KStarsi käsiraamat

Kui aeg ja asukoht on määratud, võib hakata uurima, mida siis üldse näha saab. Vaadet saab liigutada nooleklahvidega. Kui hoida samal ajal all klahvi Shift, liikumiskiirus kahekordistub. Vaadet saab liigutada ka hiirenuppu alla vajutades ning seda edasi lohistades. Pane tähele, et liigutamise ajal ei näidata mitte kõiki objekte. Selle põhjuseks on soov kahandada CPU koormust objektide asukoha ümberarvutamisel, mis muudab liigutamise sujuvamaks (KStarsi seadistuste aknas saab määrata, mis peaks liigutamise ajal varjatud olema). Vaate suuruse (suurendustaseme) muutmiseks on seitse võimalust:

Pane tähele, et suurendamise korral võib näha ka tuhmimaid tähti, kui on määratud suurendamisseadistustes.

Vähenda vaadet, kuni näed rohelist joont. See kujutab sinu kohalikku horisonti. Kui sa ei ole KStarsi seadeid muutnud, näed horisondi all ühtlast rohelist värvi, mis kujutab maapinda. Näha on ka valge joon, mis kujutab taevaekvaatorit (kujuteldav joon, mis jagab taevalaotuse põhja- ja lõunapoolkeraks). Kollakaspruun joon aga kujutab ekliptikat ehk rada, mida Päike paistab järgivat oma aastasel teekonnal. Seepärast võib Päikese alati leida kuskilt ekliptikalt ning üsna lähedal sellele on ka planeedid.

KStars võib näidata tuhandeid taevakehasid: tähed, planeedid, komeedid, asteroidid, täheparved, udukogud, galaktikad. Näidatavate objektidega saab ette võtta mitmesuguseid toiminguid või selle kohta rohkem infot hankida. Klõps objektil toob olekuribale tema kohta käiva info, kui aga jätta hiir ilma klõpsamata mõneks hetkeks objekti kohale, näed sama infot ajutiselt ilmuvas tekstikastis hiirekursori juures. Topeltklõps tsentreerib vaate objektil ning lülitab sisse tema jälgimise (nii jääb vaade aja kulgedes objektile fokuseerituks). Klõps hiire parema nupuga avab hüpikmenüü, kus leiab lisainfot ja -võimalusi.

Hüpikmenüü

Selline näeb välja hiire parema nupu klõpsuga avanev hüpikmenüü Orioni udu puhul:

---

---

Hüpikmenüü sisu oleneb mõnevõrra sellest, millist tüüpi objektil klõps hiire parema nupuga tehti, kuid põhimõtteliselt on selline, mida kohe kirjeldame. Kui soovid, võid kohe ka vaadata põhjalikumat infot hüpikmenüü kohta.

Ülemises osas asuvad infokirjed (neid ei saa käskudena kasutada). Ülemised kolm kirjet näitavad objekti nimetust/nimetusi ja tüüpi. Järgmised kolm kirjet näitavad objekti tõusu, kulminatsiooni ja loojumise aega. Kui tõusu- ja loojumisaja kohal seisab "pooluselähedane", siis see objekt on antud asukohas alati horisondi kohal.

Keskmises osas on käsud, mida saab objekti kohta rakendada, näiteks Fokuseeri ja jälgi, Üksikasjad... (see avab üksikasjaliku info dialoogi) ja Lisa silt. Kõigi toimingute täpsemaid kirjeldusi vaata hüpikmenüüd kirjeldavast osast.

Alumises osas on viidad valitud objekti piltidele ja/või infomaterjalidele. Kui tead veel mõnda URL-i, mis pakub antud objekti kohta infot või kujutavat materjali, saad lisada omaloodud viida objekti hüpikmenüsse käsuga Lisa viit....

Taevakehade otsimine

Nime kandvaid objekte saab otsida abivahendiga Objekti osimine, mille avab klõps tööriistaribal otsinguikoonil, menüü Fookus käsk Otsi objekti... või klahvikombinatsioon Ctrl+F. Objekti otsimise aken näeb välja selline:

---

---

Aken toob loendina ära kõik KStarsi andmebaasis leiduvad nime kandvad objektid. Paljud neist on esindatud vaid katalooginimega (näiteks NGC 3077), mõned aga ka levinud nimetusega (näiteks Veekeerise galaktika). Otsingul saab rakendada nii nime kui objekti tüübi filtreid. Nime filtreerimiseks kirjuta akna ülaosas tekstikasti midagi ning näed, et nimekiri toob ära vaid sellised nimetused, mis vastavad sinu sisestatud tekstile. Tüübi järgi filtreerimiseks vali vajalik tüüp akna allosas olevast liitkastist.

Vaate fokuseerimiseks mingile objektile märgi nimekirjas soovitud element ning vajuta nupule OK. Pane tähele, et kui objekt asub horisondist allpool, hoiatab rakendus sind, et ainus, mida sa näha võid, on maapind (selle saab muuta nähtamatuks aknas Vaateseadistused või klõpsuga vaateriba nupul Maapind).

Sellega lõpetame praegu KStarsi kiirtutvustuse, kuigi me alles õhkõrnalt puudutasime üksikuid võimalusi, mida KStars sulle pakub. KStarsiga on kaasas rida asjalikke astronoomiatööriistu, sellega saab otse juhtida oma teleskoopi ning rakendust on võimalik peaaegu igal moel seadistada ja kohandada. Lisaks sellele on käsiraamatule lisatud AstroInfo Project ehk valik lühikesi ja omavahel seotud artikleid, mis selgitavaid mõningaid taevalaotuse, taevakehade ja astronoomiaga kõike laiemas tähenduses seotud asju — mida kõike saab kohe järgi kontrollida KStarsis.

Kui KStars käivitub, sünkroniseeritakse aeg sinu arvuti kellaga ning KStarsi kell kulgeb edasi reaalajas. Kui soovid kella peatada, vali menüüst Aeg käsk Peata kell või vajuta tööriistaribal ikooni Paus. Kella on võimalik panna normaalsega võrreldes aeglasemalt või kiiremini (ja isegi tagurpidi!) käima tööriistaribal leiduva ajasammu regulaatori abil. Keritaval kastil on kaks üles/alla keritavate nuppude valikut. Esimene võimaldab valida 83 võimaliku ajasammu seast. Teine liigub korraga ajaühiku võrra üles- või allapoole, mis lubab ajasammu märksa kiiremini ja suuremas ulatuses muuta.

Rakendusele võib määrata suvalise aja või kuupäeva, kui valida menüüst Aeg käsk Sea aeg... või klõpsata tööriistaribal liivakella-ikooni. Aknas Aja määramine kasutatakse KDEle tavapärast ajavaliku elementi, kus on kolm keritavat kasti tunni, minutite ja sekundite määramiseks. Kui sul peaks aga tekkima tahtmine kell taas käesoleva aja peale tagasi seada, vali menüüst Aeg käsk Sea kell hetkele Praegu.

KStars pakub hulganisti seadistamisvõimalusi, mida saab ette võtta KStarsi seadistuste aknas. Seda saab avada kas tööriistariba nupule seadista klõpsates või menüükäsuga KStarsi seadistamine..., mille leiab menüüst Seadistused. Ilmuv aken näeb välja selline:

---

---

KStarsi seadistuste aken jaguneb viieks kaardiks: Kataloogid, Abijooned, Päikesesüsteem, Värvid ja Muud.

Kaardil Kataloogid saab määrata, millist taevakehade kataloogi kaardil näidatakse. Osas Tähed saab ka määrata tähtede “tuhmuse magnituudi”, samuti piirata magnituudiga tähtede nimede ja/või magnituudide näitamist. Tähesektsiooni all paikneb Päikesesüsteemi väliste objektide sektsioon. Vaikimisi on loendis olemas Messieri, NGC ja IC kataloogid. Omaenda katalooge on võimalik lisada klõpsuga nupule Lisa kohandatud kataloog. Täpsemat infot selle kohta, kuidas ise kataloogi luua, leiab KStarsiga kaasas olevast failist README.customize.

Kaardil Päikesesüsteem saab määrata, kas näidata Päikest, Kuud, planeete, komeete ja asteroide või mitte, samuti seda, kas suuremad taevakehad tuleks tähistada ringikestega või tegelike piltidega. Võimalik on valida ka seda, kas Päikesesüsteemi kehadele lisatakse nimesildid, ning määrata, kui paljud komeedid ja asteroidid saavad endale nimesildi. Üks võimalus lubab lisada jälgitavale Päikesesüsteemi objektile “orbiid jälje”, teine määrab, kas planeedi liikumise jälg hajub taustavärvi või mitte.

Kaardil Abijooned saab määrata, kas näidatakse ka asju, mis ei ole otseselt taevakehad (st. tähtkujude nimikujundid, tähtkujude nimed, Linnutee piirjooned, taevaekvaator, ekliptika, horisont ja läbipaistmatu maapind). Samuti saab valida, kas tähtkujude nimesid näidatakse ladinakeelsetena, IAU ametlike kolmetäheliste lühenditena või emakeelsetena.

Kaardil Värvid saab määrata värviskeemi ja koostada omaenda värviskeemi. Kaart on jagatud kaheks sektsiooniks:

Vasakul on näha kõik asjad, mille värvi saab muuta. Klõps mõnele elemendile avab värvi valimise dialoogi. All asub kast Tähevärvi režiim. Vaikimisi näitab KStars tähti realistlikes värvides vastavalt tähtede spektriklassile. Kuid siin saab määrata, et neid näidataks ühtlaselt valgete, mustade või punaste ringidena. Kui jääd siiski realistlike värvide juurde, saab tähtede värvi tugevust määrata kerimiskastis Tähevärvi intensiivsus.

Paremal on ära toodud defineeritud värviskeemid. Rakendus pakub omalt poolt välja neli värviskeemi: Vaikimisi, Tähekaart, mille puhul mustad tähed asuvad valgel taustal, Öine vaade, mis näitab tumedal taustal ainult punase varjundeid, ning Kuuta öö, mis kasutab realistlikumat tumedat teemat. Lisaks saab parajasti kehtivad värvid salvestada omaloodud skeemina, kui klõpsata nupule Salvesta kehtivad värvid. Seejärel küsitakse sinu käest uue värviskeemi nime ning seda nime võib edaspidi alati näha skeemide nimekirjas. Omaloodud skeemi eemaldamiseks vali selle nimi ja klõpsa nupule Eemalda värviskeem.

Kaart Muud lubab täpselt seadistada KStarsi mõningaid mitte väga olulisi, kuid ometi vajaminevaid asju.

Märkekast Arvestatakse atmosfääri refraktsiooni määrab, kas objektide asukoha näitamisel arvestatakse ka atmosfääri mõjuga või mitte. Et atmosfäär on sfäärikujuline, “kallutab” see kosmosest meie silmadesse või teleskoopi jõudvat valgust. See mõju avaldub eriti tugevasti horisondilähedaste objektide puhul ning muudab sõna otseses mõttes taevakehade tõusu- ja loojanguaega mõne minuti võrra. Kui “näed” päikeseloojangut, on Päike tegelikult juba allpool horisonti, kuid atmosfääri refraktsioon laseb tal meie jaoks veel taevas paista. Arvesta, et refraktsiooni ei kasutata juhul, kui oled valinud ekvaatorilised koordinaadid.

Kasutatakse animeeritud pööramist määrab, kuidas muutub vaade, kui kaardil valitakse uus fookus. Vaikimisi näed, kuidas taevas tasapisi triivib või “pöörab” ennast uude positsiooni. Kui eemaldad kastist märke, siis “haaratakse” uus positsioon otsekohe.

Kui märgitud on kast Tsentreeritud objektil näidatakse silti, lisatakse silt automaatselt objektile, mida rakendus jälgib, ning eemaldatakse, kui jälgimine lõpeb. Pane tähele, et püsivat silti objektile saab ka käsitsi lisada hüpikmenüü abil.

KStarsil tuleb kolmel juhul taevavaade väga kiiresti ümber joonistada: kui valitakse uus fookus (ja märgitud on kast Kasutatakse animeeritud pööramist), kui taevakaarti hiirega lohistatakse ja kui ajaline intervall on väga suur. Nende olukordade korral tuleb kõigi objektide asukohad võimalikult kiiresti ümber arvutada, mis võib tugevasti koormata protsessorit (CPU). Kui CPU sellega toime ei tule, võib vaade hakata hüppama või muutuda häguseks. Selle vältimiseks varjab KStars mõningad objektid, kui märgitud on kast Liikumise ajal peidetakse objektid. Intervalli, mida ületava väärtuse korral objektid peidetakse, saab määrata kerimiskastiga Peidetakse ka siis, kui intervall on suurem kui:. Seda, millised objektid peidetakse, saab määrata osas Objektide peitmise seadistamine.

Vaadet saab meelepäraseks muuta mitmel viisil.

Taeva uurimisel on üks põhilisi elemente kindlakstegemine, kus siis taevakehad asuvad. Selleks on astronoomid töötanud välja mitu koordinaatide süsteemi. Kõik nad kasutavad taevasfäärile projitseeritavat koordinaatide võrgustikku, mis sarnaneb maapinna puhul kasutatava geograafilise koordinaatide süsteemiga. Koordinaatide süsteemid erinevad ainult selle poolest, mida võtta alustasandiks, mis jagab taeva kaheks võrdseks poolkeraks piki suurringi. (Geograafilise koordinaatide süsteemi alustasandiks on näiteks Maa ekvaator.) Koordinaatide süsteemid kannavadki nime vastavalt oma alustasandile.

Taevaekvaator on kujutletav suurring taevasfääril. See on ekvaatorilise koordinaadistiku põhitasand, kus seda defineeritakse nullkraadilise käändega punktide kogumina. Ühtlasi on see Maa ekvaatori projektsioon taevas.

Taevaekvaator ja ekliptika asetsevad 23,5 kraadilise nurga all. Nende lõikekohad on kevadine ja sügisene võrdpäevsuspunkt.

Taevas paistab triivivat idast läände, tehes täistiiru 24 tähetunniga. Selle põhjus peitub Maa pöörlemises ümber oma telje. Maa pöörlemistelg lõikub taevasfääriga kahes punktis. Need ongi taevapoolused. Kui Maa pöörleb, jäävad need punktid taevas ikka samale kohale, nii et kõik teised taevalaotuse punktid paistavad ümber nende tiirlevat. Taevapoolused on ühtlasi ekvaatorilise koordinaatide süsteemi poolused, mis tähendab, et nende kääne on +90 ja -90 kraadi (vastavalt põhja- ja lõunataevapoolusel).

Põhjataevapooluse koordinaadid on praegu enam-vähem samad heleda tähe Põhjanaela koordinaatidega (muide, ladina keeles tähendabki selle nimi Polaris “poolusetähte”). Seetõttu armastavad näiteks meresõitjad väga kasutada Põhjanaela: see osutab alati horisondil põhjasuunda ning pealegi on tema kõrgus alati (peaaegu täpselt) võrdne vaatleja geograafilise laiuskraadiga. Siiski on Põhjanael nähtav ainult Maa põhjapoolkeral.

Põhjanael on pooluse lähedal siiski puhtalt kokkusattumuse tõttu. Tegelikult asub ta tänu pretsessioonile pooluse lähedal astronoomilises ajaarvestuses ainult väga lühikest aega.

Taevasfäär on kujuteldav hiiglasliku raadiusega sfäär, mille keskmeks on Maa. Kõiki taevas nähtavaid objekte saab kujutleda asetsevana selle sfääri pinnal.

Me muidugi teame, et taevakehad ei asetse kohe mitte mingi sfääri pinnal, mille keskmeks on Maa, nii et tekib küsimus, miks üldse seda vaja läheb? Kõik, mida me taevas näeme, asub meist nii ääretult kaugel, et selliseid vahemaid ei ole võimalik palja silmaga lihtsalt tajuda. Kuna vahemaa on tajumatu, on taevakeha asukoha määramiseks vaja teada ainult tema suunda. Selles mõttes on taevasfääri kasutamine taeva kaardistamiseks aga äärmiselt tulus abivahend.

Erinevate taevakehade suunda on võimalik määrata, kui luua taevakoordinaatide süsteem.

Ekliptika on kujutletav suurring taevasfääril, mida mööda Päike näivalt oma aastateekonna sooritab. Tegelikult on see mõistagi Maa orbiit ümber Päikese, mis põhjustab Päikese asukoha näivat muutumist. Ekliptika asub taevaekvaatori suhtes 23,5-kraadise nurga all. Punkte, kus ekliptika taevaekvaatoriga ristub, nimetatakse võrdpäevsuspunktideks.

Kuna meie päikesesüsteem on suhteliselt lapik, on ka planeetide orbiidid üsna lähedased ekliptikatasandiga. Peale selle asuvad ekliptikal ka sodiaagi tähtkujud. See muudab ekliptika väga mugavaks abivahendiks kõigile, kes püüavad määrata planeetide või sodiaagi tähtkujude asukohta, sest need sõna otseses mõttes “järgivad Päikest”.

Ekliptika 23,5-kraadise nurga tõttu muutub Päikese kõrgus keskpäeval aasta jooksul just seepärast, et Päike järgib ekliptikat. See on ka aastaaegade põhjus. Kui ekliptika (ja seega ka Päike) asub kõrgel horizondi kohal, on päevad pikemad ning meil on tegemist suvega. Kui aga ekliptika on madalal, on kätte jõudnud talv. Lisaks sellele saabub päikesevalgus suvel Maale suhteliselt täisnurga all, mistõttu suvel saab maapind sekundi kohta rohkem energiat kui talvel, mis päikesekiired langevad längu. Erinevused päeva pikkuses ja energias pindalaühiku kohta põhjustavad ka temperatuurierinevusi, mida me väga selgelt võime suvel ja talvel oma naha peal tajuda.

Enamik inimesi teab, et kevadine ja sügisene pööripäev on päevad kalendris, mis põhjapoolkeral tähistavad vastavalt kevade ja sügise algust. Aga kas teate ka seda, et needsamad pööripäevad kujutavad endast ka positsiooni taevas?

Taevaekvaator ja ekliptika on kaks suurringi taevasfääril, mis asuvad teineteise suhtes 23,5-kraadise nurga all. Kaht punkti, kus nad lõikuvad, nimetatakse võrdpäevsuspunktideks. Kevadpunkti koordinaadid on OT=0,0 tundi, kääne=0,0 kraadi. Sügispunkti koordinaadid on OT=12,0 tundi, kääne=0,0 kraadi.

Võrdpäevsuspunktid on olulised aastaaegade märkimisel. Kuna nad asuvad ekliptikal, liigub Päike igal aastal neist läbi. Kui Päike läbib kevadpunkti (tavaliselt 21. märtsil), ületab ta taevaekvaatori lõunast põhja, mis märgib põhjapoolkeral talve lõppu. Kui aga Päike läbib sügispunkti (tavaliselt 21. septembril), ületab ta taevaekvaatori põhjast lõunasse, mis tähistab talve lõppu lõunapoolkeral.

Asukohta Maal võib määrata sfäärilist koordinaatide süsteemi kasutades. Geograafiline (“Maad kaardistav”) koordinaatide süsteem on seotud Maa pöörlemisteljega. See määratleb kaks nurka, mida mõõdetakse Maa keskpunktist. Üks neist, mis kannab nimetust laius, mõõdab nurka suvalise punkti ja ekvaatori vahel. Teine, pikkus, mõõdab nurka piki ekvaatorit, kusjuures nullpunktiks on teatud kindel punkt Maal (üldreeglina loetakse tänapäeval nullkraadi punktiks Greenwichi Inglismaal).

Nende kahe nurga kombinatsiooniga saab määrata suvalise asukoha Maal. Näiteks Baltimore (Marylandi osariik, USA) asub kohas, mille laius on 39,3 kraadi põhja ning pikkus 76,6 kraadi läände. Seega läbib Baltimore'i vektor, mis on tõmmatud Maa keskpunktist punkti, mis asub 39,3 kraadi ülalpool ekvaatorit ning 76,6 kraadi lääne pool Greenwichi.

On selge, et selle koordinaatide süsteemi väga oluline osa on ekvaator, mis kujutab endast laiusnurga nullpunkti ja asub poolel teel pooluste vahel. Ekvaator on geograafilise koordinaatide süsteemi alustasand. Alustasand on element, mis on vajalik igale sfäärilisele koordinaatide süsteemile.

Joont, mille punktide laiuskraad on ühesugune, nimetatakse paralleeliks. Need kujutavad endast Maa pinnalaotusele tõmmatavaid ringjooni, kuid ainus paralleel, mida saab nimetada suurringiks, on ekvaator (laius=0 kraadi). Joont, mille punktide pikkuskraad on ühesugune, nimetatakse meridiaaniks. Meridiaani, mis läbib Greenwichi, nimetatakse algmeridiaaniks (pikkus=0 kraadi). Erinevalt paralleelidest on kõik meridiaanid suurringid ega ole omavahel paralleelsed: nad lõikuvad põhja- ja lõunapoolusel.

Kujutage endale ette sfääri, näiteks Maad või taevasfääri. Suvalise tasapinna lõikumine sfääriga tekitab sfääri pinnal ringjoone. Kui tasapind hõlmab ka sfääri keskpunkti, nimetatakse lõikejoont suurringiks. Suurringid on suurimad ringjooned, mida sfäärile saab tõmmata. Samuti kulgeb lühim tee sfääri suvalise kahe punkti vahel alati piki suurringi.

Mõned näited suurringide kohta taevasfääril: horisont, taevaekvaator, ekliptika.

Horisont on joon, mis eraldab maad taevast. Täpsemalt öeldes on see joon, mis jagab kõik suunad, kuhu vaatleja vähegi võib vaadata, kahte kategooriasse: suundadeks, mis lõikuvad Maaga, ja suundadeks, mis Maaga ei lõiku. Paljudes asukohtades võivad horisonti ähmastada puud, ehitised, mäed jne. Kuid näiteks merel laeval asudes saab horisondi mõiste väga hästi selgeks.

Horisont on horisondilise koordinaatide süsteemi alustasand. Teisisõnu on horisont koht, kus kõrgus on null kraadi.

Artiklis "Täheaeg" selgitasime, et taevakeha otsetõus osutab täheajale, mil objekt ületab vaatleja kohaliku meridiaani. Taevakeha tunninurk tähendab erinevust kohaliku täheaja ning taevakeha otsetõusu vahel:

TN_obj = KTA + OT_obj

Seega näitab taevakeha tunninurk, kui palju täheaega on möödunud hetkest, mis objekt asus vaatleja kohalikul meridiaanil. Ühtlasi on see nurkkaugus taevakeha ja meridiaani vahel, mida mõõdetakse tundides ( 1 tund = 15 kraadi). Kui näiteks objekti tunninurk on 2,5 tundi, ületas ta kohaliku meridiaani 2,5 tunni eest ning on parajasti 37,5 kraadi meridiaanist lääne pool. Negatiivne tunninurk näitab aega järgmise meridiaani ületuseni. Ja mõistagi tähendab nulliga võrduv tunninurk, et taevakeha asub parajasti kohalikul meridiaanil.

Meridiaan on kujuteldav suurring taevasfääril, mis asub risti kohaliku horisondiga. See kulgeb horisondi põhjapunktist üle taevapooluse ja seniidi horisondi lõunapunktini.

Kuna meridiaan on seotud kohaliku horisondiga, paistavad tähed vastavalt Maa pöörlemisele triivivat üle kohaliku meridiaani. Taevakeha otsetõusu ja kohalikku täheaega kasutades saab määrata, millal taevakeha läbib sinu kohaliku meridiaani (vaata tunninurk).

Pretsessioon on Maa pöörlemistelje suuna aeglane muutumine. Pöörlemistelg joonistab koonuse, mis teeb täisringi 26 000 aastaga. Kui oled kunagi keerutanud näiteks vurri, siis selle keerleva tipu “laperdamine” on täpselt sama asi, mis pretsessioon.

Kuna Maa pöörlemistelje suund muutub, muutuvad ka taevapooluste asukohad.

Maa pretsessiooni põhjused on üsna keerulised. Maa ei ole ideaalne sfäär, vaid natuke lapik, mis tähendab, et ekvaatori suurring on veidi pikem kui meridiaani suurring, mis läbib pooluseid. Kuu ja Päike asuvad väljaspool Maa ekvaatoritasandit, mistõttu nende gravitatsiooniline mõju pooluste kohalt lapikule Maale tekitab lisaks lineaarsele jõule kerge pöördemomendi. Viimase mõju pöörlevale Maale tekitabki pretsessioonilise liikumise.

Seniit on punkt taevas, kuhu sa vaatad, kui vaatad maapinnalt “otse üles”. Täpsemalt on see punkt taevas, mille kõrgus on +90 kraadi; see on horisondilise koordinaatide süsteemi poolus. Geomeetriliselt on see punkt taevasfääril, mida läbib joon, mis on tõmmatud Maa keskpunktist läbi sinu asukoha maakera pinnal.

Seniit on definitsiooni kohaselt punkt kohalikul meridiaanil.

Juuliuse päevad on viis tuvastada käesolev päev sel moel, et arvutada välja, mitu päeva on möödunud teatud kaugest, suvaliselt valitud hetkest. Saadud numbrit nimetataksegi juuliuse päevaks, lühendatult JP. Algushetk ehk JP=0 on 1. jaanuar 4713 eKr (või õigemini 1. jaanuar 4712 eKr, sest aastat 0 pole ju olemas). Juuliuse päevade abil on väga hõlpus määrata kahe sündmuse vahelist aega lihtsalt nende erinevust juuliuse päevades välja arvutades. Standardse (gregooriuse) kalendri puhul on see palju keerulisem, sest selles on päevad rühmitatud kuudeks, mis sisaldavad erineva hulga päevi, pealegi muudavad asja keerulisemaks liigaastad.

Teisendamine gregooriuse kalendrist juuliuse päevadeks ja vastupidi jäetakse lihtsuse huvides enamasti spetsiaalse rakenduse hooleks, mida võib leida paljudelt internetilehekülgedelt (ja mõistagi tuleb sellega toime ka KStarsi astrokalkulaator!). Kui keegi siiski huvi tunneb, siis lihtne näide, kuidas teisendada gregooriuse kalendrist juuliuse päevadeks, on selline:

JP = P - 32075 + 1461x( A + 4800 x ( K - 14) : 12 ) : 4 + 367x( K -2 - ( K - 14) : 12 x 12) : 12 - 3x( ( A +4900 + ( K - 14) : 12 ) : 100 ) : 4

kus P on päev (1-31), K kuu (1-12) ja A aasta (1801-2029). Pane tähele, et see valem toimib ainult daatumite puhul, mis jäävad aastate 1801 ja 2029 vahele. Kaugemal minevikus või tulevikus paiknevate daatumite korral läheb vaja veel keerulisemaid arvutusi.

Juuliuse päev näeb välja selline: JP 2440588, mis gregooriuse kalendri kohaselt on 1. jaanuar 1970.

Juuliuse päeva sobib kasutada ka aja väljendamiseks, kusjuures kellaaega väljendatakse päeva murdosana, nullpunktiks 12.00 (mitte südaöö, nagu me harjunud oleme). Seega oleks kell 15.00 1. jaanuaril 1970 JP 2440588,125 (sest 15.00 on kolm tundi pärast keskpäeva ning 3/24 = 0,15 päeva). Pane tähele, et juuliuse päeva määratakse alati maailmaajas, mitte kohalikus ajas.

Astronoomid kasutavad teatud juuliuse päevi mitmete oluliste viitepunktide ehk epohhide määramiseks. Üks levinud epohhe kannab nimetust J2000, mis on juuliuse päev 1. jaanuari kohta kell 12. 00 = JP 2451545,0.

Juuliuse päevade kohta leiab ohtralt infot internetist. Alustuseks sobib hästi USA laevastikuobservatooriumi veebilehekülg. Kui see ei ole parajasti kättesaadav, võib märksõna “julian day” sisestada meelepärasesse otsingumootorisse.

Maa liikumine koosneb kahest põhikomponendist. Esiteks pöörleb ta ümber oma telje, kusjuures täispöördeks kulub üks päev. Teiseks tiirleb ta ümber Päikese, kusjuures täistiiruks kulub üks aasta.

Tavaliselt on ühes kalendriaastas 365 päeva, kuid tegelikult on tõelises aastas (st. ajas, mis Maal kulub täistiiru tegemiseks ümber Päikese; see kannab ka nimetust troopiline aasta) 365 päeva ja veel natuke. See tähendab, et selle ajaga, mis Maal kulub ühe täistiiru tegemiseks, teeb ta 365,24219 tiiru ümber oma telje. See ei peaks sind üllatama, sest pole ju mingit alust arvata, et Maa pöörlemis- ja tiirlemiskiirus peaksid kuidagi sünkroonis olema. Aga igal juhul muudab see kalendrikoostajate elu tükk maad keerulisemaks...

Mis juhtuks siis, kui me lihtsalt unustaksime tolle 0,24219 lisapööret igal aastal ja määraksime kalendris aasta pikkuseks igaveseks ajaks täpselt 365,0 päeva? Kalender tegelikult peegeldab vaid Maa liikumist ümber Päikese. Kui me seda lisapöördekest eirame, jääb kalender iga hetkega natuke maha Maa tegelikust asukohast Päikese suhtes. Ning mõne sajandi pärast algaks talv juba septembris!

Tegelikult on nii ka olnud, et aasta pikkuseks oligi määratud täpselt 365,0 päeva, mistõttu kalender hakkas “triivima”. Aastal 46 eKr kehtestas Julius Caesar juuliuse kalendri, mis tõi esimest korda kasutusele liigaasta. Caesari otsuse kohaselt pidi iga neljas aasta olema 366-päevane, nii et üks aasta kestaks keskmiselt 365,25 päeva. See lahendas põhimõtteliselt kalendritriivi probleemi.

Aga mitte päris täielikult, sest troopiline aasta ei ole mitte 365,25, vaid hoopis 365,24219 päeva pikk! Kalendritriivi küsimus jäi seetõttu endiselt õhku, ainult et selle ilmnemiseks kulus päris palju sajandeid. Seepärast kehtestas paavst Gregorius XIII 1582. aastal gregooriuse kalendri, mis on põhimõtteliselt sarnane juuliuse kalendriga, kuid kasutab liigaastate puhul üht lisanippi: täissadades aastad (need, mis lõpevad numbritega “00”) on liigaastad ainult juhul, kui nad jaguvad 400-ga. Seega ei olnud aastad 1700, 1800 ja 1900 liigaastad (mida nad juuliuse kalendri kohaselt pidanuks olema), küll aga oli seda aasta 2000. See uuendus jättis aasta pikkuseks 365,2425 päeva. See tähendab, et kalendritriiv ei ole endiselt kõrvaldatud, kuid viga on kõigest 3 päeva 10 000 aasta kohta. Gregooriuse kalender on tänapäevani enamikus maailmas standardiks.

Täheaeg tähendabki sõna otseses mõttes “tähe aega”. See, mida me igapäevaelus kasutame, on päikeseaeg. Selle põhiühik on päev ehk aeg, mis Päikesel kulub vastavalt Maa pöörlemisele taevalaotusel 360 kraadi läbimiseks. Päikeseaja väiksemad ühikud on päeva jaotised:

Kuid päikeseajaga tekib üks probleem: nimelt ei tee Maa ühe päikesepäeva jooksul tegelikult päris 360-kraadilist pööret. Maa tiirleb ka ümber Päikese ning ühe päeva jooksul liigub sellel edasi umbes ühe kraadi võrra (360 kraadi : 365,25 päeva (täisorbiit) = umbes üks kraad päevas). Nii muutub 24 tunni jooksul Maa asend Päikese suhtes umbes ühe kraadi võrra. Seepärast peaks Maa pöörlema 361 kraadi, et Päike paistaks nii, nagu oleks ta kulgenud taevalaotusel 360 kraadi.

Astronoome huvitab rohkem see, kui kaua võtab Maal aega pöörde tegemine “fikseeritud” ehk kinnistähtede, mitte aga Päikese suhtes. Seepärast on eelistatud ajaskaala, mis kõrvaldab Päikese ümber tiirlemisega kaasnevad probleemid ning võtab enda asjaks vaid selle, kui kaua kulub Maal 360-kraadise pöörde tegemiseks tähtede suhtes. Seda pöörlemisperioodi nimetataksegi tähepäevaks. Keskmiselt on see 4 minutit lühem kui päikesepäev, seda just tänu mainitud ühele lisakraadile. Kui me ka defineerime tähepäeva 23 tunni ja 56 minutiga, siis tähetunnid, -minutid ja -sekundid on samaväärsed osad tähepäevast kui nendega samaväärsed osad päikesepäevast. Seetõttu on üks päikesesekund 1,00278 tähesekundit.

Täheaega on tulus kasutada määramiseks, kus tähed mingil ajahetkel asuvad. Täheaeg jagab Maa ühe täispöörde 24 tähetunniks ning sarnaselt sellele on ka taevakaart jagatud otsetõusu24 tunniks. See ei ole kokkusattumus: kohalik täheaeg (KTA) osutab otsetõusu, mis hetkel läbib kohalikku meridiaani. Seega, kui tähe otsetõus on 05h 32m 24s, siis asub see sinu meridiaanil KTA järgi kell 05:32:34. Üldisemalt võttes annab erinevus objekti OT ja kohaliku täheaja vahel teada, kui kaugel meridiaanist taevakeha asub. Näiteks asub näiteks toodud taevakeha KTA 06:32:34 (üks tähetund hiljem) ühe otsetõusu tunni ehk 15 kraadi võrra meridiaanist lääne pool. Seda nurgaerinevust meridiaanist nimetatakse taevakeha tunninurgaks.

Maa on ümmargune ja alati poolenisti Päikesest valgustatud. Et Maa aga keerleb, muutub pidevalt valgustatud osa. Meie kogeme seda päeva ja öö vaheldumisena. Igal hetkel on maal kohti, mis suunduvad pimedast osast valgustatud osasse (mida maapinnal tajutakse koidikuna. Samal hetkel liiguvad kohad Maa vastasküljel valgusest pimedusse (mida me nimetame loojanguks). Seega on Maa erinevates kohtades erinev päevaaeg. Seetõttu on ka päikeseaeg kohaliku määratlusega ning suvalise koha kellaaeg näitabki parajasti valitsevat päevaosa.

Kohalik aeg on saadud maakera 24 vertikaalseks lõiguks jagades, mida nimetatakse ajavöönditeks. Kohalik aeg on igas vööndis ühesugune, kuid iga vööndi aeg on oma idapoolse naabervööndi ajast tund aega varasem. Tegelikult on see küll ideaalpilt ja ajavööndite tegelikud piirid pole sugugi sirgjooned, järgides tihtipeale riigipiire või muid poliitilisi otsuseid.

Et kohalik aeg suureneb ida poole suundudes iga vööndiga tunni võrra, siis selleks ajaks, kui te olete jõudnud läbida kõik 24 ajavööndit, olete päeva võrra eespool ajast, kust alustasite. Sellest vastuolust aitab üle saada rahvusvaheline kuupäevaraja, mis kujutab endast ajavööndite piiri Vaikses ookeanis Aasia ja Põhja-Ameerika vahel. Sellest joonest vahetult ida pool asuvate kohtade aeg on 24 tundi varasem joonest vahetult lääne pool asuvate kohtade ajast. See toob muidugi kaasa naljakaid asju. Näiteks otselend Austraaliast Californiasse jõuab kohale enne starti! Fidži saared jäävad samuti mõlemale poole kuupäevaraja, nii et kui sul oli Fidži lääneosas kehv päev, võid minna idaossa ning selle päeva uuesti ja palju paremini mööda saata!

Aeg meie kellal mõõdab tegelikult Päikese praegust asukohta taevas, mis on erinevatel pikkuskraadidel erinev, sest Maa on ümmargune (vaata ajavööndid).

Vahel on siiski vaja kindlaks määrata globaalne aeg, mis oleks ühesugune kõikjal Maal. Üks viis on valida välja mõni koht ja muuta selle kohalik aeg maailmaajaks, lühendatult MA. (Ingliskeelses maailmas kasutatakse lühendit UT, mis tuleneb väljendist universaalne aeg ehk Universal Time).

Maailmaaega määravaks asukohaks on valitud Inglismaal asuv Greenwich. See valik on suvaline, kuigi tugineb ajaloole. Maailmaaeg muutus oluliseks siis, kui eurooplased hakkasid agaralt ookeanidel sõitma, kus neil polnud käepärast maatähiseid. Laevnikud said siis määrata oma pikkuskraadi kindlaks nii, et võrdlesid kohalikku aega (mida mõõdeti Päikese asendi järgi) kodusadama ajaga (mille jaoks oli kaasas võimalikult täpne kell). Greenwichis asus Inglise kuninglik observatoorium, mis oli kohustatud aega eriti hoolikalt jälgima, et sadamates olevad laevad saaksid enne teeleasumist oma kellad uuesti täpseks seada.

Mõiste must keha tähistab läbipaistmatut objekti, mis eraldab soojuskiirgust. Ideaalne must keha neelab kogu saabuva valguse ega peegelda seda. Toatemperatuuril oleks selline objekt ideaalselt must (siit ka mõiste must keha). Kuid kõrgemal temperatuuril hakkab ka must keha eraldama soojuskiirgust.

Õigupoolest eraldavad kõik objektid soojuskiirgust, kui nende temperatuur on suurem kui absoluutne null ehk -273,15 kraadi Celsiuse järgi, kuid ükski objekt ei kiirga soojust ideaalselt, vaid võtab vastu ja eraldab mõningaid valguse lainepikkusi paremini kui teisi. Selline ebaühtlus on muutnud valguse, soojuse ja aine koostoime uurimise tavaliste objektide näitel üsna keeruliseks.

Õnneks on võimalik luua peaaegu ideaalne must keha. Selleks tuleb võtta soojusjuhtivast materjalist, näiteks metallist kast. See peab olema igast küljest suletud, nii et väljast ei pääseks sise valgust. Kui nüüd teha kasti avaus, siis sellest väljuv valgus on peaaegu täpselt ideaalse musta keha valgus vastavalt kastis valitsevale temperatuurile.

20. sajandi algul uurisid sellise seadmega musta keha kiirgust teiste seas nii tuntud teadlased, nagu lord Rayleigh ja Max Planck. Pärast pikka vaevanägemist kirjeldas Planck lõpuks musta keha kiiratavat valgust lainepikkuse funktsioonina. Lisaks sellele selgitas ta, kuidas muutub spekter temperatuuri muutudes. Plancki töö musta keha kiirguse probleemi kallal oli üks aluseid imelise kvantmehaanika loomisel, mille lähem kirjeldamine paraku ei mahu käesoleva artikli raamidesse.

Planck ja teised avastasid, et kui musta keha temperatuur suureneb, kasvab sekundis kiiratava valguse hulk ning spektri lainepikkus muutub sinisemaks (vaata joonis 1).

---

Joonis 1

---

Nii muutub raud temperatuuri suurenedes oranžikas-punaseks ning edasisel kuumutamisel nihkub tema värv üha enam sinise ja valge suunas.

1893. aastal võttis saksa füüsik Wilhelm Wien musta keha temperatuuri ja lainepikkuse suhte kokku valemiga

---

---

kus T on temperatuur Kelvini järgi. Wieni seadus (kannab ka nimetust Wieni nihkeseadus) ütleb, et musta keha maksimaalse kiirguse lainepikkus on pöördvõrdeline selle temperatuuriga. Iseenesest on see ka loogiline: lühema lainepikkusega (suurema sagedusega) valgus vastab suurema energiaga footonitele, mille kiirgamist ju võibki oodata kõrgema temperatuuriga kehalt.

Nii on näiteks Päikese keskmine temperatuur 5800 K, mille maksimaalse kiirguse lainepikkus on:

---

---

See langeb nähtava valguse rohelisse ossa, kuid Päike kiirgab ka nii lühema kui pikema lainepikkusega footoneid kui lambda(max), mistõttu inimsilm näeb Päikese valgust kollakas-valgena.

1879. aastal näitas austria füüsik Josef Stefan, et musta keha helendus L on võrdeline selle temperatuuri T neljanda astmega.

---

---

kus A on pindala, alfa võrdelisuskonstant ja T temperatuur Kelvini järgi. See tähendab, et kui me temperatuuri kahekordistame (näiteks 1000 Kelvinilt 2000-le), suureneb musta keha kiirguse koguenergia 2^4 ehk 16 korda.

Viis aastat hiljem jõudis austria füüsik Ludwig Eduard Boltzmann sama valemini ning tänapäeval tuntaksegi seda Stefan-Boltzmanni valemina. Kui me võtame sfäärilise tähe raadiusega R, siis selle helendus on

---

---

kus R on tähe raadius sentimeetrites ja alfa Stefan-Boltzmanni konstant, mille väärtus on:

---

---

Teadlased on tänapäeval päris kindlad, et 90% universumi massist moodustab aine, mida me ei suuda näha.

Vaatamata meile lähema universumiosa põhjalikule kaardistamisele, milleks on kasutatud kõiki vahendeid alates raadio- ja lõpetades gammakiirgusega, on õnnestunud tuvastada vaid kümnendik massist, mis selles ruumiosas peaks olema. Ehk, nagu ütles Washingtoni ülikooli astronoom Bruce H. Margon 2001. aastal ajalehele The New York Times: [On üsna piinlik tunnistada, et me ei suuda üles leida 90 protsenti universumist.]

Seda “puuduvat massi” nimetataksegi varjatud aineks, millised sõnad võtavad päris hästi kokku ka meie praegused teadmised. Me teame, et see on “aine”, sest me näeme selle gravitatsioonilise mõju toimet. Kuid see ei kiirga mingit tuvastatavat elektromagnetkiirgust, mistõttu ta on meie eest “varjatud”. Puuduva massi seletamiseks on loodud terve hulk teooriaid, mis ulatuvad eksootilistest aatomisisestest osakesest isoleeritud mustade aukude kogumi ning natuke vähem eksootiliste pruunide ja valgete kääbustähtedeni. Tegelikult on mõiste “puuduv mass” mõnevõrra eksitav, sest ei puudu ju mass, vaid kõigest sellelt lähtuv valgus. Aga mis siis see varjatud aine tegelikult on ja kuidas me üldse teame, et see olemas on, kui me seda näha ei saa?

Lugu sai alguse 1933. aastal, kui astronoom Fritz Zwicky uuris kaugete ja massiivsete galaktikaparvede, täpsemalt Berenike Juuste ja Neitsi parve liikumist. Zwicky hindas iga parve kuuluva galaktika massi tolle heleduse alusel ning liitis need kokku, et saada parve kogumass. Seejärel arvutas ta seda teistmoodi, tuginedes seekord üksikgalaktikate liikumiskiirusele parves. Tema üllatuseks oli see dünaamiline mass 400 korda suurem kui galaktikate valgusele tuginev mass.

Kuigi vastuolu oli juba Zwicky ajal selge, hakkasid teadlased seda põhjalikumalt uurima alles 1970. aastatel. Just siis hakati tõsiselt kaaluma mõtet varjatud aine olemasolu kohta. Selline aine võimaldanuks mitte ainult seletada massidefitsiiiti galaktikaparvedes, vaid tähendanuks ka palju suurema kaaluga tagajärgi universumi arengu ja tuleviku selgitamisel.

Veel üks nähtus, mille seletamisel varjatud aine marjaks ära kulub, on spiraalsete galaktikate pöörlemine. Spiraalsed galaktikad koondavad endasse hulganisti tähti, mis tiirlevad ümber galaktika keskme enam-vähem ringikujulistel orbiitidel, umbes nagu planeedid ümber tähe. Sarnaselt planeetide orbiitidele võiks suure galaktilise orbiidiga tähelt oodata aeglast orbitaalkiirust (nagu väidab Kepleri kolmas seadus). Tegelikult kehtib Kepleri kolmas seadus küll vaid tähtedele spiraalse galaktika perimeetri lähedal, sest see eeldab, et orbiidiga piiratud mass on konstantne.

Kuid astronoomid on hulgaliselt vaadelnud paljude spiraalsete galaktikate äärealade tähtede orbitaalkiirusi ning ühelgi korral ei ole täheldatud, et Kepleri kolmas seadus seal kuidagimoodi kehtiks. Selle asemel, et suurema raadiuse korral kahaneda, on orbitaalkiirused hoopis üsna konstantsed. Sellest järeldub, et orbiidi raadiuse kasvades suureneb ka mass, seda isegi tähtede puhul, mis näivalt asuvad päris galaktika serval. Kuigi nad paiknevad galaktika nähtava osa äärel, on galaktikal endal massiprofiil, mis tundub jätkuvat veel pärast sedagi, kui lõpeb tähtedega asustatud piirkond.

Asjale võib läheneda ka teisest küljest. Kujutage ette tähti spiraalse galaktika serval, mille puhul on jälgitav tavapärane orbitaalkiirus 200 kilomeetrit sekundis. Kui galaktika koosneks ainult ainest, mida me näeme, lendaks nad sõna otseses mõttes peagi galaktikast välja, sest nende orbitaalkiirus on neli korda suurem kui galaktika paokiirus. Et aga galaktikad ei paista just väga innukalt laiali paiskuvat, peab neis peituma mass, mida me ei saa arvestada, kui liidame kokku kõigi nähtavate osade massi.

Teoreetikud on puuduvat massi loova aine olemuse kohta pakkunud välja rea arvamusi: WIMP-id (nõrga vastastikmõjuga massiivsed osakesed), MACHO-d (massiivsed kompaktsed haloobjektid), universumi algaegadest pärit mustad augud, massiivsed neutriinod ja nii edasi. Kõigil neil teooriatel on omad head ja vead. Astronoomid pole üldiselt omaks võtnud ühtegi teooriat, sest seni on puudunud vahendid nende korralikuks kontrollimiseks.

Valgsus on energiakogus, mis läbib igas sekundis pinnaühikut.

Astronoomid tähistavad valgsusega taevakehade näivate heledust. Näiv heledus defineeritakse tähelt saabuva valgushulgana pinnaühiku kohta sekundis, mistõttu näiv heledus ongi lihtsalt tähe valgsus.

Valgsus mõõdab energia voogu, mis igas sekundis läbib objekti iga ruutsentimeetrit (või mõnd muud pinnaühikut). Valgsus sõltub energiat kiirgava objekti kaugusest, sest energia hajub. Oletame, et meil on tegemist tähe ümber tõmmatud õhupalliga. Iga punkt pallil tähistab tähelt saabuva energia ühikut. Algselt on kõik ühe ruutsentimeetri punktid üksteisele väga lähedal ja valgsus (energia ruutsentimeetri kohta sekundis) on suur. Täitudes suureneb õhupalli ruum- ja pindala ning punktid hakkavad kaugenema. See tähendab, et ühel ruutsentimeetril olevate punktide (ehk siis energia) arv kahaneb, nagu näitab joonis 1.

---

Joonis 1

---

Valgsus on pöördvõrdeline kaugusega väga lihtsa suhte r^2 alusel. Kui nüüd vahemaa kahekordistub, jõuab meieni 1/2^2 ehk veerand esialgsest valgsusest. Põhimõtteliselt on valgsus helendus pinnaühiku kohta:

---

---

kus (4 * PI * R^2) on sfääri (või õhupalli!) pindala, mille raadius on R. Valgsuse mõõtühikuks on vatt/m^2/s või astronoomide seas rohkem pruugitav erg/cm^2/s. Nii on näiteks Päikese helendus L = 3,90 * 10^26 W. See tähendab, et igas sekundis paiskab Päike kosmosesse 3,90 * 10^26 džauli energiat. Järelikult on valgsus ühe ruutsentimeetri kohta juhul, kui asume Päikesest ühe aü (1,496 * 10^13 cm) kaugusel:

---

---

Helendus on energiakogus, mida täht sekundis kiirgab.

Kõik tähed kiirgavad elektromagnetkiirgust laial spektrialal alates madala energiaga raadiolainetest kuni kõrgenergiaga gammakiirteni. Täht, mis kiirgab peamiselt ultraviolettkiirgust, paiskab tähesuuruse mõttes märksa enam energiat välja kui täht, mille kiirgus jääb infrapuna piirkonda. Seetõttu mõõdab helendus energiakogust, mida täht kiirgab kõigil lainepikkustel. Lainepikkuse ja energia seose määras kindlaks juba Einstein valemiga E = h x v, kus v on sagedus, h Plancki konstant ja E footonite energia džaulides. See tähendab, et lühem lainepikkus (ja vastavalt kõrgem sagedus) vastab suuremale energiale.

Näiteks lainepikkus lambda = 10 meetrit asub spektri raadiolainete piirkonnas ning selle sagedus on f = c : lambda = 3 x 10^8 m/s : 10 = 30 MHz, kus c on valguse kiirus. Selle footoni energia on E = h x v = 6,625 x 10^-34 J s x 30 MHz = 1,988 x 10^-26 džauli. Teisalt on aga nähtav valgus palju lühema lainepikkuse ja suurema sagedusega. Footonil, mille lainepikkus on lambda = 5 x 10^-9 (rohekas footon), on energia E = 3,975 x 10^-17 džauli, mis on miljardeid korda enam kui raadiofootoni energia. Samal põhjusel on punase valguse footonil (lainepikkus lambda = 700 nm) märksa väiksem energia kui violetse valguse footonil (lainepikkus lambda = 400 nm).

Helendus sõltub nii temperatuurist kui pindalast: põlev puuront kiirgab ju rohkem energiat kui tuletikk, kuigi temperatuur võib olla ühesugune. Samuti kiirgab 2000 kraadini kuumutatud raudvarb enam energiat kui 200 kraadini kuumutatud ora.

Helendus on astronoomias ja astrofüüsikas väga fundamentaalne suurus. Suurem osa sellest, mida me taevakehade kohta teame, on just neilt pärit valguse analüüsimise tulemus, sest tähtede sees toimuva registreerib ja vahendab meile nimelt valgus. Helendust mõõdetakse energiaühikuga sekundi kohta. Astronoomid eelistavad helenduse hindamisel kasutada pigem erge kui vatte.

Parallaks on vaadeldava taevakeha asukoha näiv muutumine, mida põhjustab vaatleja asukoha erinevus. Seda võib piltlikult selgitada näiteks nii: tõsta käsi otse ette õla kõrgusele, nii et mingi objekt toa teises otsas jääks käe taha. Nüüd kalluta pea paremale ja näed, et käsi jääb objektist vasakule. Kui kallutad pea vasakule, jääb käsi objektist paremale.

Kuna Maa tiirleb ümber Päikese, vaatleme taevast pidevalt muutuvast ruumipunktist. Seepärast võiks oodata aastaparallaksi, mille puhul lähemate taevakehade asukohad paistaksid vastavalt meie liikumisele ümber Päikese edasi-tagasi “laperdavat”. Nii see ka tegelikult on, kuid vahemaa isegi kõige lähema täheni on nii suur, et selle avastamiseks tuleb teleskoobiga väga hoolikalt vaatlusi korraldada^[2].

Tänapäevased teleskoobid võimaldavad astronoomidel kasutada aastaparallaksi trigonomeetria abil meid tähtedest lahutava vahemaa väljaarvutamiseks. Astronoomid mõõdavad ülitäpselt tähe positsiooni kahel erineval ajahetkel, mida lahutab teineteisest kuus kuud. Mida lähemal asub täht Päikesele, seda suurem on tema näiv asukohamuutus kahe ajahetke vahel.

Kuue kuuga on Maa läbinud pool oma teekonnast ümber Päikese ja selle ajaga on Maa positsioon muutunud kahe astronoomilise ühiku võrra (lühend a.ü.; 1 a.ü. võrdub Maa ja Päikese vahemaaga ehk ligikaudu 150 miljoni kilomeetriga). See võib tunduda päris pika vahemaana, kuid isegi Päikesele lähima täheni (alpha Centauri) on tervelt 40 triljonit kilomeetrit! Seepärast on aastaparallaks väga väike, tavaliselt väiksem kui üks kaaresekund, mis on kõigest 1/3600 kraadi. Käepärane tähtede kauguse mõõtühik on parsek, mis kujutab endast lühendit väljendist "PARallaksi kaareSEKund". Üks parsek on vahemaa täheni, mille aastaparallaks on üks kaaresekund. See võrdub 3,26 valgusaastaga ehk 31 triljoni kilomeetriga^[3].

Retrograadne liikumine on keha orbitaalne liikumine vastassuunas sellele, mis on antud süsteemi kehade puhul normaale,

Kui me taevast jälgime, eeldame, et enamik objekte liigub aja kulgedes kindlas suunas. Enamik taevakehasid paistab liikuvat idast läände. Kuid võimalik on jälgida ka kehasid, näiteks tehiskaaslane või kosmosesüstik, mis liikuvad itta. Sellist orbiiti nimetatakse retrograadseks ehk vastupidiseks.

Retrograadse liikumise mõistet kasutatakse kõige sagedamini seoses välisplaneetide (Marss, Jupiter, Saturn ja nii edasi) liikumisega. Kuigi need planeedid paistavad vastavalt Maa pöörlemisele öises taevas liikuvat idast läände, kulgevad nad püsitähtede suhtes tegelikult aeglaselt itta, mida võib jälgida, kui märkida mainitud planeetide asukohad mitmel ööl järjest. See on nende planeetide puhul siiski loomulik ning seda ei peeta retrograadseks liikumiseks. Kuid et Maa teeb tiiru ümber Päikese lühema ajaga kui välisplaneedid, võime aeg-ajalt mõne neist nii-öelda kinni püüda (analoogiks näiteks kiire auto mitmerealisel maanteel). Kui see juhtub, paistab planeet, millest me möödume, esmalt peatavat oma ittaliikumise ning seejärel hakkavat liikuma taas läände. See on retrograadne liikumine, sest see on vastupidine suunale, mis on neile planeetidele tüüpiline. Lõpuks, kui Maa on planeedist mööda jõudnud, paistavad nad aga taastavat oma normaalse läänest itta kulgemise.

Planeetide retrograadne liikumine ajas tublisti segadusse Vana-Kreeka astronoome ning see oli üks põhjus, miks nad andsid neile taevakehadele nimeks “planeedid”, mis otsetõlkes tähendab “hulkujad”.

Elliptilised galaktikad on miljarditest tähtedest koosnevad sfäärilised moodustised, mis meenutavad teatud määral kerasparvi. Neil peaaegu puudub sisemine struktuur ning tähtede tihedus kahaneb tasapisi keskmest hõredalt asustatud äärealade poole. Tüüpiliselt leidub neis väga vähe tähtedevahelist gaasi ja tolmu ning puuduvad noored tähed (kuigi sellest reeglist om ka erandeid). Edwin Hubble nimetas elliptilisi galaktikaid “varast tüüpi” galaktikateks, sest ta arvas, et neist arenesid hiljem spiraalgalaktikad (neid nimetas ta vastavalt “hilist tüüpi” galaktikateks). Tänapäeval arvavad astronoomid aga otse vastupidi (st. et spiraalgalaktikatest võivad areneda elliptilised), kuid Hubble'i varase ja hilise tüübi mõisted on siiski seniajani kasutusel.

Kunagi arvati, et elliptilised galaktikad on olemuselt väga lihtsad, kuid seegi arvamus on nüüdseks tugevasti muutunud. Osaliselt tingib selle nende hämmastav päritolu: arvatakse, et elliptilised galaktikad on kahe spiraalse galaktika liitumise tulemus. Sellise liitumise arvutisimulatsiooni MPEG vormingus võib näha NASA Hubble'i kosmoseteleskoobi veebileheküljel. (Hoiatus: faili suurus on 3,4 MB.)

Elliptilised galaktikad on suuruse ja heleduse poolest väga mitmekesised, ulatudes hiigelgalaktikatest, mille läbimõõt on sadu tuhandeid valgusaastaid ja heledus triljoneid kordi suurem kui Päikesel, kääbusellipsiteni, mis on vahest veidi heledamad kui tavaline kerasparv. Elliptilisi galaktikaid jagatakse mitmesse morfoloogilisse klassi:

Spiraalgalaktikad kujutavad endast miljardite tähtede hiigelkogumikke. Enamik neist on lamedad, kettakujulised, nende keskel asub hele, sfääriline “tähemõhn”. Kettal on tavaliselt mõned heledamad harud, mis koosnevad noorimatest ja heledamatest tähtedest. Sellised harud hargnevad galaktika keskmest spiraalikujuliselt, mis ongi andnud galaktikatele nimetuse. Spiraalgalaktikad sarnanevad mõneti tuulispasale või torust alla pulbitsevale veevoolule. Nende seast võib leida mitmed taevalaotuse ilusamad objektid.

Galaktikaid liigitatakse vastavalt Hubble'i “helihargi” klassifikatsioonile. Helihargi ots määratleb elliptilisi galaktikaid alates kõige ümaramatest ehk E0 kuni kõige lapikumateni ehk E7. Helihargi “värtnad” määratlevad kaht tüüpi spiraalgalaktikad: tavalised spiraalid ja “varbspiraalsed” galaktikad. Viimased on sellised, kus tuumikmõhn on välja veninud joonekujuliseks, nii et see paistab sõna otseses mõttes “tähevarvana”.

Mõlemat spiraalgalaktikate tüüpi jaotatakse edasi vastavalt nende keskse “tähemõhna” suurusele, üldisele pinnaheledusele ning sellele, kui keerdunud on spiraalharud. Kõik need omadused on tihedalt seotud, nii et Sa galaktikal on suur keskmõhn, tugev pinnaheledus ning väga keerdunud spiraalharud. Sb galaktika mõhn on väiksem, ketas ei ole nii hele ning spiraalharud on vähem keerdunud kui Sa galaktikatel. Sc ja Sd on vastavalt veelgi tagashihoidlikumate omadustega. Varbgalaktikad kasutavad põhimõtteliselt samasugust liigitust, tähistuseks SBa, SBb, SBc ja SBd.

On olemas ka klass S0, mis on olemuselt üleminekutüüp pärisspiraalide ja elliptiliste galaktikate vahel. Selle spiraalharud on nii tugevasti keerdunud, et neid on peaaegu võimatu eristada. S0 galaktikad kujutavad endast ühtlase heledusega kettaid ning neil on ka äärmiselt domineeriv mõhn.

Linnutee galaktika, kus asub meie armas Maa ja kõik tähed, mida me taevas suudame eristada, on samuti spiraalgalaktika, enamiku arvamust mööda varbgalaktika. Nimetuse “Linnutee” taga seisab rahvapärimus, nagu näitaks see rändlindudele teed lõunasse ja tagasi. Meie näeme seda suhteliselt tuhmide tähtede ribana taevas, sest just nii peabki välja nägema meie galaktika ketas, kui seda seestpoolt vaadata.

Spiraalgalaktikad on väga dünaamilised. Seal sünnivad tähed ning nende kettas leidub palju noori tähti. Keskmõhnad koosnevad enamasti vanematest tähtedest ning nende halodesse kuulub kogu Universumi kõige vanemaid tähti. Täheteke on ketastes aktiivne seepärast, et just sinna on tihedalt kogunenud gaasi ja tolmu, millest tähed ju tekivadki.

Tänapäevased võimsad teleskoobid on selgitanud, et paljude spiraalgalaktikate keskmes paikneb ülimassiivne must auk, mille mass võib ületada ka miljardi Päikese massi. Selliseid haruldasi objekte sisaldavad teadaolevalt nii elliptilised kui spiraalgalaktikad, mis on pannud paljusid astronoome arvama, et tegelikult leidub ülimassiivne must auk kõigi suuremate galaktikate keskmes. Ka meie Linnutee keskmes arvatakse asuvat must auk, mille mass on miljoneid kordi suurem kui tähemass.

2500 aasta eest jagas Vana-Kreeka astronoom Hipparchos nähtavad tähed heleduse järgi kuude klassi. Ta nimetas kõige heledamad “esimese tähesuurusega” tähtedeks ning need, mida veel vaevalt võis palja silmaga eristada, olid “kuuenda tähesuurusega”. Üllataval kombel on ka kaks ja pool tuhat aastat hiljem Hipparchose skaala astronoomide seas ulatuslikult kasutusel, kuigi seda on mõistagi tugevasti uuendatud ja täpsustatud.

Tänapäevane tähesuuruse skaala kujutab endast tähtedelt meieni jõudva valguse voo ehk valgsuse kvantitatiivse mõõtmise tulemust, mille puhul kasutatakse logaritmilist skaleerimist:

m = m_0 - 2,5 log (F / F_0)

Kui sa matemaatikat just väga hästi ei mõista, siis tähendab see, et mingi tähe tähesuurus (m) erineb standardtähesuurusest (m_0), kui viimasest lahutada 2,5-ga korrutatud valgustatuse logaritm. Tegur 2,5 x log tähendab, et kui valgsus on näiteks sada, on tähesuuruse erinevus 5. Seega on 6. tähesuuruse täht 100 korda tuhmim kui 1. tähesuuruse täht. Põhjus, miks Hipparchose ääretult lihtne klassifikatsioon väljendub suhteliselt keerulise matemaatika kujul, peitub selles, et inimsilm reageerib valgusele logaritmiliselt.

Praegu kasutatakse mitut tähesuuruse skaalat, millel igaühel on oma funktsioon. Kõige levinum on näiva tähesuuruse skaala, mis mõõdabki just seda, kui heledana tähed (ja muud taevakehad) inimsilmale paistavad. Selle skaala kohaselt on tähe Veega tähesuurus 0,0 ning ülejäänud taevakehade tähesuurus arvutatakse välja ülaltoodud valemit kasutades, mõõtes iga valgusvoogu Veega omaga.

Kuid tähti on raske võrrelda pelgalt näivat heledust kasutades. Võib näiteks ette kujutada kaht tähte, mille näiv tähesuurus on ühesugune ja mis seega paistavad olevat ühevõrra heledad. See aga ei ütle midagi selle kohta, kas ka nende loomupärane heledus on ühesugune, sest üks täht võib ju tegelikult olla heledam, aga asuda palju kaugemal. Kui me teame tähe kaugust (vaata artiklit Parallaks), võime ka seda arvesse võtta ning määrata absoluutse tähesuuruse, mis peegeldab taevakehade tõelist heledust. Absoluutset tähesuurust defineeritakse näiva tähesuurusena, mis tähel oleks, kui seda jälgida 10 parseki kauguselt (1 parsek on 3,26 valgusaastat ehk 3,1 x 10^18 cm). Absoluutset tähesuurust (M) võib määrata näiva tähesuuruse (m) ja parsekites antud kauguse (d) põhjal, kui kasutada valemit (milles M=m, kui d=10):

M = m + 5 - 5 x log(d) (arvesta, et M=m, kui d=10)

Tänapäevane tähesuuruse skaala ei tugine enam inimsilma kogemusele, vaid fotoaparaadile ja astrofotomeetriale. Teleskoobi abil võime näha märksa tuhmimaid taevakehasid, kui seda suutis Hipparchos oma teraste silmadega, nii et tähesuuruse skaalat saab hõlpsasti laiendada kaugemale kui 6. tähesuurus. Hubble'i kosmoseteleskoop võib näha isegi 30. tähesuuruse taevakehi, mis on triljon korda tuhmimad kui Veega!

Lõppmärkus: tähesuurust mõõdetakse tavaliselt läbi mingi värvifiltri, mida siis märgitakse vastava allindeksiga (st. m_V on tähesuurus läbi “visuaalse” filtri, mis on roheline; m_B on tähesuurus läbi sinise (inglise keeles "blue") filtri; m_pg fotograafiline tähesuurus jne.).

Tähed paistavad esmapilgul eranditult valgena. Kui me neid aga hoolikamalt vaatleme, märkame juba erinevaid värve: sinine, valge, punane ja isegi kuldne. Talvel võib Orioni tähtkujus jälgida imeilusat kontrasti Orioni "kaenlaaluses" asuva punase Betelgeuse ja õlal paikneva sinise Bellatriksi vahel. Miks tähed üldse eri värvi peaksid olema, oli saladus veel paarisaja aasta eest, kuni füüsikud lõpuks hakkasid aru saama valguse olemusest ning aine omadustest erakordselt kõrgete temperatuuride puhul.

Konkreetsemalt oli see musta keha kiirgus, mis võimaldas meil aru saada erinevate tähevärvide loomusest. Veidi pärast seda, kui oli taibatud musta keha kiirguse olemust, märgati, et tähtede spekter on erakordselt sarnane musta keha kiirguse spektriga erinevatel temperatuuridel (alates mõnest tuhandest kuni umbes 50 000 kelvinini). Siit tulenes ilmne järeldus, et tähed sarnanevad musta kehaga ja et tähevärvide erinevus tuleneb otseselt nende pinnatemperatuuride erinevusest.

Külmad tähed (st. spektriklass K ja M) kiirgavad suurema osa oma energiast elektromagnetkiirguse spektri punases ja infrapunases piirkonnas ning paistavad seepärast punasena, kuumad tähed aga (st. spektriklass O ja B) sinisel ja ultravioletsel lainepikkusel, mis laseb neid paista sinise või valgena.

Tähe pinnatemperatuuri hindamiseks saab kasutada tuntud suhet musta keha temperatuuri ning selle kiiratava valguse lainepikkuse vahel. See tähendab, et kui musta keha temperatuur suureneb, muutub tema spektri lainepikkus lühemaks (sinisemaks). Seda näitab joonis 1, kus on kujutatud kolme hüpoteetilise tähe kiirgamisvõime ja lainepikkuse seost. "Vikerkaar" osutab lainepikkuse sellele vahemikule, mida suudab tajuda inimsilm.

---

Joonis 1

---

See lihtne meetod on põhimõtteliselt korrektne, kuid selle abil ei saa teada tähe täpset temperatuuri, sest tähed ei ole ideaalsed mustad kehad. Mitmesuguste elementide olemasolu tähtede atmosfääris põhjustab teatud lainepikkuste neeldumist. Et neeldumisjooned ei ole mitte ühtlaselt üle spektri jaotunud, võivad nad spektri tippu moonutada. Pealegi on tähe kasutuskõlbliku spektri hankimine väga aeganõudev tegevus ega ole kindlasti mõeldav, kui vaja on käsitleda suuri tähehulki.

Teine meetod kasutab fotomeetriat, mõõtes erinevaid filtreid läbiva valguse intensiivsust. Iga filter lubab läbi minna ainult teatud spektriosal, ülejäänul aga mitte. Üheks laialt levinud fotomeetriasüsteemiks on Johnsoni UBV süsteem, mis kasutab kolme ribapääsfiltrit - U ("ultraviolett"), B ("sinine") ja V ("nähtav" ehk "kollane") -, mis tähistavad vastavalt elektromagnetkiirguse spektri erinevaid osi.

UBV fotomeetria rakendab valgustundlikke seadmeid (filmi- või CCD-kaamerad), suunates teleskoobi tähele, et mõõta eraldi igat filtrit läbiva valguse intensiivsust. Selle tulemusena saadakse kolm näivat heledust ehk valgsust (energiakogus cm^2 kohta sekundis), mille tähiseks on Fu, Fb ja Fv. Valgsuse suhtega Fu/Fb ning Fb/Fv hinnatakse tähtede "värvi" ning neid saab kasutada tähtede temperatuuriskaala loomiseks. Üldiselt võib öelda, et mida suurem on tähe Fu/Fb ja Fb/Fv suhe, seda suurem on tema pinnatemperatuur.

Näiteks Orioni tähe Bellatriksi puhul on suhe Fb/Fv = 1,22, mis tähendab, et see paistab läbi B-filtri heledamana kui läbi V-filtri. Bellatriksi suhe Fu/Fb on aga 2,22, seega kõige heledamana paistab ta läbi U-filtri. See osutab, et täht peab olema väga kuum, sest tema spektri tipp asub kusagil U-filtri ehk päris lühikeste lainepikkuste piirkonnas. Bellatriksi pinnatemperatuur (see on määratud tema spektrit üksikasjalike mudelitega võrreldes, mis arvestavad ka neeldumisjooni) on umbes 25 000 Kelvinit.

Me võime korrata sama analüüsi tähega Betelgeuse. Selle suhted Fb/Fv ja Fu/Fb on vastavalt 0,15 ja 0,18, seega on see kõige heledam V-filtris ja kõige tuhmim U-filtris. Niisiis peab Betelgeuse spektri tipp asuma kusagil V-filtri ehk päris suurte lainepikkuste piirkonnas. Betelgeuse pinnatemperatuur on kõigest 2400 kraadi Kelvini järgi.

Astronoomid eelistavad väljendada tähtede värvi pigem magnituudides kui valgsuses. Kui nüüd uuesti võtta ette sinine Bellatriks, siis tema värviindeks on

B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22

Punase Betelgeuse värviindeks on aga

B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85

Värviindeksid ja magnituudid kulgevad tagurpidi. Kuumadel ja sinistel tähtedel on B-V väärtus väiksem ja negatiivsem kui jahedamatel ja punasematel tähtedel.

Astronoomid saavad värviindekseid pärast punanihke ja tähtedevahelise hajumise muutujaid arvesse võttes välja arvutada antud tähe täpse temperatuuri. B-V ja temperatuuri vahelist seost selgitab joonis 2.

---

Joonis 2

---

Päikesel, mille pinnatemperatuur on 5800 K, on B-V indeks 0,62.

KStarsi astrokalkulaatori moodulid võimaldavad oma käega arvutada mitmeid asju, mida muidu rakendus taustal arvutab. Moodulid on rühmitatud vastavalt teemale:

Nurkkauguse moodul

---

---

Nurkkauguse abivahendit saab kasutada taevakaardi suvalise kahe punkti vahemaa mõõtmiseks. Selleks tuleb lihtsalt anda vajalike punktide ekvaatorilised koordinaadid ja klõpsata nupule Arvuta.

Moodulil on ka pakktöötluse režiim. Selle korral tuleb anda failinimi, milles on igal real neli arvu: mõlema punkti otsetõus ja kääne. Teine võimalus on anda millise tahes nelja koordinaadi väärtus kalkulaatoris (vastavad väärtused jäetakse sisendfailis lihtsalt vahele, kui need on määratud kalkulaatoris).

Kui oled andnud nii sisend- kui väljundfaili nime, vajuta nupule Käivita ning väljundfail tekitataksegi.

Näivate koordinaatide moodul

---

---

Näivate koordinaatide moodul teisendab taevapunkti kataloogi koordinaadid sama punkti suvalise ajahetke näivateks koordinaatideks. Taevaobjektide koordinaadid ei ole fikseeritud pretsessiooni nutatsiooni ja aberratsiooni tõttu ning see moodul arvestab nende mõjuga.

Mooduli kasutamiseks sisesta esmalt osas Sihtmärgi aeg ja kuupäev soovitud kuupäev ja kellaaeg. Seejärel anna osas Kataloogi koordinaadid objekti ametlikud koordinaadid. Siin saab määrata ka epohhi (tänapäevaste kataloogide puhul enamasti 2000,0). Lõpuks vajuta nuppu Arvuta, misjärel objekti koordinaadid vastaval ajal ilmuvad nähtavale osas Näivad koordinaadid.

Ekliptiliste koordinaatide moodul

---

---

See moodul võimaldab teisendada ekvaatorilised koordinaadid ekliptilisteks koordinaatideks ja vastupidi. Kõigepealt vali osas Sisendkoordinaatide valik, milliseid koordinaate kasutada sisendis. Seejärel anna vajalikud koordinaadid kas osas Ekliptilised koordinaadid või osas Ekvaatorilised koordinaadid. Lõpuks klõpsa nupule Arvuta ning näedki teisendatud koordinaate.

Moodul sisaldab ka pakktöötluse režiimi, mis lubab teisendada mitu koordinaatidepaari korraga. Selleks peab olema sisendfail, milles igal real on kaks väärtust, nimelt sisendkoordinaatide paar (ükspuha kas ekvaatoriliste või ekliptiliste koordinaatide süsteemile vastav). Seejärel määra, milliseid koordinaate kasutatakse sisendina, samuti sisend- ja väljundfaili nimi. Lõpuks klõpsa nupule Käivita, millega luuakse väljundfail, mis sisaldabki teisendatud koordinaate (vastavalt sellele, mida määrasid sisendina, kas ekvaatorilised või ekliptilised).

Ekvaatoriliste/galaktiliste koordinaatide moodul

---

---

See moodul teisendab ekvaatorilised koordinaadid galaktilisteks koordinaatideks ja vastupidi. Kõigepealt vali osas Sisendi valik, milliseid koordinaate teisendada, ning seejärel kirjuta koordinaadid kas rubriiki galaktilised koordinaadid või ekvaatorilised. Lõpuks vajuta nupule Arvuta.

Horisondiliste koordinaatide moodul

---

---

See moodul teisendab ekvaatorilised koordinaadid horisondilisteks koordinaatideks ja vastupidi. Kõigepealt vali osas Sisendandmed aeg, kuupäev ja geograafilised koordinaadid. Seejärel kirjuta rubriigis ekvaatorilised koordinaadid vastavad koordinaadid ja nende epohh. Kui klõpsad nüüd nupule Arvuta, näed rubriigis Horisondilised koordinaadid vastavaid horisondilisi koordinaate.

Pretsessioonimoodul

---

---

See moodul sarnaneb näivate koordinaatide moodulile, kuid arvestab ainult pretsessiooni, mitte aga nutatsiooni või aberratsiooni.

Mooduli kasutamiseks kirjuta osas Sisendkoordinaadid algkoordinaadid ja epohh. Rubriigis Pretsessioonikoordinaadid tuleb samuti määrata epohh. Seejärel klõpsa nupule Arvuta ning rubriigis Pretsessioonikoordinaadid ilmuvad epohhile vastavad koordinaadid.

Geodeetiliste koordinaatide moodul

---

---

Tavaline geograafiline koordinaatide süsteem eeldab, et Maa on ideaalne sfäär. See on peaaegu õige, mistõttu enamasti on geograafilised koordinaadid täiesti kasutuskõlbulikud. Kui aga vaja läheb väga suurt täpsust, tuleb arvestada Maa tegeliku kujuga. See on ellipsoid: ekvaatori ümbermõõt on umbes 0,3% pikem kui poolusi läbiv suurring. Geodeetiline koordinaadistik arvestab ellipsoidiga ning väljendab asukohta Maal Descartes'i koordinaatides (X, Y ja Z).

Selle mooduli kasutamiseks vali kõigepealt osas Sisendi valik, millist koordinaatide süsteemi soovid ümber arvutada. Seejärel kirjuta vastavad koordinaadid kas rubriiki Descartes'i koordinaadid või Geograafilised koordinaadid ning klõpsa nupule Arvuta.

Planeetide koordinaatide moodul

---

---

Planeetide koordinaatide moodul arvutab iga Päikesesüsteemi suurema objekti asukoha mis tahes ajal ja mis tahes geograafilisest asukohast vaadatuna. Selleks vali rippmenüüst Päikesesüsteemi objekt ning sisesta vajalik kuupäev, kellaaeg ja geograafilised koordinaadid (need on eelnevalt kindlaks määratud vastavalt KStarsi seadistustele). Seejärel klõpsa nupule Arvuta ning näedki objekti ekvaatorilisi, horisondilisi ja ekliptilisi koordinaate.

Moodulil on ka pakktöötluse režiim. Sul peab olema sisendfail, milles iga rida määrab ära sisendparameetrid (Päikesesüsteemi objekt, kuupäev, kellaaeg, pikkus- ja laiuskraad). Kalkulaatori aknas võib ka mõne neist väärtustest püsivalt kindlaks määrata (sellisel juhul jäetakse vastav väärtus sisendfaili lugemisel lihtsalt vahele). Määrata saab ka seda, millised väljundparameetrid tuleb arvutada (ekvaatorilised, horisondilised ja ekliptilised koordinaadid). Lõpuks määra sisend- ja väljundfaili nimi ning vajalike väärtustega väljundfaili tekitamiseks klõpsa nupule Käivita.

Päeva kestvuse moodul

---

---

See moodul arvutab suvalise kuupäeva ja suvalise asukoha jaoks Maal välja päeva kestvuse, samuti päikesetõusu, keskpäeva ja päikeseloojangu aja. Kirjuta vajalikud geograafilised koordinaadid ja aeg ning vajuta nuppu Arvuta.

Pööripäevade moodul

---

---

Pööripäevade moodul arvutab antud aasta pööripäevade kuupäeva ja kellaaja. Sul tuleb määrata aasta ning see, milline sündmus välja arvutada (kevadine, suvine, sügisene või talvine pööripäev). Seejärel klõpsa nupule Arvuta, mille järel näedki pööripäeva kuupäeva ja kellaaega ning vastava aastaaja kestust päevades.

Moodulil on ka pakktöötluse režiim. Selleks peab olema sisendfail, kus iga rida sisaldab aastat, mille pööripäevad on vaja leida. Seejärel määra sisend- ja väljundfaili nimi ning klõpsa väljundfaili tekitamiseks nupule Käivita. Väljundfaili iga rida sisaldab sisendi aastat, iga pööripäeva kuupäeva ja kellaaega ning aastaaegade kestust.

Juuliuse päevade moodul

---

---

See moodul võimaldab teisendada tavalisi kuupäevi, juuliuse päevi ja muudetud juuliuse päevi. Muudetud juuliuse päev võrdub juuliuse päevaga -2 400 000,5.

Mooduli kasutamiseks vali, millist kuupäevasüsteemi soovid kasutada, ja kirjutas selles süsteemis kuupäev. Seejärel klõpsa nupule Arvuta, misjärel näed sama kuupäeva ülejäänud kahes süsteemis.

Vihje

Ülesanne:

Millisele kalendripäevale vastab MJP = 0,0?

Täheaja moodul

---

---

See moodul teisendab maailmaaega kohalikuks täheajaks ja vastupidi. Kõigepealt vali sektsioonis Sisendi valik, kas sisestad andmed maailmaajas või täheajas. Lisaks sisestatud maailmaajale või täheajale tuleb määrata ka geograafiline pikkuskraad ja kuupäev ning seejärel klõpsata nupule Arvuta.

---

---

See abivahend kujutab graafiliselt suvalise objekti kõrgust ajafunktsioonina suvalisel ajal ja suvalises asukohas Maal. Akna ülemine osa näitab graafiliselt püstteljel kõrgust ja rõhtteljel aega. Aeg on näidatud standardse kohaliku ajana graafiku all ning täheajana graafiku kohal. Graafiku alumine osa on roheka tooniga, mis annab märku, et selle osa punktid asuvad allpool horisonti.

Graafikut saab mitmeti muuta. Kõige lihtsam on kirjutada mõne taevakeha nimetus väljale Nimi ning vajutada klahvi Enter või nuppu Joonista. Kui sisestatud tekst andmebaasist leitakse, lisatakse graafikule vastava taevakeha kõver. Vajaliku taevakeha leidmiseks võib klõpsata ka nuppu Lehitse, mis avab objekti otsingudialoogi. Kui soovid lisada punkti, mida objektide andmebaasis ei ole, kirjuta selle nimi ja anna seejärel vajalikud väärtused väljadel OT ning Kääne. Seejärel klõpsa omaloodud objekti lisamiseks graafikule nuppu Joonista (arvesta, et sul tuleb määrata nimi, mida andmebaasis ei leidu).

Kui lisad graafikule mõne objekti, joonistatakse selle kõver valge jämeda joonega ning objekti nimi lisatakse all paremal asuvasse nimekirjakasti. Kõik varasemad objektid on kujutatud peenema punase kõveraga. Seda, millist objekti näidatakse valge jämedama joonega, saab valida klõpsuga soovitud objekti nimel nimekirjakastist.

Kõverad näitavad objektide kõrgust (nurka horisondi kohal) ajafunktsioonina. Kui kõver liigub madalaimast punktist ülespoole, on tegemist tõusuga, kui kõrgeimast punktist allapoole, siis loojumisega. Siin toodud pildil võib näiteks näha, et väikeplaneet Quaoar tõuseb umbes 15:00 kohaliku aja järgi ja loojub umbes 04:00.

Objekti kõrgus sõltub vaatleja asukohast Maal ning ajast. Vaikimisi võtab abivahend üle KStarsis parajasti kehtiva asukoha ja aja. Neid saab muuta kaardil Kuupäev ja asukoht. Asukoha muutmiseks klõpsa nuppu Vali linn..., mis avab geograafilise asukoha dialoogi, või sisesta pikkus- ja laiuskraad käsitsi vastavatele väljadele ning klõpsa nupule Uuenda. Kuupäeva muutmiseks kasuta valimist võimaldavat elementi Kuupäev ning klõpsa seejärel nupule Uuenda. Arvesta, et kuupäeva ja/või aja muutmisel uuendatakse automaatselt ka kõiki varem joonistatud kõveraid.

---

---

Abivahend “Mis on täna vaadata?” näitab taevakehi, mida võib ükspuha millises asukohas ükspuha millise kuupäeva öösel vaadelda. Vaikimisi määratakse kuupäev ja asukoht parajasti peaaknas kehtivate väärtuste põhjal, kuid seda on äärmiselt lihtne muuta, tarvitades abivahendi akna ülaosas asuvaid nuppe Muuda kuupäeva ja Muuda asukohta

Abivahend näitab ka valitud kuupäeva kohta mõningaid tavapäraseid astronoomilise kalendri andmeid: Päikese ja Kuu tõusu- ja loojanguaeg, öö kestvus ning Kuu valgustatus.

Nende andmete all on näha info taevakeha kohta. Objektid on jagatud vastavalt tüübile kategooriatesse. Taevakeha tüübi saab valida kastis Kategooria valimine ning kõiki antud tüüpi taevakehi, mis valitud ööl horisondi kohal asuvad, näeb kastis Sobivad objektid. Pildil on näiteks valitud kategooria Planeedid ning näha on neli planeeti, mida antud ööl näha võib (Marss, Neptuun, Pluuto ja Uraan). Nimekirjast mõnda taevakeha valides näeb all paremal asuval paneelil selle tõusu-, kulminatsiooni- ja loojumisaega. Lisaks võib klõpsata nupule Objekti üksikasjad..., mis avab antud objekti üksikasjaliku info akna

Vaikimisi näitab abivahend taevakehi, mis asuvad horisondi kohal päikeseloojangu ja kesköö vahel (s.t. “õhtul”). Mõistagi võid valida ka nende taevakehade näitamise, mis on horisondi kohal kesköö ja koidiku (“hommikul”) või loojangu ja koidiku (“suvalisel ajal täna öösel”) vahel. Seda aitab teha akna ülaosas asuv liitkast.

KDE rakendusi saab juhtida väljastpoolt mõnest muust rakendusest, konsoolilt või shelliskriptiga niinimetatud töölaua kommunikatsiooniprotokolli kasutades (Desktop COmmunication Protocol, DCOP). KStars kasutab seda võimalust ära selleks, et võimaldada ka üpris keerukat käitumist kirja panna ning suvalisel ajal käivitada skripti abil. Seda on võimalik näiteks tarvitada koolitundides demona mõne astronoomilise mõiste selgitamisel.

DCOP-skriptide hädaks on see, et nende kirjutamine näeb välja nagu korralik programmeerimine ja kui kasutajal ei ole programmeerimisega erilisi kokkupuuteid, võib see lausa eemale peletada. Skriptilooja pakub omalt poolt GUI, mis laseb ka lihtsalt hiirega klõpsates luua KStarsile DCOP-skripte, olgu need siis kui tahes keerukad.

Skriptilooja sissejuhatus

Enne skriptilooja kasutamise selgitamist tutvustan lühidalt kõiki GUI elemente. Kui soovid nende kohta rohkem infot, kasuta võimalust "Mis see on?"

---

---

Nagu pildil näha, asub skriptilooja vasakul pool käesoleva skripti kast, kus on näha käsud, millest koosneb parajasti töötav skript. Paremal asub funktsioonivalija, mis näitab kõiki saadaolevaid skriptifunktsioone. Funktsioonivalija all on väike paneel, mis näitab valijas esile tõstetud funktsiooni kohta lühiinfot. Käesoleva skripti kasti all paikneb funktsiooni argumentide paneel, kus juhul, kui mõni funktsioon on ära märgitud käesoleva skripti kastis, on näha kõigi skriptile vajalike argumentide väärtused.

Akna ülaosas on nupurida, mis võimaldab manipuleerida skripti kui tervikuga. Paremalt vasakule on nupud järgmised: Uus skript, Ava skript, Salvesta skript, Salvesta skript kui... ja Testi skripti. Nende mõte peaks olema ilmselge, kui vahest välja jätta viimane nupp. Klõps nupule Testi skripti püüab käivitada käesoleva skripti KStarsi peaaknas. Skriptilooja aken oleks mõttekas enne selle nupu kasutamist kuhugi kõrvale nihutada, et näha, mida skript siis KStarsis ette võtab.

Keset akent on nupurida, mis manipuleerib konkreetsete skriptifunktsioonidega. Ülalt alla on nupud järgmised: Lisa funktsioon, Eemalda funktsioon, Kopeeri funktsioon, Liiguta üles ja Liiguta alla. Lisa funktsioon lisab funktsioonivalijas parajasti esile tõstetud funktsiooni käesoleva skripti kasti (funktsiooni saab lisada ka selle nimel topeltklõpsu tehes). Ülejäänud nupud käivad käesoleva skripti kohta, eemaldades sealt esile tõstetud funktsiooni, kopeerides selle või muutes selle asukoha skriptis.

INDI seadmete automatiseerimine

Kõik INDI-ga ühilduvad seadmed toetavad seadmete ajastamist ja automatiseerimist. KStarsi skriptilooja abil võib panna suvalise arvu seadmeid ette võtma ka väga keerukaid operatsioone. Seda võimaldab KStarsi INDI DCOP-liides, mis pakub kõikvõimalike ülesannete tarbeks erinevaid funktsiooniklasse. INDI DCOP-funktsioonid võib jagada viide erinevasse klassi. Järgnevalt anname ülevaate KStarsis toetatud funktsioonidest ja nende argumentidest. Äärmiselt soovitatav on lugeda INDI põhimõtteid tutvustavat osa, sest me kasutame neid siin ohtralt.

1. Seadmete üldised funktsioonid: seadmete loomise/sulgemise funktsioonid jne.

   • startINDI (QString seadmeNimi, bool useLocal) : INDI-teenuse loomine kohalikuna või serverina.

   • shutdownINDI (QString seadmeNimi) : INDI-teenuse lõpetamine.

   • switchINDI(QString seadmeNimi, bool turnOn) : INDI-seadme ühendamine või lahutamine.

   • setINDIPort(QString seadmeNimi, QString port) : seadme ühenduse pordi määramine.

   • setINDIAction(QString seadmeNimi, QString toiming) : INDI-toimingu aktiveerimine. Toiming võib olla lülitamisomaduse mis tahes element.

   • waitForINDIAction(QString seadmeNimi, QString toiming) : paus skripti täitmises, kuni määratud toimingu omadus tagastatakse OK-staatusega.

2. Teleskoobifunktsioonid: teleskoobi liikumist ja olekut kontrollivad funktsioonid.

   • setINDIScopeAction(QString seadmeNimi, QString toiming) : teleskoobi režiimi või toimingu määramine. Võimalikud valikud on SLEW, TRACK, SYNC, PARK ja ABORT.

   • setINDITargetCoord(QString seadmeNimi, double otsetõus, double kääne) : määrab teleskoobi JNow sihtkoordinaadid otsetõusule ja käändele.

   • setINDITargetName(QString seadmeNimi, QString objektiNimi) : määrab teleskoobi JNow sihtkoordinaadid objektiNime koordinaatidele. KStars otsib objekti nime oma andmebaasist ja hangib leidmise korral selle otsetõusu ja käände.

   • setINDIGeoLocation(QString seadmeNimi, double pikkuskraad, double laiuskraad) : määrab teleskoobi geograafilise asukoha määratud pikkus- ja laiuskraadile. Pikkuskraadi arvestatakse Greenwichist (Suurbritannia) ida poole. Kuid kuigi läänepoolkera kohta kasutatakse sageli negatiivseid pikkuskraade, nõuab INDI, et pikkuskraad jääks 0 ja 360 vahele. See tähendab, et kui sul on kasutada negatiivne pikkuskraad, tuleb sellele liita 360 kraadi, et saada INDI-le sobilik väärtus. Näiteks Kanada linna Calgary koordinaadid KStarsis on järgmised: pikkuskraad -114 04 58; laiuskraad 51 02 58. Nii on meie näite korral INDI pikkuskraad 360 - 114,093 = 245,917 kraadi.

   • setINDIUTC(QString seadmeNimi, QString UTCDateTime) : määrab teleskoobi UTC kuupäeva ja kellaaja ISO-8601 vormingus. Vorminguks on YYYY-MM-DDTHH:MM:SS (nt. 2004-07-12T22:05:32).

3. Kaamera/CCD funktsioonid: kaamera/CCD omaduste ja oleku kontrollimise funktsioonid.

   • setINDICCDTemp(QString seadmeNimi, int temp) : määrab CCD-kiibi sihttemperatuuri Celsiuse kraadides.

   • setINDIFrameType(QString seadmeNimi, QString tüüp) : määrab CCD kaadritüübi. Võimalikud valikud on FRAME_LIGHT, FRAME_BIAS, FRAME_DARK ja FRAME_FLAT.

   • startINDIExposure(QString seadmeNimi, int aegumine) : käivitab CCD/kaamera särituse sekunditeks, mille määrab aegumine.

4. Fokuseerija funktsioonid: fokuseerija liikumist ja olekut kontrollivad funktsioonid.

   • setINDIFocusSpeed(QString seadmeNimi, QString toiming) : määrab fokuseerija kiiruse. Võimalikud valikud on FOCUS_HALT, FOCUS_SLOW, FOCUS_MEDIUM ja FOCUS_FAST.

   • setINDIFocusTimeout(QString seadmeNimi, int aegumine) : määrab sekundites iga järgneva startINDIFocus operatsiooni kestuse.

   • startINDIFocus(QString seadmeNimi, int fookuseSuund) : liigutab fokuseerijat kas sissepoole (fookuseSuund = 0) või väljapoole (fookuseSuund = 1). Operatsiooni kiiruse ja kestuse saab määrata funktsioonidega setINDIFocusSpeed() ja setINDIFocusTimeout().

5. Filtrifunktsioonid: filtri positsiooni kontrollivad funktsioonid.

   • setINDIFilterNum(QString seadmeNimi, int filtri_number): annab filtrile positsiooni filtri_number. Viimaste aliaseid saab omistada dialoogis INDI seadistamine, mille saab avada menüüst Seadmed (nt. Filter 1 = punane, Filter 2 = roheline jne.).

Pane tähele, et kõigis INDI-funktsioonides on esimene argument seadme nimi. See võimaldab liita ühte skripti erinevaid käske, mida saata erinevatele INDI-seadmetele. Skriptilooja pakub kaks võimalust lihtsustada INDI-skriptide loomist ja muutmist:

• WaitForINDIAction lisamine iga INDI-toimingu järele: märkimisel lisab skriptilooja automaatselt funktsiooni waitForINDIAction() iga tuntud toimingu järele. Kui näiteks lisad skriptile funktsiooni switchINDI() ja antud valik on sisse lülitatud, lisab skriptilooja kohe funktsiooni switchINDI() järele skripti "waitForINDIAction CONNECTION". See sunnib skripti pausi tegema pärast käsu switchINDI() andmist seni, kuni switchINDI() tagastatakse OK-staatusega (st. seadme ühendamine oli edukas). Äärmiselt oluline on silmas pidada, et skriptilooja ei saa funktsiooni waitForINDIAction() automaatselt lisada üldistele toimingutele, mis on lisatud funktsiooni setINDIAction() kasutades. Selle põhjuseks on asjaolu, et KStarsil puudub võimalus määrata üldiste funktsioonide eellasomadus. Seetõttu tuleb soovi korral waitForINDIAction() üldiste toimingute järele ise käsitsi lisada.

• INDI-seadme nime korduvkasutus: märkimisel täidetakse kõigi järgnevate funktsioonide seadmenimeväli automaatselt viimati kasutatud seadme nimega. Viimase seadme nimi määratakse iga kord, kui skriptile lisatakse funktsioon startINDI(). Mitme seadme kasutamisel ei ole mõttekas seda võimalust sisse lülitada.

Nüüd oleme valmis looma demoskripti, mis juhib LX200 GPS teleskoopi, millele lisandub Finger Lakesi CCD-kaamera. Ülesanne on lihtne. Me tahame, et teleskoop asuks jälgima Marssi, seejärel aga peaks kaamera tegema 20-sekundiliste vahedega kolm 10-sekundilist võtet.

Oluline

Et INDI DCOP-liides ei anna otsest tagasisidet seadme operatsioonide ja parameetrite (välja arvatud waitForINDIAction()) edenemise, väärtuse ega oleku kohta, kujutab seadmete automatiseerimine KStarsis endast sisuliselt otsejuhtimist. Sellistes süsteemides puudubki tavaliselt vahetu tagasiside süsteemi edenemise kohta, samuti pole võimalik jooksvalt vigu korrigeerida. Seepärast tuleb seadmete automatiseerimise skriptid väga hoolikalt kirja panna ja neid igakülgselt testida, enne kui lõplikult kasutusele võtta.

---

---

Demoskripti näeb siintoodud pildil. Pane tähele, et "WaitForINDIAction lisamine iga INDI-toimingu järele" on sisse lülitatud, "INDI-seadme nime korduvkasutus" aga mitte. Esimene lisatav funktsioon on startINDI(), nagu ka pildil näha. Me tahame oma seadmed panna tööle kohalikuna, sestab ei ole funktsiooni argumentide aknas vajalik muuta teenuse režiimi. Paneme kirja seadme nime, kõigepealt siis teleskoobi "LX200 GPS". Kordame sama operatsiooni, et panna kirja "FLI CCD". Selle järel on funktsioon waitFor(). Üldiselt on soovitatav kasutada funktsiooni waitFor() kohe funktsiooni startINDI() järel, et peatada skript 1-5 sekundiks. Nii saab tagada kõigi omaduste korrektse loomise ja nende valmisoleku käsklusi vastu võtma. See tuleb kasuks ka võrguseadmete juhtimisel, sest omaduste hankimine ja loomine võib võtta veidi aega. Järgmise funktsiooniga switchINDI() ühendame mõlemad seadmed.

Meil oli juba valik "WaitForINDIAction lisamine iga INDI-toimingu järele" sisse lülitatud, nii ei ole meil vaja lisada funktsiooni waitForINDIAction() funktsiooni switchINDI() järele, et tagada skripti täitmine ainult juhul, kui ühendus õnnestub luua. Seda teeb skriptilooja meie eest automaatselt ise. Nüüd seame teleskoobi jälgimisrežiimi, klõpsates funktsioonil setINDIScopeAction() ja valides TRACK. Pane tähele, et teleskoop tuleb panna jälgima enne seda, kui anda koordinaadid, mida see peab jälgima. Funktsioon setINDIScopeAction() on õigupoolest lihtsalt mugavuse pärast - meiegi näites annab see lihtsalt üldise funktsiooni setINDIAction(), millele järgneb võtmesõna TRACK. Funktsiooni setINDIScopeAction() kasutamise eeliseks on siiski see, et KStars lisab vajaduse korral selle järele automaatselt waitForINDIAction(). See võimalus ei ole muidu, nagu eespool mainitud, automaatselt kättesaadav üldiste toimingute puhul.

Nüüd kasutame funktsiooni setINDITargetName() ja valime siin Marsi. Viimaste sammudega tuleb meil määrata 10-sekundiliste võtete tegemine, milleks on funktsioon startINDIExposure() ning nende vahele 20-sekundiliste intervallide jätmine, milleks tuleb funktsioonile waitFor() anda väärtuseks 20.

Nüüd võime skripti salvestada ja millal tahes käivitada. Salvestatud skript näeb välja selline:

#!/bin/bash
    #KStars DCOP script: Demo Script
    #by Jasem Mutlaq
    #last modified: Thu Jan 6 2005 09:58:26
    #
    KSTARS=`dcopfind -a 'kstars*'`
    MAIN=KStarsInterface
    CLOCK=clock#1
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDI "LX200 GPS" true
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDI "FLI CCD" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 3
    dcop $KSTARS $MAIN  switchINDI "LX200 GPS" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" CONNECTION
    dcop $KSTARS $MAIN  switchINDI "FLI CCD" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" CONNECTION
    dcop $KSTARS $MAIN  setINDIScopeAction "LX200 GPS" TRACK
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" ON_COORD_SET
    dcop $KSTARS $MAIN  setINDITargetName "LX200 GPS" Mars
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" EQUATORIAL_EOD_COORD
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 20
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 20
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION

Märkus

INDI teek pakub väga võimsat skriptimistööriista, mis lubab arendajatel luua ka väga keerukaid skripte. Sellest räägib lähemalt INDI arendajate käsiraamat.

---

---

See abivahend näitab Päikesesüsteemi mudelit ülaltvaates. Päikest kujutab kollane punkt joonise keskel, planeetide orbiidid on näidatud korrektsete suhteliste diameetritega ringidena, mille keskpunktiks on Päike. Iga planeedi hetkeasukoht on näidatud värvilise punktina, selle juures on ka nimesilt. Vaadet saab suurendada ja vähendada klahvidega + ja -, seda on võimalik uuesti tsentreerida nooleklahvidega või topeltklõpsuga kuskil aknas. Kindlale planeedile saab vaate tsentreerida ka klahvidega 0–9 (0 on Päike, 9 Pluuto). Vaadet planeedile tsentreerides hakatakse seda ühtlasi ajas jälgima.

Päikesesüsteemi vaatajal on omaenda, KStarsi peaakna omast sõltumatu kell. Siin saab kasutada ka peaakna tööriistariba omale sarnanevat ajasammu määramise abivahendit. Vaikimisi on ajasammuks 1 päev (nii on võimalik näha planeetide liikumist) ning abivahendit avades on kell peatatud.

---

---

See abivahend näitab ajas Jupiteri nelja suurema kuu (Io, Europa, Ganymedes ja Kallisto) asukohta Jupiteri suhtes. Aeg on näidatud püstteljel, ühikuteks päevad, kus “aeg=0,0” vastab praegusele ajahetkele. Rõhttelg näitab nurkkaugust Jupiteri asukohast kaareminutites. Erinevust mõõdetakse Jupiteri ekvaatori suhtes. Iga kuu joonistab Jupiteri ümber tiiru tehes ajas sinusoidi. Iga trajektoor on tähistatud eristamise hõlbustamiseks erineva värviga, mida aitavad selgitada akna ülaosas asuvad nimesildid.

Graafikut saab manipuleerida klaviatuuri abil. Ajatelge võib laiendada või kokku suruda klahvidega + ja -. Akna keskel näidatavat aega saab muuta klahvidega [ ja ].

---

---

Vaatlusnimekirja mõte on pakkuda mugavat võimalust võtta enda valitud objektidega ette teatud levinud toiminguid. Objekte saab nimekirja lisada kontekstimenüü käsuga “Lisa nimekirja” või ka lihtsalt klahvile O vajutades, kui soovid lisada parajasti valitud objekti.

Nimekirjas olevaid objekte saab sorteerida mis tahes andmeveeru järgi (nimi, otsetõus, kääne, tähesuurus, tüüp). Objektiga mingi toimingu ettevõtmiseks vali see nimekirjas ja klõpsa seejärel akna ülaosas asuvatele toimingunuppudele. Mõningaid toiminguid saab sooritada ka siis, kui valitud on mitu objekti, mõningaid aga ainult ühe objektiga. Võimalikud toimingud on järgmised:

FITS ehk Flexible Image Transport System ehk paindlik pilditranspordisüsteem on astronoomias piltide ja andmete esitamise standard.

KStarsi FITS-i näitaja on põimitud INDI raamistikku tehtud FITS-pildite sujuvaks esitamiseks ja töötlemiseks. Lisaks saab FITS-i näitajaga toorandmeid ka hiljem töödelda. FITS-faili avamiseks kasuta menüükäsku Ava FITS..., mille leiad menüüst Fail, või kiirklahvi Ctrl+O.

FITS-i näitaja omadused:

---

---

Siinne pilt näitab FITS-i näitaja tööala ja akent. See tööriist võimaldab pilte vaadata ja teatud määral töödelda. FITS-i andmetihedus säilitatakse kõigi avamis-, salvestamis- ja töötlemisoperatsioonide ajal. Ehkki tööriist järgib FITS-i standardeid, ei toeta see absoluutselt kõiki FITS-i võimalusi:

Järgnevalt kirjeldame lühidalt tööriista erinevaid komponente:

Enamik teleskoope on varustatud kaugjuhtimist võimaldava RS232 liidesega. Ühenda oma teleskoobi RS232 pistik arvuti jada-/USB porti. Traditsiooniliselt ühendatakse RS232 arvuti jadaporti, kuid paljud uuemad sülearvutid on jadapordist USB/FireWire pordi kasuks loobunud, mistõttu nende korral tuleks kasutada jadaport->USB adapterit.

Pärast teleskoobi ühendamist jada-/USB porti lülita teleskoop sisse. On äärmiselt soovitatav laadida alla ja paigaldada teleskoobi kontrolleri uusim püsivara (firmware).

Enne kasutamist tuleb teleskoop korralikult monteerida. Kuidas seda teha, peaks olema kirjas teleskoobi käsiraamatus.

KStars peab enne teleskoobiga ühendumist kontrollima aega ja asukohta. See tagab korrektse jälgimise ning teleskoobi ja KStarsi sünkroonsuse. Järgnevad sammud aitavad sul võtta ühendust arvutiga ühendatud seadmega. Seda, kuidas võtta ühendust ja juhtida võrguseadmeid, vaata võrguseadmete juhtimisele pühendatud osast.

Teleskoobi seadistamisnõustaja abil saab kogu vajaliku info märksa lihtsamalt sisestada. See uurib ka automaatselt porte, et leida ühendatud teleskoobid. Nõustaja saab käivitada menüükäsuga Teleskoobi seadistamisnõustaja, mille leiab menüüst Seadmed.

Kohaliku teleskoobi ühendamiseks võta aga palun ette järgmised sammud:

Nüüd oled valmis kasutama seadme võimalusi. KStars lubab seda teha kahe teleskoopide juhtimist võimaldava graafilise kasutajaliidese abil:

Soovi ja vajaduse korral saab mõlemat liidest üheaegselt ja korraga kasutada. Tegevused taevakaardil peegelduvad automaatselt INDI juhtimiskeskuses ja vastupidi.

Teleskoobi ühendamiseks valida seadme hüpikmenüüst käsk Ühenda või siis klõpsata nupule Ühenda seadme kaardil INDI juhtimiskeskuses.

KStars kohandab teleskoobi pikkus- ja laiuskraadi ning aja automaatselt vastavaks KStarsi väärtustele. Sellise uuendamise saab lubada või keelata menüüst Seadmed käsuga INDI seadistamine avatavas dialoogis.

Kui KStars saab teleskoobiga edukalt ühenduse, hangib ta teleskoobilt OT ja käände ning näitab taevakaardil ristikesega, kuhu teleskoop on suunatud.

Ja ongi kõik! Nüüd võid teleskoobiga taevalaotust uurima asuda.

KStars toetab järgmisi pildistamisseadmeid:

CCD-sid ja videohõiveriistu saab käivitada seadmehalduris, mille saab avada menüüst Seadmed. Nagu muudegi INDI seadmete korral, saab mõningaid riista omadusi juhtida otse taevakaardilt. Täielikult saab seadet juhtida INDI juhtimiskeskuse vahendusel.

Kaadrite hõive standardvorming on FITS. Kui kaader on tabatud ja alla laetud, on seda võimalik vaadata KStarsi FITS-i näitajas. Kaadrite jada hõiveks kasuta võimalust Taeva pildistamine, mille leiab menüüst Seadmed. Seda kirjet saab kasutada ainult siis, kui oled ühenduses mõne vastava seadmega.

Taeva pildistamise tööriista saab kasutada kaadrite hankimiseks kaameratest ja CCD-dest interaktiivselt ja hulgi. Lisaks saab valida, millist filtrit ja kas üldse kaadrite jaoks kasutada. Seda tööriista saab kasutada ainult siis, kui on olemas ühendus mõne pildistamisseadmega.

---

---

Ülaltoodud pildil on näha näitlik pildistamisseanss. Tööriist pakub järgmisi valikuid:

vajalike valikute langetamise järel saab alustada pildistamisega, klõpsates nupule Käivita. Pildistamise saab peatada klõpsuga nupule Peata. Kõik kaadrid salvestatakse FITS-i vaikekataloogi, mille saab määrata dialoogis INDI seadistamine.

Kui sul on pildistamisele suuremad nõuded või pead järgima mingeid väga kindlaid nõudeid, on soovitatav luua just sinu vajadusi rahuldav skript, milleks saab kasutada menüüst Tööriistad leitavat skriptiloojat.

INDI seadistamise dialoogis saab muuta INDI kliendipoolseid seadistusi. Aken on jagatud neljaks kategooriaks: üldine, seadmete automaatne uuendamine, kuva ja ratasfilter: