·líptica nana que és un satèl·lit de la nostra veïna, la galàxia Andròmeda (M 31). M 110 és una altra veïna de M 31 que està al marge de les galàxies esferoïdals nanes (“al marge” ja que és més brillant que la majoria de nanes esferoïdals).
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Les galàxies espirals són col·leccions enormes de bilions d'estrelles, la majoria de les quals s'aplanen en forma de disc, amb una brillantor i un con esfèric d'estrelles en el seu centre. A dins del disc, hi han els braços típicament brillants a on es troben les estrelles més joves, més brillants. Aquests braços s'enrosquen cap enfora des del centre en un patró en espiral, donant a dites galàxies el seu nom. Les galàxies espirals són una mica com els huracans, o com l'aigua que flueix cap a un desagüe. Es tracta d'un dels objectes més bonics en el cel.
Les galàxies es classifiquen emprant un “diagrama de dispersió”. L'extrem de la bifurcació classifica a les galàxies el·líptiques en una escala des de la més rodona, que seria una E0, a les que aparenten ser més planes, que serien classificades com a E7. Les “dents” de la dispersió és a on es classifiquen els dos tipus de galàxies espirals: galàxies espirals normals i “barrades”. Una espiral barrada és una que bombeja el nucli estirant-lo cap enfora en una línia, vist així, literalment tenen com una “barra” d'estrelles en el seu centre.
Ambdos tipus de galàxies espirals es subclassifiquen segons la prominència del seu “bombeig” central d'estrelles, la seva lluminositat total en superfície i segons l'elongació dels seus braços espirals. Aquestes característiques estan relacionades, de manera que una galàxia S'ha de tenir un gran bombeig central, una alta lluminositat en superfície i una atapeïda elongació dels seus braços espirals. Una galàxia Sb tindrà un bombeig més petit, un disc més feble i una elongació més petita que una Sa, i el mateix entre les Sc i Sd. Les galàxies barrades empren el mateix esquema de classificació, indicat pels tipus SBa, SBb, SBc i SBd.
Hi ha una altra classe de galàxia anomenada S0, la qual és morfològicament un tipus transitori entre les espirals i les verdaderament el·liptiques. Els seus braços espirals s'elongen endins fins a ser indistingibles; les galàxies S0 tenen discs amb una brillantor uniforme. També tenen un bombeig extremadament dominant.
La galàxia Via Làctia, que pròpiament és la nostra, a on hi ha la Terra i tot el munt d'estrelles que apareixen en el cel, és una galàxia espiral, i es creu que podria ser una espiral barrada. El nom de “Via Làctia” es refereix a una banda d'estrelles molt febles en el cel. Aquesta banda és el resultat de mirar en el pla del disc de la nostra galàxia des de la nostra perspectiva, la qual és a dins seu.
Les galàxies espirals són entitats molt dinàmiques. Són bressols de la formació d'estrelles i en contenen moltes de joves en els seus discs. Els seus bombeigs centrals tendeixen a ser fets d'estrelles més antigues, i els seus halos difusos es fan de les estrelles més velles de l'univers. La formació d'estrelles és molt activa en els discs perque aquí és on estan concentrats el gas i la pols; aquests dos elements són els blocs de contrucció de la formació d'estrelles.
Els telescopis moderns han revelat que la majoria de galàxies espirals abriguen forats negres supermassius en els seus centres, amb masses que poden excedir la d'un bilió de Sols! Ambdues, galàxies el·líptiques i espirals, es coneix que contenen aquests objectes exòtics; fins i tot ara molts astrònoms creuen que totes les grans galàxies contenen un forat negre supermassiu en el seu nucli. Es coneix que la nostra Via Làctia n'abriga un en el seu interior amb una massa milions de vegades més gran que la massa d'una estrella.
Hi ha molts exemples adequats de galàxies espirals que es troben a KStars, i moltes tenen boniques imatges disponibles en el seu menú emergent. Podreu trobar-les emprant la finestra Cerca l'objecte. Aquesta és una llista d'algunes galàxies espirals amb boniques imatges disponibles:
M 64, la Galàxia Black-Eye (de tipus Sa)
M 31, la Galàxia Andròmeda (de tipus Sb)
M 81, la Galàxia Bode's (de tipus Sb)
M 51, la Galàxia Whirlpool (de tipus Sc)
NGC 300 (de tipus Sd) [useu l'enllaç d'imatge DSS]
M 83 (de tipus SBa)
NGC 1530 (de tipus SBb)
NGC 1073 (de tipus SBc)
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Fa 2500 anys, l'antic astrònom grec Hipparchus va classificar la brillantor de les estrelles visibles en una escala de l'1 al 6. A les estrelles més brillants les anomenà de “primera magnitud” i a les més febles que va poder veure de “sexta magnitud”. Increïblement, dos mil·lenis i mig més tard, l'esquema de classificació d'Hipparchus segueix sent emprat pels astrònoms, enacara que des de llavors ha estat modernitzat i quantificat.
L'escala de magnitud va a l'inrevés del que es podria esperar: Les estrelles més brillants tenen magnituds més petites que les més febles).
L'escala de magnitud moderna és una messura quantitativa del flux de llum que arriba des d'una estrella, mitjançant una escala logarítmica:
m = m_0 - 2.5 log (F / F_0)
Si no enteneu les matemàtiques, aquesta fórmula tan sols diu que la magnitud d'una certa estrella (m) és diferent de la d'alguna estrella estàndard (m_0) per 2,5 vegades el logaritme de la seva proporció de flux. El factor 2,5*log significa que si la proporció de flux és 100, la diferència en magnituds serà de 5. Així doncs, una estrella de sexta magnitud és 100 vegades més feble que una de primera magnitud. El motiu pel que la simple classificació d'Hipparchus es tradueix a una funció relativament complexa és que l'ull humà respon logarítmicament a la llum.
S'usa una varietat d'escales de magnitud, cadascuna de las quals serveix per a un propòsit diferent. La més comuna és l'escala de magnitud aparent; això és, la messura de la brillantor de les estrelles (i altres objectes) segons l'ull humà. L'escala de magnitud aparent defineix que l'estrella Vega té una magnitud de 0,0 i assigna magnituds a tots els altres objectes usant l'anterior equació i una messura de la proporció de flux de cada objecte amb respecte a Vega.
Això dificulta entendre a les estrelles usant únicament les magnituds aparents. Imagineu dues estrelles en el cel amb una magnitud aparent similar, és a dir, que aparenten ser igual de brillants. És impossible saber, a simple vista, si tenen la mateixa lluminositat intrínseca; és possible que una de les estrelles sigui intrínsecament més brillant, però que estiga més llunyana. Si es conegués la distància a les estrelles (mireu l'article sobre la paral·laxi), es podria tenir en compte i assignar magnituds absolutes que reflexarien la seva verdadera lluminositat intrínseca. La magnitud absoluta defineix quina magnitud aparent tindria l'estrella si fos observada des d'una distància de 10 parsecs (1 parsec equival a 3,26 anys llum o 3,1 x 10^18 cm). La magnitud absoluta (M) es pot determinar a partir de la magnitud aparent (m) i la distància en parsecs (d), usant la fórmula:
M = m + 5 - 5 * log(d) (tingueu en compte que M=m quan d=10).
L'escala moderna de magnituds no està basada en l'ull humà, està basada en plaques fotogràfiques i fotòmetres fotoelèctrics. Gràcies als telescopis podem veure objectes molt més febles dels que podia veure Hipparchus a simple vista, així que l'escala de magnituds s'ha anat estenent més enllà de la sexta magnitud. De fet, el telescopi espacial Hubble pot captar estrelles gairebé tan febles com les de magnitud 30, que són un bilió de vegades més febles que Vega!
Una nota final: La magnitud normalment es mesura a través d'un filtre de color d'algun tipus i aquestes magnituds s'identifiquen per mitjà de la descripció del filtre (és a dir, m_V és la magnitud a través d'un filtre “visual”, el qual és verdos; m_B és la magnitud a través d'un filtre blau; m_pg és una magnitud mesurada gràcies a una placa fotogràfica, etc.).
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Les estrelles aparenten ser exclusivament blanques a primera vista. Però si ens ho mirem amb més cura, notarem una varietat de colors: Blau, blanc, roig i fins i tot el daurat. En la constel·lació d'Orion, es pot apreciar un bell contrast entre la vermella Betelgeuse a l'"aixella" d'Orion i la blava Bellatrix a l'espatlla. El que provoca que les estrelles tinguin diferents colors fou un misteri fins fa dos segles, quan els físics adquiriren els coneixements sobre la naturalessa de la llum i les propietats de la materia a temperatures immensament altes.
Especificament, foren els físics que investigaven la radiació d'un cos negre els que ens permeteren entendre la variació dels colors estel·lars. Poc després de comprendre la radiació d'un cos negre, s'advertí que l'espectre d'una estrella és molt similar a les corbes de diverses temperatures de la radiació d'un cos negre, variant des d'uns pocs milers de graus Kelvin fins a ~50.000 K. La conclusió òbvia és que les estrelles són similars als cossos negres i que la variació de color de les estrelles és una conseqüència directa de les temperatures de la seva superfície.
Les estrelles fredes (és a dir, les de tipus espectrals K i M) irradien la major part de la seva energia en les zones roges i infraroges de l'espectre electromagnètic i per això són de color roig, mentre que les estrelles calents (és a dir, les de tipus espectrals O i B) majoritàriament emeten longituds d'ona blabes i ultraviolats, fent que aparentin ser blabes o blanques.
Per a estimar la temperatura en la superfície d'una estrella, podem usar la relació coneguda entre la temperatura d'un cos negre i la longitud d'ona de la llum en els pics del seu espectre. Això és, a mesura que incrementeu la temperatura d'un cos negre, el màxim del seu espectre es mou cap a longituds d'ona més curtes de la llum (blau). Això apareix il·lustrat en la Figura 1, a on l'intensitat de tres estrelles hipotètiques apareix reflexada junt a la longitud d'ona. L'"Arc de Sant Martí" indica el rang de longituds d'ona visibles per a l'ull humà.
Figura 1
Aquest mètode simple és conceptualment correcte, però no es pot usar per obtenir temperatures estel·lars amb precisió, atès que les estrelles no són cossos negres perfectes. La presència de diversos elements a l'atmosfera de l'estrella provoca que certes longituds d'ona siguin absorbides. A causa de que aquestes línies d'absorció no estan distribuides uniformement sobre l'espectre, poden modificar la posició d'un màxim espectral. De fet, obtenir un espectre útil d'una estrella és un procés que comporta molt de temps i és prohibitiu realitzar-lo amb grans grups d'estrelles.
Un mètode alternatiu usa la fotometria per a mesurar la intensitat de la llum en passar per diferents filtres. Cada filtre sols permet passar una part específica de l'espectre de la llum, mentre que refusa tots els altres. Un sistema fotomètric molt usat és l'anomenat Johnson UBV system (sistema UBV Johnson). Empra tres filtres de pas de banda: Les regions U ("ultraviolat"), B ("blau") i V ("visible"); cadascun ocupa diferents regions de l'espectre electromagnètic.
El procés de fotometria UBV involucra l'ús de dispositius fotosensibles (com la película fotogràfica o càmeres equipades amb un CCD) i l'orientar un telescopi cap a una estrella per a mesurar la intensitat de la llum que passa per cadascun dels filtres individualment. Aquest procediment produeix tres lluminositats aparents o fluxos (quantitat d'energia per cm^2 per segon) designats per Fu, Fb i Fv. La relació dels fluxos Fu/Fb i Fb/Fv és una mesura de quantitat del "color" de les estrelles, i aquestes relacions s'usen per a establir una escala de temperatures per a les estrelles. Generalitzant, quan més grans siguin les relacions Fu/Fb i Fb/Fv d'una estrella, major serà la seva temperatura en superfície.
Per exemple, l'estrella Bellatrix, a Orion, té Fb/Fv = 1,22, indicant que és més brillant a través del filtre B que del filtre V. A demés, la seva relació Fu/Fb és 2,22, el que significa que és més brillant a través del filtre U. Això indica que es tracta d'una estrella molt calent, atès que la posició del seu màxim espectral es situa en algun punt en el rang del filtre U, o fins i tot a una longitud d'ona més curta. La temperatura en superfície de Bellatrix (com es determina de la comparació del seu espectre amb models detallats que tenen en compte les línies d'absorció) és d'uns 25.000 Kelvin.
Podem repetir l'anàlisi amb l'estrella Betelgeuse. Les seves relacions Fb/Fv i Fu/Fb són 0,15 i 0,18, respectivament, de manera que és més brillant en V i menys en U. Pel que, el màxim espectral de Betelgeuse deu trobar-se en algun punt del rang del filtre V, o fins i tot a una longitud d'ona més llarga. La temperatura en superfície de Betelgeuse és de tan sols 2.400 Kelvin.
Els astrònoms prefereixen expressar els colors de les estrelles en termes d'una diferència en magnituds, més que en relacions de fluxos. D'aquesta manera, prenent a la blava Bellatrix, tenim un índex de color igual a
B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22,
De manera similar, l'índex de color per a la vermella Betelgeuse és
B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85
Els índexs de color, al igual que l'escala de magnituds, van cap enredera. Les estrelles calents i blabes tenen valors de B-V més petits i negatius que les estrelles fredes i roges.
Un astrònom pot usar els índexs de color d'una estrella, després de corregir-los per l'envermelliment i la extinció interestel·lar, per a obtenir una temperatura precisa de l'estrella. La relació entre B-V i la temperatura apareix il·lustrada en la Figura 2.
Figura 2
El Sol, amb una temperatura en superfície de 5.800 K té un índex B-V de 0,62.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
KStars inclou una sèrie d'eines que us permetran explorar aspectes més avançats de l'astronomia i el cel nocturn.
El diàleg d'informació detallada presenta les dades avançades disponibles quant a un objecte específic en el cel. Per accedir-hi cliqueu amb el botó a sobre de qualsevol objecte i seleccioneu l'ítem des del menú emergent.
La finestra restarà dividida en un cert nombre de pestanyes. A la pestanya General se us presenta un resum de les dades sobre l'objecte en qüestió. Aquesta inclou els noms i designacions del catàleg, tipus d'objecte i la magnitud (la brillantor). També mostra les seves coordenades equatorials i horitzontals, així com les seves hores de sortida, trànsit i de posta.
A la pestanya Enllaços podreu gestionar els enllaços d'internet associats amb aquest objecte. S'hi llisten els enllaços a imatges i informació associada amb el mateix. Aquests enllaços són els que apareixeran en el menú emergent amb un clic sobre l'objecte. Podeu afegir enllaços personalitzats a l'objecte amb el botó . Aquest us obrirà una finestra en la que podreu omplir la URL i el text per al nou enllaç (també podreu provar la URL en el fullejador des d'aquesta finestra). Tingueu present que la personalització de l'enllaç pot facilitar que aquest apunti a un fitxer en el vostre disc local, de manera que podreu emprar aquesta característica per a indexar les vostres imatges astronòmiques personals o observar els registres d'observació.
Si es selecciona un enllaç personalitzat en la llista d'enllaços existents també podreu prémer els botons i per a modificar o eliminar l'enllaç personalitzat.
La pestanya Avançat us permetrà que consulteu bases de dades astronòmiques professionals en la internet per a informació referent a l'objecte actual. Per a usar aquestes bases de dades, simplement ressalteu-ne la desitjada en la llista i premeu el botó per a veure'n els resultats en una finestra del fullejador. Aquesta consulta es farà usant el nom primari de l'objecte que heu clicat. Estan disponibles per a consulta les següents bases de dades:
High Energy Astrophysical Archive (HEASARC) ("arxiu astrofísic d'alta energia"). Aquí podreu rebre dades sobre l'objecte actual des d'un nombre d'observatoris d'“alta energia”, els quals observen les porcions ultravioleta, raigs X i raigs Gamma de l'espectre electromagnètic.
Multimission Archive at Space Telescope (MAST) ("arxiu de les múltiples missions al telescopi espacial"). El telescopi espacial de l'Institut de ciència proveeix accés a tota la col·lecció d'imatges i espectre que es rep amb el telescopi espacial Hubble, així com des d'altres diversos observatoris basats en la recerca espacial.
NASA Astrophysical Data System (ADS) ("sistema de dades astrofísiques de la NASA"). Aquesta increïble base de dades bibliogràfica abasta tot el cos de la literatura publicada en diaris internacionals de revistes d'astronomia i astrofísica. La base de dades es divideix en quatre temes generals (astronomia i astrofísica, impressions d'astrofísica, instrumentació, i física i geofísica). Cadascun d'aquests té tres subnodes secundaris que que consulten la base de dades de diverses maneres. La “Keyword search” (paraula clau de recerca) retornarà els articles que han llistat el nom de l'objecte com a paraula clau. La “Title word search” (recerca de la paraula al títol) retornarà els articles que incloguin el nom de l'objecte al seu títol i la “Title & Keyword search” (recerca paraula clau i al títol) usarà ambdues opcions alhora.
NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) ("base de dades extragalàctica de la NASA/IPAC"). NED proveeix de dades encapsulades i enllaços a bibliografia sobre objectes extragalàctics. Tan sols haureu d'usar NED si el vostre objectiu és extragalàctic, p.ex., si es tracta d'una galàxia.
Set of Identifications, Measurements, and Bibliography for Astronomical Data (SIMBAD) ("un conjunt d'identificacions, messures i bibliografia per a dades astronòmiques"). SIMBAD és similar a NED, a excepció que proveeix dades quant a tots els objectes coneguts, no només galàxies.
SkyView proveeix imatges dels reconeixements sobre tot el cel que es fan realitzant en dotzenes de parts diferents de l'espectre, des de raigs gamma fins a la ràdio. La interfície KStars recuperarà una imatge des de qualsevol d'aquests reconeixements, centrat en l'objecte seleccionat.
Finalment, a la pestanya Bitàcola podreu escriure algun text que romangui associat amb aquest objecte. Per exemple podreu usar això per adjuntar notes d'observació personals.
La calculadora astronòmica de KStars proveeix de diversos mòduls que us oferiran accés directe als algoritmes emprats pel programa. Aquests mòduls estan organitzats per assumpte:
Conversors de coordenades
Coordenades terrestres
Calculadores de temps
El mòdul de coordenades aparents converteix les coordenades del catàleg d'un punt en el cel a les seves coordenades aparents per a qualsevol data. Les coordenades per a un objecte en el cel no són fixes, a cusa de la precessió, nutació i aberració. Aquest mòdul tindrà aquests efectes en compte.
Per a usar el mòdul, introduïu-hi primer l'hora i data de l'objectiu desitjat a la secció Temps i data de l'objeciu. Llavores, introduïu les coordenades del catàleg a la secció Coordenades del catàleg. Aquí també haureu d'especificar l'època del catàleg (usualment 2000.0 per a objectes moderns del catàleg). Finalment, premeu el botó i les coordenades de l'objecte per a la data objectiu seran mostrades a la secció Coordenades aparents.
Aquest mòdul converteix des de coordenades equatorials a coordenades galàctiques, i viceversa. Primer, seleccioneu quines coordenades s'hauran de prendre com a valors d'entrada a la secció Escolliu coordenades d'entrada. Llavors, ompliu les dades necessàries a la secció corresponent; Coordenades equatorials o Coordenades galàctiques. Finalment, premeu el botó Calcula i les coordenades complementàries seran completades.
Aquest mòdul converteix des de coordenades equatorials a coordenades horitzontals. Primer, seleccioneu la data, hora i les coordenades geogràfiques a calcular a la secció Temps i localització. Llavores, ompliu les coordenades equatorials que es convertiran i la seva època en el catàleg a la secció Coordenades equatorials. Quan premeu el botó , les coordenades horitzontals corresponents seran presentades a la secció Coordenades horitzontals.
Aquest mòdul és similar al mòdul de coordenades aparents, però aquest només aplica l'efecte de la precessió, no el de nutació o aberració.
Per a usar el mòdul, seleccioneu primer quines coordenades i les seves èpoques a la secció Coordenades d'entrada. Llavores, premeu el botó Calcula i les coordenades de l'objecte; precessió per a l'època objectiu seran presentades a la secció .
El sistema de coordenades geogràfiques normal assumeix que la Terra és una esfera perfecta. Això és una mitja veritat, encara que per a a la majoria de propòsits les coordenades geogràfiques estan molt bé. Si es requereix una precisió molt alta, després haurem tenir en compte la verdadera forma de la Terra. La Terra és un el·lipsoide; la distància al voltant de l'equador és almenys un 0.3% més llarg que un cercle major que passi a través dels pols. El sistema de coordenades geodèsiques té en compte aquesta forma el·lipsoïdal i expressa la posició sobre la superfície de la Terra en coordenades cartesianes (X, Y i Z).
Per a usar el mòdul, seleccioneu primer quines coordenades s'hauran de prendre com a valors d'entrada en la secció Escolleix coordenades d'entrada. Llavores, ompliu les dades necessàries en la secció corresponent; Coordenades cartesianes o Coordenades geodèsiques. Quan premeu el botó Calcula es completaran les coordenades corresponents.
Aquest mòdul calcula la durada del dia així com la sortida del sol, el trànsit del sol (migdia) i hores de la seva posta per a qualsevol data en el calendari o localització en la Terra. Primer establiu les coordenades geogràfiques i data desitjada, i després premeu el botó .
Aquest mòdul converteix entre la data del calendari; el dia julià i el dia julià modificat. El dia julià modificat és simplement igual al dia julià - 2.400.000,5.
Per a usar el mòdul, seleccioneu quina de les tres dates serà l'entrada i després ompliu el seu valor. Llavores premeu el botó i es mostraran els valors corresponents per als altres dos sistemes de dates.
Exercici:
Quina data del calendari correspon a MDJ = 0.0?
Aquest mòdul converteix entre temps universal i temps sideral local. Primer, seleccioneu quin s'hauria d'usar com a valor d'entrada a la secció Selecció de l'entrada. Per al càlcul també haureu d'especificar una longitud geogràfica i una data, a demés d'un valor de temps universal o sideral. Quan premeu el botó , es mostraran els valors corresponents per a l'altre temps.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
KStars pot mostrar corbes de lluminositat per a estrelles variables des del programa d'observació de la American Associaton of Variable Star Observes (AAVSO). Aquest programa monitoritza al voltant de 6.000 estrelles variables i consisteix en 10 milions d'observacions després de gairebé un segle. KStars descarrega les últimes dades des de la base de dades de la AAVSO via Internet, de manera que per a emprar aquesta eina es requereix una connexió a xarxa.
Per emprar l'eina, seleccioneu una estrella variable segons la designació o el nom en el plafó esquerra i establiu les dates d'inici i fi que es dibuixaran. En el plafó dret, seleccioneu el tipus de dades que s'haurien de dibuixar (veure a sota). Quan hagueu fet les vostres seleccions, premeu el botó Obtenir corba. KStars connectarà automàticament amb el servidor de la AAVSO, el qual generarà el diagrama corba de lluminositat i l'enviarà cap al vostre ordinador per a mostrar-lo. A sota es mostra el dibuix d'un diagrama de corba de lluminositat:
Si us plau, cap d'aquestes corbes de lluminositat s'haurien d'usar MAI en la recerca, escrits, presentacions, publicacions, etc. El qual significa que només es poden emprar com a font d'informació addicional per a KStars. Aquests diagrames no han estat validats ni han passat els estrictes controls de les mesures de qualitat de la AVVSO. Estarem contents d'oferir-vos bones dades en brut simplement demanant-ho a http://www.aavso.org/adata/onlinedata/.
Preguntes específiques quant a les corbes de lluminositat es poden enviar a (aavso AT aavso.org).
Les estrelles variables són aquelles que canvien en lluminositat. Una corba de lluminositat és un diagrama sobre un cert temps de la lluminositat d'una estrella variable. Mirant una corba de lluminositat podreu veure com l'estrella s'ha comportat en el passat i intentar predir com es comportarà en el futur. Els astrònoms també usen aquestes dades per a modelar processos astrofísics en l'estrella. Això és important per ajudar-nos a comprendre com funcionen.
Aquest és un resum dels diversos tipus de dades disponibles en les corbes de lluminositat:
Observació visual: Aquesta és l'observació d'una estrella variable amb un telescopi regular. Principalment significa que l'observador distingeix l'estrella a Y lluminositat sobre la data i hora X.
Més feble que: Algunes vegades l'estrella és massa feble per a ser vista per l'observador. Quan succeeix això, l'observador informa de l'estrella més feble vista en el camp. Aquestes s'anomenen “més febles que” atès que l'estrella variable era més feble que la lluentor informada.
Promig: Aquest és un promig calculat a partir de totes les dades informades. El número binari indica a l'ordinador quants dies usar per a calcular cada promig. Això és necessari ajustar-ho en base al nombre d'observacions. Les barres d'error representen el sigma 1 estàndard de la desviació d'error.
CCDV: Aquestes són les observacions difoses emprant un CCD amb un filtre Johnson V. Les observacions CCDV tendeixen a ser més exactes que la visual (però no sempre!).
CCDB: Observacions CCD amb un filtre Johnson B.
CCDI: Observacions CCD amb un filtre Cousins Ic.
CCDR: Observacions CCD amb un filtre Cousins R.
Dades discrepants: Aquestes són unes dades que han estat etiquetades per un membre pertanyent a la AAVSO com a dades discrepants tot seguint les regles HQ per a la validació de dades. Per a més informació contacteu amb (aavso AT aavso.org).
Dates: La base de dades d'observació de corbes de lluminositat estan basades sobre una actualització de cada 10 minuts de manera que podreu obtenir dades properes al temps real. Ara mateix les dades de corbes de lluminositat tan sols estan disponibles des de 1961, però és probable que en el futur aquesta base de dades sigui ampliada.
La AAVSO publica la llista completa d'estrelles variables que hi ha en el seu programa de monitorització. Aquest fitxer és actualitzat mensualment amb les estrelles variables descobertes recentment. Per a sincronitzar la llista que KStars usa amb la llista principal de la AAVSO, cliqueu en el botó que hi ha en el diàleg de la AAVSO. KStars intentarà connectar amb la base de dades de la AAVSO i descarregar-ne l'última llista.
El gran flux de dades personalitzades proveïdes per la AAVSO ha estat implementat a KStars per Aaron Price. Gràcies, Aaron!
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Aquesta eina esbrinar l'altitud de qualsevol objecte en funció de l'hora, per a qualsevol data i localització sobre la Terra. La secció superior és un diagrama gràfic de l'angle de l'altitud a l'eix vertical i l'hora a l'eix horitzontal. L'hora es mostra com a temps local estàndard al llarg de la part inferior i el temps sideral al llarg de la part superior. La meitat inferior del gràfic és verda amb hombres per a indicar que els punts en aquesta regió resten per sota de l'horitzó.
Hi ha unes quantes maneres d'afegir corbes al diagrama. La més simple és simplement escrivint el seu nom en el camp d'entrada i prémer Intro o el botó de . Si el text que introduïu es troba a la base de dades d'objectes, la corba de l'objecte serà afegida a la grafica. També podeu prémer el botó per a obrir la finestra Cerca l'objecte per a seleccionar-ne un de la llista d'objectes coneguts. Si desitgeu afegir un punt que no existia a la base de dades, simplement introduïu un nom per al punt i després completeu les coordenades en els camps d'entrada AR i Dec. Llavores premeu el botó per afegir la corba per al vostre objecte personalitzat al diagrama (tingueu en compte que per a que això funcioni haureu d'escollir un nom que no existís anteriorment a la base de dades d'objectes).
Quan afegiu un objecte al diagrama, la seva altitud front al temps és dibuixada amb una gruixuda línia blanca i el seu nom serà afegit a la caixa de llistat (a la dreta, a sota). Qualsevol objecte que ja estigués present es traça amb una corba vermella més fina. Podeu triar quin objecte és traçat amb la corba gruixuda blanca ressaltant el seu nom a la caixa de llistat.
Aquestes corbes mostren l'altitud dels objectes (angle sobre l'horitzó) en funció del temps. Quan una corba passa de la meitat inferior a la meitat superior, l'objecte haurà sortit, quan baixa altra vegada a la meitat inferior, aquest haurà arribat al seu ocàs. Per exemple, a l'instantània, l'asteroide Ceres està sortint aproximadament a les 08:00 en temps local i es pondrà pel voltant de les 20:00.
L'altitud d'un objecte dependrà de a on estigueu sobre la Terra i de la data. Per omissió, l'eina adopta la localització i la data de l'arranjament actual de KStars. Podeu canviar aquests paràmetres a la pestanya Data i Localització. Per a canviar la localització, podeu prémer el botó per obrir la finestra Localització geogràfica o introduir els valors de la longitud i latitud manualment en els camps d'entrada i prémer el botó . Per a canviar la data, useu l'estri recollidor Data, llavores premeu . Tingueu en compte que qualsevol corba que s'hagi traçat anteriorment serà actualitzada automàticament quan canvieu la data i/o la localització.
Exercici:
Traceu la corba de l'altitud del Sol. Assegureu-vos de que la localització geogràfica no estiga a prop de l'equador. Canvieu la data a alguna hora en el mes de juny i llavores una altra vega a una en el mes de gener. Podreu observar fàcilment perque tenim estacions; a l'hivern, el Sol està sobre l'horitzó durant menys temps (els dies són més curts) i la seva altitud mai és gaire alta.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
L'eina “Què passa aquesta nit?” (“What's Up Tonight?” - WUT) mostra una llista dels objectes que estaran visibles durant la nit des de qualsevol localització, a qualsevol data. Per omissió, la data i la localització són agafades de les opcions en la finestra principal, però les podeu canviar a qualsevol valor emprant els botons i des de la finestra principal de WUT.
L'eina WUT també mostra un curt almanac de les dades per a la data seleccionada: les hores de sortida i posta per al Sol i la Lluna, la durada de la nit, i la fracció de Lluna il·luminada.
A sota de l'almanac és a on es mostra la informació de l'objecte. Els objectes s'organitzen en categories de tipus. Seleccioneu un tipus d'objecte en la caixa etiquetada com a Trieu una categoria, i tots els objectes d'aquests tipus que restin per sobre de l'horitzó es mostraran en la caixa etiquetada com a Objectes coincidents. Per exemple, a la instantània, hi ha seleccionada la categoria Planetes, i en aquesta es mostren a quatre planetes per a la nit seleccionada (Mart, Neptú, Plutó i Urà). Quan es selecciona a un objecte en la llista, les seves hores de sortida, posta i de trànsit són mostrades en el plafó que hi ha a sota, a la dreta. A més, podeu prémer el botó per a obrir la finestra amb informació detallada per a aquest objecte.
Per omissió, WUT mostrarà als objectes que estiguin per sobre de l'horitzó entre la posta de Sol i la mitjanot (és a dir “cap al tard”). Podreu escollir el mostrar a objectes que surtin entre la mitjanit i l'albada (“durant la matinada”) o entre la foscor i l'albada (“qualsevol moment de la nit”) emprant la llista desplegable a la part superior de la finestra.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Les aplicacions KDE es poden controlar externament des d'un altre programa, des d'un indicatiu de la consola o des d'un script de l'intèrpret de comandaments emprant el protocol de comunicació a l'escriptori (Desktop COmmunication Protocol - DCOP). KStars s'aprofita d'aquesta característica per a permetre que els comportaments complexes siguin escrits a scripts i executats en segon pla en qualsevol moment. Això es pot usar, per exemple, per a crear una presentació educativa per a il·lustrar un concepte astronòmic.
El problema amb els scripts DCOP és que escriure'ls es gairebé com programar, i poden aparentar una tasca descoratjadora per als que no tinga'n experiència en la programació. L'eina Constructor d'scripts proporciona una IGU amb interfície d'apunta i clica per a construir els scripts per a KStars, tornant realment fàcil el crear scripts complexos.
Abans d'explicar com emprar el constructor d'scripts, us proporcionen una molt breu introducció a tots els components de la IGU; per a més informació, useu la funció "Què és això?".
El constructor d'scripts és mostra't a la instantània de a sota. La caixa a l'esquerra és la caixa Script actual; mostra el llistat de comandaments que abasten l'escriptura de tasques a dit script . La caixa a la dreta és el Fullejador de funcions; aquesta mostra un llistat de totes les funcions disponibles per a l'script. A sota del fullejador de funcions, hi ha un petit plafó que anirà mostrant la documentació curta sobre cada funció ressaltada en el fullejador de funcions. En el plafó a sota de Script actual és el d'Arguments de la funció; quan es ressalta a una funció en la caixa Script actual, aquest plafó contindrà els ítems per a especificar els valors per a qualsevol argument que requereixi dita funció.
Al llarg de la part superior de la finestra, hi ha una fila de botons que operen sobre tot l'script. D'esquerra a dreta, són: , , , i . La funció d'aquests botons hauria de resultar òbvia, a excepció potser de l'últim botó.. El prémer resultarà en l'intent d'executar l'actual script a la finestra principal de KStars. Abans de prémer'l haureu d'apartar la finestra del constructor d'scripts per a poder veure els resultats.
En el centre de la finestra (entre les dues caixes superiors), hi ha una columna de botons que operen sobre les funcions individuals de l'script. De d'alta a baix, són: , , , i . afegirà l'actual funció ressaltada en el fullejador de funcions a la caixa Script actual (també podeu afegir una funció fent doble clic a sobre seu). La resta de botons opera sobre la funció ressaltada a la caixa Script actual, eliminant-la, duplicant-la, o canviant la seva posició a l'script actual.
Per a il·lustrar l'ús del constructor d'scripts tot seguit us presentem un petit tutorial d'exemple, en el qual creem un script que segueixi a la Lluna mentre el rellotge funciona en mode accelerat.
Si anem a seguir la Lluna primer necessitarem apuntar la vista cap a ella. La funció lookToward s'empra per a fer això. Ressalteu aquesta funció en el Fullejador de funcions i observeu la documentació mostrada en el plafó a sota del fullejador. Premeu el botó per afegir dita funció a la caixa Script actual. El plafó Arguments de la funció ara contindrà una llista desplegable etiquetada com a “Dir”, abreujament per a direcció. Aquesta és la direcció en la qual la vista haurà d'apuntar. La llista desplegable tan sols conté els punts cardinals, no la Lluna o cap altre objecte. Podeu entrar la “Lluna” en la caixa manualment o prement el botó per a emprar la finestra Cerca l'objecte per a seleccionar la Lluna des de la llista d'objectes. Tingueu present que, com és habitual, el centrar en un objecte engega automàticament el mode de seguiment del mateix, pel que no hi ha cap necessitat d'afegir funció setTracking després de lookToward.
Ara que hem pres cura d'apuntar a la Lluna, tot seguit desitgem establir un pas temporal accelerat. Useu la funció setClockScale per a això. Afegiu-la a l'script fent doble clic a sobre seu en el Fullejador de funcions. El plafó Arguments de la funció contindrà una caixa selectora de pas temporal per a establir-lo al temps desitjat per al rellotge de simulació. Canvieu el pas temporal a 3 hores.
BÉ, hem apuntat a la Lluna i accelerat el rellotge. Ara voldríem ajustar l'script per a que esperi uns segons mentre que es fa el seguiment de la Lluna. Afegiu la funció waitFor a l'script i empreu el plafó Arguments de la funció per a especificar que s'haurà d'esperar 20 segons abans de continuar.
Per acabar, reajustem el pas temporal del rellotge al valor normal de 1 segon. Afegiu una altra instància de setClockScale i establiu el seu valor a 1 seg.
Realment, encara no fa res. Probablement haurem d'assegurar-nos de que la vista està emprant les coordenades equatorials abans de que l'script faci un seguiment a la Lluna amb un pas temporal accelerat. D'altra manera, si la vista està emprant coordenades horitzontals, rotarà molt ràpidament amb grans angles com quan surt i es pon la Lluna. Això pot resultar molt confós i s'evita establint l'opció UseAltAz de les Opcions de la vista a “false”. Per a canviar qualsevol opció de la vista, empreu la funció changeViewOption. Afegiu aquesta funció a l'script i examineu el plafó Arguments de la funció. Hi haurà una llista desplegable que conté el llistat de totes les Opcions de la vista que pot ajustar changeViewOption. Atès que sabem que volem l'opció UseAltAz, nosaltres podriem simplement seleccionar-la des de la llista desplegable. De tota manera, resulta que la llista és inversemblantment llarga i no hi ha explicacions per a que serveix cada ítem. Pel que podria ser més fàcil prémer el botó Fulleja l'arbre, el qual obrirà una finestra que conté una vista en arbre de les opcions de la vista, organitzada por assumpte. A més, cada ítem disposa d'una curta explicació del que fa dita opció, i el tipus de dades del valor de l'opció. Trobarem a UseAltAz sota la categoria “Opcions per al mapa del cel”. Simplement ressalteu aquest ítem, premeu Bé i aquest serà seleccionat a la llista desplegable del plafó Arguments de la funció. Finalment, feu que el seu valor sigui “false” o “0”.
Un passa més: El tenir a UseAltAz al final de l'script no ens farà cap servei, necessitarem canviar això abans de que succeeixi res . Així doncs, assegureu-vos de que aquesta funció estiga ressaltada a la caixa Script actual i premeu el botó fins que aquesta sigui la primera funció.
Ara que hem finalitzat l'script, tindrem que desar-lo al disc. Premeu el botó . Això primer obrirà una finestra en la qual podreu indicar un nom per a l'script i el vostre com a autor. Entreu “Seguiment de la Lluna” com a nom, i el vostre nom en el de l'autor, tot seguit premeu . Després, veureu al diàleg de desar fitxers estàndard de KDE. Especifiqueu un nom de fitxer per a l'script i premeu . Tingueu present el vostre nom de fitxer no acaba amb “.kstars”, aquest sufix li serà afegit automàticament. Si sou curiós de mena, podeu examinar el fitxer de l'script amb qualsevol editor de text.
Ara que tenim l'script completat, podem executar-lo en un parell de maneres. Des d'un indicatiu a la consola, podeu simplement executar l'script mentre una instància de KStars s'estiga executant actualment. I de mode alternatiu, també podeu executar l'script des de dintre de KStars emprant l'ítem en el menú .
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Aquesta eina mostra un model del nostre sistema solar segons el vist des de dalt, per a la data actual i la hora en la finestra principal. Es dibuixa al Sol com a un punt groc en el centre del diagrama, i les òrbites dels planetes es dibuixen com a cercles amb els diàmetres relatius correctes, tot centrat en el Sol. La posició actual de cada planeta al llarg de la seva òrbita es dibuixa com a un punt colorejat junt amb una etiqueta de nom. La vista es pot ampliar i allunyar amb les tecles + i -.
L'actual versió d'aquesta eina demostra un model molt simplificat del sistema solar; estem planejant diverses millores en futures versions. Per exemple, les òrbites seran mostrades com a el·lipses, cercles no perfectes. També farem possible recentrar la vista a qualsevol localització (actualment, el centre està fixat en el Sol) i permetrem canviar la data, incloguen la capacitat d'animar la vista amb una variable de pas temporal. Finalment, també voldríem afegir els cometes i asteroides.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Aquesta eina mostra les posicions relatives a Júpiter de les seves quatre llunes més grans (Io, Europa, Ganímedes i Calisto), en funció del temps. El temps es traça verticalment; les unitats són dies i “time=0.0” es correspon al temps actual de la simulació. L'eix horitzontal mostra la compensació angular de la posició de Júpiter, en minuts d'arc. La compensació es mesura al llarg de la direcció de l'equador de Júpiter. La posició de cada lluna en funció del temps remunta una trajectòria sinusoïdal en el diagrama, així com les òrbites de la lluna al voltant de Júpiter. A cada pista se li assigna un color diferent per a distingir-la de les altres; les etiquetes de nom a la part superior de la finestra indiquen el color emprat per cada lluna.
El diagrama es pot manipular amb el teclat. L'eix del temps es pot expandre o comprimir usant les tecles+ i -. El temps mostrat en el centre de la finestra es pot canviar amb les tecles [ i ].
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Podeu usar KStars per a generar una imatge del cel sense necessitat de carregar la porció IGU del programa. Per a usar aquesta característica, engegueu KStars des de l'indicatiu de comandaments emprant els arguments per a especificar el nom de fitxer per a la imatge, així com les dimensions que voleu per a la mateixa:
kstars --dump [--filename kstars.png] [--height 640] [--width 480] [--script el_meu_script.kstars]
Si no s'especifica un nom de fitxer, aquest generarà un fitxer anomenat kstars.png. Intentarà generar una imatge que cassi amb la extensió del vostre nom de fitxer. Es reconeixen les següents extensions: “png”, “jpg”, “jpeg”, “gif”, “pnm” i “bmp”. Si la extensió del nom de fitxer no es reconeix, es deixarà el tipus d'imatge al format per omissió PNG.
Tanmateix, si no s'especifiquen l'amplada i alçada de la imatge, es deixarà 640 i 480, respectivament.
Per omissió, KStars llegirà en els valors d'opcions desats al vostre fitxer $KDEHOME/share/config/kstarsrc per a determinar a on centrar la imatge i com renderitzar-la. Això significa que necessitareu engegar KStars en mode IGU normal i eixir del programa quan s'estableixin les opcions desitjades per a prendre les imatges. Això no és molt flexible, així que també proporcionem la capacitat d'executar un script DCOP del KStars per a establir l'escena abans de generar la imatge. El nom de fitxer que especifiqueu haurà de ser un script DCOP del KStars vàlid, tal com un de creat amb l'eina de constructor d'scripts. L'script es pot usar per a establir cap a on apunta la imatge, establir la localització geogràfica, establir la hora i la data, canviar el nivell d'apropament i ajustar d'altres opcions de la vista. Algunes de les funcions DCOP no tenen cap sentit en el mode sense IGU (tals com waitForKey()); si es troben aquestes funcions mentre analitzeu l'script, simplement seran omeses.
Com a alternativa a tenir que executar un script DCOP de ;KStars, en una propera versió del KStars us proporcionem un argument per a especificar un fitxer de configuració alternatiu a kstarsrc.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
KStars proveeix d'una interfície per a configurar i controlar instruments d'astronomia mitjançant el protocol INDI.
El protocol INDI suporta una varietat d'instruments d'astronomia, tals com les càmeres CCD i focalitzadors. Actualment, KStars suporta els següents dispositius:
Taula 8.1. Telescopis suportats
| Telescopi | Controlador del dispositiu | Versió |
|---|---|---|
| LX200 8"-12" Classic | LX200 Classic | 0.5 |
| LX-90, LX50, ETX90 | LX200 Autostar | 0.5 |
| LX200 GPS 8"-16" | LX200 GPS | 0.2 |
| LX200 Classic 16" | LX00 16" | 0.2 |
| Celestron GPS | Celestron GPS | 0.2 |
| Celestron NexStar | Celestron GPS | 0.2 |
| Astro-Physics AP | LX200 genèric | 0.1 |
| Astro-Electronic FS-2 | LX200 genèric | 0.1 |
| Losmandy Gemini | LX200 genèric | 0.1 |
| Mel Bartels Controllers | LX200 genèric | 0.1 |
Taula 8.2. Focalitzadors suportats
| Focalitzador | Controlador del dispositiu | Versió |
|---|---|---|
| Meade LX200GPS Microfocuser | LX200 GPS | 0.1 |
| Meade 1206 Primary Mirror Focuser | LX200 genèric | 0.1 |
| JMI NGF Series | LX200 genèric | 0.1 |
| JMI MOTOFOCUS | LX200 genèric | 0.1 |
Els focalitzadors s'hauran de connectar al port focalitzador sols en els telescopis LX200 GPS, Autostar o Classic.
KStars els pot controlar de forma local i remota mitjançant l'arquitectura client/servidor de INDI. La configuració client/servidor s'empra per a controlar un dispositiu local (és a dir, un dispositiu afegit a la vostra màquina) i també s'usa per a establir un servidor al que puguin connectar-se els clients remots. Una configuració remota/client s'usa per a connectar un client a màquines remotes que executin un servidor INDI.
El controlar el vostre telescopi amb KStars requereix d'unes poques passes simples. És vital completar cada passa abans de moure's a la següent.
La majorí de telescopis s'equipen amb la interfície RS232 per al control remot. Connecteu el RS232 del vostre telescopi al port sèrie/USB del vostre ordinador. Tradicionalment, el RS232 es connecta al port sèrie, però molts portàtils nous els abandonen en favor dels ports USB/FireWire, possiblement necessitareu obtenir un adaptador sèrie-a-USB per a emprar-lo amb portàtils nous.
Després de connectar el vostre telescopi amb el port sèrie/USB, gireu el vostre telescopi. Es altament recomanat que descarregueu i instal·leu l'últim microprogramari (firmware) per al controlador del vostre telescopi.
El telescopi necessita ser alineat abans de poder-lo usar correctament. Alineeu-lo (alineació d'una o dues estrelles) segons l'il·lustrat en el vostre manual del telescopi.
KStars necessita verificar els valors de temps i de localització abans de connectar amb el telescopi. Això assegura un seguiment i sincronització adequada entre el telescopi i KStars. Les següents passes us permetran connectar amb un dispositiu que estiga connectat al vostre ordinador. Per a connectar i controlar els dispositius remots, si us plau, referiu-vos a la secció control remot del dispositiu.
Per a connectar amb un telescopi local, si us plau, realitzeu les següents passes:
Establir la vostra localització geogràfica. Obriu la finestra Estableix la localització geogràfica seleccionant l'ítem des del menú , o prement la icona en forma de Globus que hi ha a la barra d'eines, o prement Ctrl+g.
Establir la vostra data i hora locals. Podeu canviar-les a qualsevol valor seleccionant des del menú , o prement la icona amb forma de rellotge que hi ha a la barra d'eines. La finestra Estableix temps empra un estri estàndard de KDE per a especificar la data, junt amb tres caixes selectores per a establir les hores, els minuts i els segons. Si sempre necessiteu reajustar el rellotge al temps actual, simplement seleccioneu des del menú .
Cliqueu a sobre del menú i seleccioneu el .
A sota de la columna Dispositiu, seleccioneu el model del vostre telescopi.
Clic a sobre del dispositiu i seleccioneu Engega servei.
Clicar a per a tancar el diàleg del gestor de dispositius.
Aquesta és una instantània de la finestra del Gestor de dispositius:
Ara ja esteu preparat per a usar les característiques del dispositiu, KStars proveeix dues interfícies IGU convenientment intercanviables per al control de telescopis:
Controlar el vostre telescopi
Controlar el mapa del cel: Per a cada dispositiu que engegueu en el Gestor de dispositius, es mostrarà l'entrada corresponent en el menú emergent permetent-vos que controleu les propietats del dispositiu. Podreu emetre comandaments com Gira, Sinc i Segueix directament des del mapa del cel.
Aquesta és una instantània del menú emergent amb un dispositiu LX200 Classic actiu:
Plafó de control INDI: El plafó ofereix a l'usuari totes les característiques suportades per un dispositiu, per a un control més fi sobre el telescopi. Les propietats com els valors del port, gestió del lloc i els controls de gir, entre d'altres, es poden manipular des del plafó de control INDI.
El plafó es divideix en tres seccions principals:
Pestanyes del dispositiu: Cada dispositiu actiu addicional ocupa una pestanya en el plafó INDI. Els dispositius múltiples poden funcionar simultàniament sense afectar l'operació dels altres dispositius.
Vista propietats: Les característiques són l'element clau en l'arquitectura INDI. Cada dispositiu defineix un joc de propietats per a comunicar-se amb el client. La posició actual del telescopi és un exemple d'una propietat. Semànticament, les propietats similars són usualment contingudes en blocs lògics o agrupacions.
Visors de la bitàcola: Els dispositius informen del seu estat i reconeixen comandaments enviant missatges INDI. Cada dispositiu té el seu propi visor del registre, i tots els dispositius comparteixen un visor de registres genèric. Un dispositiu usualment només envia missatges al seu controlador de dispositiu, però a un dispositiu se li permet enviar un missatge genèric quan això és apropiat.
No teniu restriccions sobre l'ús d'una interfície o l'altra, fins i tot es poden emprar totes dues alhora. Les accions des del mapa del cel són reflexades automàticament en el Plafó de control INDI i viceversa.
Finalment, per a connectar amb el vostre telescopi, podeu seleccionar des del menú emergent, o alternativament, podeu prémer a sota de la pestanya del dispositiu en el Plafó de control INDI.
Per omissió, KStars intentarà connectar amb el porto /dev/ttyS0. Per a canviar el port de la connexió, seleccioneu Plafó de control INDI des del menú i canvieu el port a la pestanya del dispositiu.
KStars actualitza automàticament la longitud, latitud i el temps del telescopi basant-se en els actuals valors a KStars. Podreu des/habilitar aquestes actualitzacions des del diàleg sota el menú .
Si KStars es comunica amb èxit amb el telescopi, rebreu la AR i la DEC actual des del telescopi i es mostrarà una creueta en el mapa del cel que indicarà la posició del telescopi.
Si heu alineat el vostre telescopi i l'última alineació ha estat una estrella, per exemple, Vega, llavores la creueta haurà de restar centrada al voltant seu. Si no és així i la creueta té l'objectiu apagat, llavores podeu fer un clic sobre Vega des del mapa del cel i Sinc des del menú del vostre telescopi. Aquesta acció instruirà al telescopi a sincronitzar les seves coordenades internes per a emparellar-les amb les de Vega, i la creueta del telescopi ara haurà de restar centrada al voltant de Vega.
Això ja està! El vostre telescopi està llest per a explorar els cels!
No empreu mai el telescopi per a mirar al Sol. Mirar al Sol pot malmetre irreversiblement els vostres ulls, així com al vostre equip
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
El plafó de control INDI ofereix moltes propietats del dispositiu que no són accessibles des del mapa del cel. Les propietats ofertes difereixen d'un dispositiu a l'altre. De tota manera, totes les propietats compartides amb característiques comuns ens obliga a explicar com es mostren i s'usen:
Permisos: Totes les propietats poden habilitar sols lectura, sols escriptura o lectura i escriptura. Un exemple d'una propietat de lectura/escriptura és l'ascensió recta del telescopi. Podeu introduir una nova ascensió recta i el telescopi, basant-se en els valors actuals, girarà o sinc. a la nova entrada. A demés, quan el telescopi gira, la seva ascensió recta s'actualitza i s'envia altra vegada cap al client.
Estat: Prefixat a cada propietat hi ha un indicador de l'estat (LED rodó). Cada propietat té un estat i un codi de color associat:
Taula 8.3. Codi de color de l'estat INDI
| Estat | Color | Descripció |
|---|---|---|
| Ociosa | Gris | El dispositiu no està realitzant cap acció en referència a aquesta propietat |
| Bé | Verd | L'última operació realitzada en aquesta propietat ha estat realitzada amb èxit i és activa |
| Ocupada | Groc | La propietat està realitzant una acció |
| Alerta | Roig | La propietat està en condicions crítiques i necessita atenció immediata |
El controlador del dispositiu actualitza l'estat de la propietat en temps real quan això és necessari. Per exemple, si el telescopi està en el procés de gir cap a un objectiu, llavores les propietats AR/DEC seran senyalades com a Ocupada. Quan el procés de gir sigui completat amb èxit, les propietats seran senyalades com a Bé.
Context: Les propietats numèriques poden acceptar i processar números en dos formats: decimal i sexagesimal. El format sexagesimal és convenient a l'expressar temps o coordenades equatorials/geogràfiques.Podeu emprar qualsevol dels dos formats segons creieu convenient. Per exemple, tots els següents números són iguals:
-156,40
-156:24:00
-156:24
Hora: La hora estàndard per a totes les comunicacions relacionades amb INDI és UTC (temps universal) especificada com a YYYY-MM-DDTHH:MM:SS d'acord amb el ISO 8601. KStars comunica la hora UTC correcta del UTC automàticament amb els controladors dels dispositius. Podeu des/habilitar dites actualitzacions automàtiques de l'hora des del diàleg sota el menú .
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
KStars proveeix d'una simple capa de gran abast per al control de dispositius remots. Una detallada descripció de la capa es descriu en el llibre blanc de INDI.
Necessitareu configurar les maquines del servidor i del client per al control remot:
Servidor: Per a preparar a un dispositiu per al control remot, seguiu les mateixes passes en la configuració local/servidor. Quan engegueu un servei de dispositiu en el , un número de port serà mostrat a sota de la columna Port on escoltar. A demés del número de port, també necessitareu el nom de la màquina o adreça IP del servidor.
Client: Seleccioneu el des del menú i cliqueu a sobre de la pestanya Client. Sota aquesta pestanya podeu afegir, modificar o eliminar màquines. Afegiu-ne una clicant en el botó Afegeix. Introduïu l'adreça de nom màquina/IP del servidor en el camp i el número de port obtingut des de la màquina servidor durant la passa 1.
Després de que afegiu una màquina, fer clic dret sobre la mateixa per a o . Si s'estableix una connexió, podreu controlar el telescopi des del mapa del cel o Plafó de control INDI exactament segons el descrit a la secció local/servidor. És tant fàcil com això!
Mentre que KStars us permet desplegar fàcilment un servidor INDI; podeu llançar un servidor INDI des de la línia de comandaments.
Atès que INDI és un component intern independent, podeu engegar un servidor INDI en un client sense KStars. INDI es pot compilar per separat per a funcionar sobre les màquines remotes. A demés, els controladors de dispositius registren missatges a stderr (eixida d'error estàndard) i això pot ser d'ajuda en una situació de depuració. La sintaxis per al servidor INDI és la següent:
$ indiserver [opcions] [controlador ...]
Opcions:
-p p : IP i port alternatiu, per omissió 7624
-r n : màxims intents de reinici, per omissió 2
-v : més missatges a l'eixida d'error estàndard (stderr)
Per exemple, si voleu engegar un servidor INDI executant un controlador LX200 GPS i escoltar les connexions sobre el port 8000, haureu d'executar el següent comandament:
$ indiserver -p 8000 lx200gps
Suposem que volem executar indiserver i els seus clients sobre una màquina remota, màquina_remota, i llavors connectar a KStars que funciona sobre la màquina local.
Des del registre de la màquina local per a la màquina remota, màquina_remota, escrivint:
$ ssh -L port:màquina_local:port màquina_remota
després d'accedir, s'executarà indiserver sobre la màquina remota:
$ indiserver -p port [controlador...]
En segon pla, en la màquina local, s'iniciarà KStars i després obrirà un i afegirà una màquina sota la pestanya Client. La màquina haurà de ser màquina_local (generalment 127.0.0.1) i el número de port haurà de ser el port emprat en totes les anteriors passes. Clic sobre la màquina i seleccioneu des del menú emergent. KStars es connectarà amb el servidor INDI remot de forma segura. La informació de la màquina serà desada per a les sessions futures.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
| Pregunta | Què és INDI? |
| Resposta | INDI és el protocol de control Instrument-Neutral-Distributed-Interface desenvolupat per de l'Institut ClearSky . KStars empra als controladors de dispositiu que són compatibles amb el protocol INDI. INDI té moltes ventatges incloguen l'aclobat fluix entre els dispositius de maquinari i els controladors de programari. Els clients que emprin els controladors de dispositiu (com KStars) són totalment inconscients de les capacitats del dispositiu. En temps d'execució, KStars es comunica amb els controladors de dispositiu i construeix un IGU totalment dinàmic basat en els serveis proporcionats pel dispositiu. Pel qual, els controladors de dispositiu nous es poden escriure o actualitzar i KStars podrà prendre els ventatges complets d'ells sense cap canvi en el costat del client. |
| Pregunta | A quins dispositius dona suport KStars? |
| Resposta | Actualment, KStars suporta LX200 Classic, LX200 Autostar, LX200 GPS, LX200 16" i Celestron GPS. |
| Pregunta | Teniu pensat suportar més dispositius? |
| Resposta | Sí. Planegem afegir suport per a les càmeres CCD i focalitzadors més importants i estendre el suport per a més telescopis. Si desitgeu que INDI suporti un dispositiu en particular, si us plau, envieu-nos un correu electrònic a |
| Pregunta | No tinc un port sèrie, com puc connectar al telescopi? |
| Resposta | Molts ordinadors portàtils moderns ja no disposen d'un port sèrie. Necessitareu un adaptador sèrie-a-USB que estiga suportat sota Linux. Per exemple, el USA-19QW Serial to USB de Keyspan™ està molt ben suportat sota Linux i ha estat provat amb KStars. Necessitareu referir-vos a la documentació del vostre adaptador per a trobar quins ports proporciona (p.ex. |
| Pregunta | Quan intento , KStars informa que el telescopi no està connectat al port sèrie/USB. Què puc fer? |
| Resposta | Aquest missatge apareix quan KStars no pot comunicar-se amb el telescopi. Aquí teniu unes poques coses que podeu fer:
|
| Pregunta | KStars informa de que el telescopi està connectat i a punt, però no puc trobar la creueta del telescopi, a on està? |
| Resposta | KStars rep les coordenades AR i DEC des dels telescopis sobre la connexió. Si l'alineació ha estat realitzada correctament, llavors hauríeu de veure dita creueta en el mapa del cel al voltant del vostre objectiu. Tot i que, les coordenades AR i DEC proporcionades pel telescopi podrien ser incorrectes (fins i tot trobar-se sota l'horitzó) i necessitareu Sinc el vostre telescopi a l'objectiu actual. |
| Pregunta | El telescopi s'està movent erràticament o no es mou en tots. Què puc fer? |
| Resposta | Aquest comportament sobre tot es deu a valors incorrectes, si us plau, verifiqueu el següent llistat:
Si penseu que tots els valors estan correctes però el telescopi encara es mou erràticament o no fa res, llavores envieu un informe d'error a |
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Aquest document ha estat actualitzat des de que el vàreu instal·lar. Podreu trobar l'última versió del mateix a http://docs.kde.org/current/kdeedu/.
| 9.1. | Què és la icona de KStars? |
La icona de KStars és un sextant, un telescopi de mà que usaben els navegants per a la navegació en vaixells quan les estrelles eren importants per a la navegació. Reconeguen acuradament la posició de les estrelles, el navegant podia obtenir una estimació aproximada de la longitud i latitud del vaixell. | |
| 9.2. | Què signifiquen els diferents símbols per als objectes del cel profund? |
El símbol indica el tipus d'objecte:
| |
| 9.3. | Què signifiquen els diferents colors dels objectes del cel profund? |
Generalment, els diferents colors indiquen a quin catàleg pertany l'objecte (Messier, NGC o IC). Així i tot, alguns objectes tenen un color diferent, el qual ens indica que hi ha imatges extra disponibles en el menú emergent (el color per omissió per als “extres” és el roig). | |
| 9.4. | Per què hi ha moltes més ciutats dels EUA que dels altres països? És això una conspiració? |
Podria ser una conspiració, però KStars no hi està involucrat! No hem aconseguit trobar bases de dades de longituds i latituds que cobreixin tot el globus de forma equitativa. Estem treballant en afegir-hi més ciutats de fora dels EUA a la base de dades. Ja hem rebut llistes de ciutats d'usuaris de Noruega, Itàlia i Corea. Si podeu contribuir en aquest esforç, si us plau, feu-nos-ho saber. | |
| 9.5. | Per què no es pot mostrar el terra en usar coordenades equatorials? |
La resposta curta, es tracta d'una limitació temporal. Hi ha un problema amb la construcció del polígon de farciment que representa el terra en el mode equatorial. Malgrat tot, no té gaire sentit dibuixar el terra en coordenades equatorials, motiu pel que aquest problema té una prioritat baixa. | |
| 9.6. | Per què les estrelles febles i els objectes del cel profund que no són Messier desapareixen quan desplaço la vista? |
Quan actualitzeu la posició central de la vista, KStars ha de recalcular les coordenades dels píxels de tots els objectes de la base de dades, el qual implica forts càlculs de trigonometria. Quan desplaceu la vista (ja sigui amb les tecles de cursor o arrossegant-la amb el ratolí), la vista es torna lenta i poc precisa, per culpa de que l'ordinador no pot realitzar totes les operacions que se li demanen. En excloure molts dels objectes, l'ordinador redueix aquesta càrrega i el desplaçament és molt més ràpid i suau. Seguint aquest plantejament podeu desactivar aquesta opció a la finestra "Opcions de la vista" o fins i tot personalitzar els objectes que s'ocultaran. | |
| 9.7. | No entenc alguns dels termes emprats a KStars. A on puc aprendre més a sobre de l'astronomia que ofereix el programa? |
El Manual de KStars inclou el Projecte AstroInfo, una sèrie d'articles curts i relacionats sobre temes d'astronomia que es poden explorar i il·lustrar amb KStars. AstroInfo és un esforç de la comunitat, com GNUpedia o Everything2. Si desitgeu col·laborar amb AstroInfo, uniu-vos a la nostra llista de correu: | |
| 9.8. | Quina precisió té KStars? |
KStars és força precís, però (encara) no ho és tot el que podria. El problema dels càlculs de gran precisió és que s'ha de tractar amb molts factors complicats. Si no sou un astrònom professional, és probable que mai tingueu problemes amb aquesta precisió. Hi ha dos casos en els que això pot ser més notable: Els eclipses i les hores de sortida i posta. Tal i com es discuteix més endavant, la posició de la Lluna és extremadament difícil de predir amb una alta precisió, així que en aquest moment no es pot usar KStars per a predir els eclipses. Aquesta és una llista d'alguns dels factors més complicats que limiten la precisió del programa:
| |
| 9.9. | Puc contribuir en versions futures de KStars? |
Sí, definitivament! Introduïu-vos volsaltres mateixos a la nostra llista de correu: Si preferiu no programar, sempre podeu ajudar-nos amb les traduccions, documentació, articles de AstroInfo, enllaços URL, informes d'error i desitjos de característiques. |
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
KStars
Copyright del programa 2001-2003 L'equip de KStars (kstars AT 30doradus.org)
L'equip de KStars:
Jason Harris (kstars AT 30doradus.org)
Jasem Mutlaq (mutlaqja AT ku.edu)
Pablo de Vicente (pvicentea AT wanadoo.es)
Heiko Evermann (heiko AT evermann.de)
Thomas Kabelmann (tk78 AT gmx.de)
Mark Hollomon (mhh AT mindspring.com)
Carsten Niehaus (cniehaus AT gmx.de)
Fonts de les dades:
Catàlegs d'objectes i taules de posició dels planetes: NASA Astronomical Data Center
Informació detallada sobre els crèdits de totes les imatges usades en el programa està present en el fitxer README.images
Referències:
“Practical Astronomy With Your Calculator” per Peter Duffet-Smith
“Astronomical Algorithms” per Jean Meeus
Un especial agraïment: Als desenvolupadors de KDE i Qt™ per proveir al món amb un incomparable conjunt de biblioteques API lliures. A l'equip KDevelop pel seu excel·lent entorn de programació (IDE), el qual ha convertit el desenvolupament de KStars en una cosa molt més fàcil i divertida. A tots els participants en el fòrum de KDevelop, a les llistes de correu de KDE i a irc.kde.org, per respondre a les nostres preguntes més freqüents. Gràcies a Anne-Marie Mahfouf per invitar a KStars a formar part del mòdul KDE-Edu. Per últim, gràcies a tots els que han enviat informes d'error o comentaris. Gràcies a tots.
Copyright de la documentació 2001-2003 Jason Harris i l'equip de KStars (kstars AT 30doradus.org)
Antoni Bella Perez (bella5 AT teleline.es)
Aquesta documentació està llicenciada sota els termes de la Llicència de Documentació Lliure de GNU.
Aquest programa està llicenciat sota els termes de la Llicència Pública General de GNU.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
KStars es distribueix amb KDE com a part del mòdul kdeedu "Educatiu".
En alguna ocasió també hem fet llançaments independents. Aquests estan disponibles en format .tar.gz a la següent pàgina web: http://prdownloads.sourceforge.net/kstars/.
Els llançaments independents s'anuncien a través de la llista de correu (kstars-announce AT lists.sourceforge.net). A més també s'anuncien a la pàgina web de KStars, apps.kde.com, i freshmeat.net.
KStars està disponible junt amb moltes distribucions de Linux/BSD, incloguen Red Hat®, SuSE® i Mandrake™. Algunes distribucions compten amb KStars com a aplicació per separat, i d'altres l'inclouen al paquet kdeedu, del que KStars ja en forma part.
Si voleu obtenir l'última versió de desenvolupament del CVS de KStars, si us plau, seguiu aquestes instruccions.
Per a que KStars funcioni correctament, necessitareu KDE >=3.0 i Qt™ >=3.0. A partir de la versió 1.0, deixa de suportar-se KDE 2.x.
Per a compilar KStars, haureu de tenir instal·lats els següents paquets:
kdelibs-devel
qt-devel
zlib-devel
fam-devel
png-devel
jpeg-devel
autoconf ( >=2.5)
En el meu sistema, KStars usa uns 60 MB de memòria amb l'arranjament per omissió. La major part d'aquest ús es deu a la càrrega de les bases de dades dels objectes, en especial la base de dades de 40.000 estrelles. És possible reduir substancialment el consum de memòria, reduint el límit de feblesa de les estrelles en la finestra de configuració. Per descomptat, si disposeu de prou memòria també el podeu incrementar per a mostrar unes 126.000 estrelles. Quan KStars es troba en repòs, usa molts poca CPU, però consumirà tanta com puga en desplaçar o apropar la imatge.
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Per a compilar i instal·lar KStars al vostre sistema, introduïu el següent a la carpeta base de la distribució de KStars desempaquetada:
%./configure --prefix=$KDEDIR%make%make install
Si us plau, no oblideu l'argument «prefix» a l'executar «configure». Si la vostra variable d'entorn KDEDIR no està establerta, l'establirà l'argument «prefix» a la carpeta en el que estiga instal·lat el KDE. Normalment això serà en /usr, /opt/kde o /opt/kde3. A més, assegureu-vos de que l'última passa la feu com a root.
KStars usa autoconf i automake, així que no hauríeu de tenir problemes per a compilar-lo. Si els tinguéssiu, si us plau, informeu-ne a la llista de correu de KStars (kstars-devel AT kde.org).
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
En aquest punt, no hi ha opcions de configuració o requisits especials. Si KStars informa que falten fitxers de dades, accediu al sistema com a root i copieu-los manualment des de kstars/data/ a $(KDEDIR)/apps/kstars/ (si no teniu privilegis de root, copieu-los a ~/.kde/share/apps/kstars/).
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team
Would you like to make a comment or contribute an update to this page?
Send feedback to the KDE Docs Team