Руководство пользователя KStars

Теперь вы установили место и время, можно и оглядеться. Изображение перемещается клавишами управления курсором. Если вы нажмёте клавишу Shift при перемещении, то его скорость удвоится. Изображение также можно перемещать, перетаскивая его мышью. Обратите внимание, что пока изображение перемещается, не все объекты на нём отображаются. Это сделано для снижения загрузки процессора при расчёте новых позиций объектов, и ускоряет перемещение (вы можете определить, что скрывать при перемещении в окне параметров отображения, этому посвящена следующая глава). Есть пять способов изменения масштаба экрана:

Обратите внимание, что при большом увеличении видны более слабые звёзды, которые не были видны при меньшем масштабе.

Уменьшайте масштаб до тех пор, пока вы не увидите зелёную кривую, представляющую горизонт в данном месте. Если вы не изменяли настройки KStars, то поверхность под линией горизонта будет равномерно закрашена зелёным цветом, представляющим поверхность Земли. Белая кривая изображает небесный экватор (воображаемая линия, разделяющая небесную сферу на северную и южную полусферы). Также на экране изображается коричневая кривая, которая изображает эклиптику — путь, проделываемый Солнцем по небу в течение года. Таким образом, Солнце всегда находится где-нибудь на эклиптике, а планеты никогда не бывают далеко от неё.

KStars показывает тысячи небесных объектов: звёзды, планеты, кометы, астероиды, кластеры, туманности и галактики. Вы можете выполнять некоторые действия над ними, получать дополнительные сведения о них. Щёлкнув на объекте, вы увидите некоторые сведения о нём в панели состояния, а просто задержав на нём курсор мыши, вы увидите подсказку с его названием. Двойной щелчок отцентрирует карту на этом объекте и начнёт отслеживать его (так что даже при перемещении его по карте, он всё равно будет оставаться в центре экрана). Щелчок правой кнопкой мыши по объекту вызовет его контекстное меню.

Контекстные меню

Вот пример всплывающего, вызываемого по щелчку правой кнопкой мыши для туманности Ориона:

---

---

Содержание всплывающего меню частично зависит от типа объекта, по которому щёлкнули правой кнопкой, но основная структура такова:

Верхний раздел содержит сведения (т.е. их нельзя выбрать) - имя объекта и его тип, время восхода, транзита и захода. Объект может быть и за Полярным кругом, это значит его никогда не видно в текущем географическом положении.

Средний раздел содержит возможные действия над объектом, например Центрировать и привязать, Угловое расстояние до..., Информация об объекте..., Поставить метку, Добавить/Удалить щлейф (только для тел Солнечной системы). Смотрите описание контекстного меню чтобы узнать полное описание действий.

Нижний раздел содержит ссылки на изображение и/или web-ресурсы по данному объекту. Если вы знаете такие ресурсы и их нет в программе, вы можете воспользоваться пунктом Добавить ссылку.... Более детальная информация по контекстным меню

Поиск объектов

Вы можете производить поиск по именованным объектам утилитой Поиск объекта, которую можно вызвать соответствующей кнопкой на панели инструментов, через пункт Поиск объекта... меню Указание, или комбинацией клавиш Ctrl+F. Окно Поиск объекта:

---

---

Окно содержит список именованных объектов, известных KStars. многие объекты лишь имеют числовой шифр в каталоге (например, NGC 3077), но некоторым всё же дали особое имя (например, галактика Водоворот, или Whirlpool Galaxy). Вы можете фильтровать список по имени и по типу объекта. При вводе текста в поле имени, в списке остаются лишь объекты, чьи имена начинаются с введенного текста.

Для центровки экрана на объекте, выделите его и нажмите Ok. Если объект находится ниже горизонта, вам придётся сделать Землю невидимой в окне Параметры отображения, или нажатием соответствующей кнопки на панели инструментов Вид.

Это заключает наш обзор KStars, не смотря на то, что мы коснулись лишь мизерной части всех возможностей. KStars включает в себя множество астрономических утилит, позволяет управлять вашим телескопом напрямую, предоставляет широкие возможности по настройке своей работы. Кроме собственно справки по программе, это руководство включает также набор кратких статей, касающихся некоторых явлений и концепций астрономии, в рамках проекта Астроинфо.

Когда KStars запускается, время устанавливается по системному вашего компьютера и виртуальные часы KStars идут в соответствии с реальным временем. Если вы хотите остановить, часы выберите Остановить часы в меню Время, или просто щёлкните по значку Пауза в панели инструментов. вы можете заставить виртуальные часы идти быстрее или медленнее реального времени, или заставить их идти назад, используя текстовую строку с кнопками вверх/вниз шаг времени на панели инструментов. Эта строка включает две кнопки вверх/вниз. Первая выбирает одно из 83 значений шага времени, одно за другим, вторая выбирает следующую большую (или меньшую) единицу времени, что позволяет быстро изменить шаг приращения времени.

Изменять дату и/или время можно с помощью пункта Установить время... меню Время, либо щёлкая мышью на иконке Часы панели инструментов. Окно Установка времени использует стандартный графический диалог KDE Установка времени, включающий три ползунка для настройки часов, минут и секунд. Если вам надо переустановить часы в текущее время, просто выберите пункт Текущее меню Время.

KStars обладает множеством настроек, доступ к которым можно получить, открыв окно Параметры KStars, нажав кнопку с пиктограммой гаечного ключа на панели инструментов или выбрав Настроить KStars... из менюНастройка. Окно изображено ниже:

---

---

В окне Настройки KStars пять вкладок: Каталоги, Направляющие, Солнечная система, Цвета и Дополнительно. Под вкладками вы можете выбрать одну из координатных систем: горизонтальную или экваториальную. обратите внимание, что изменения, сделанные вами в этом окне, немедленно отражаются на карте, но не сохраняются, пока вы не нажмёте кнопку ОК.

На вкладке Каталоги вы можете определить, какие каталоги объектов использовать при рисовании карты. Каталог звёзд SAO также позволяет установить «границы по яркости» для звёзд и границы по величине (яркости) для отображения имён и/или величин звёзд. Ниже находится поле, содержащее список доступных каталогов удалённых объектов. Используемые в работе каталоги отмечены флажками. вы можете добавлять свои собственные каталоги кнопкой Добавить другой каталог..., при этом откроется окно Добавить каталог, где вы сможете указать файл пользовательского каталога. Чтобы получить более подробные инструкции по добавлению собственного каталога обратитесь к документу README.customize, входящему в поставку KStars.

На вкладке Солнечная система вы можете выбрать, должны ли отображаться Солнце, Луна, кометы и астероиды, и должны ли большие тела отображаться цветными кружочками, или их реальными фотографиями.Также вы можете выбрать, должны ли тела Солнечной Системы отображаться с их названиями, и изменять количество астероидов с названиями. Кроме того, здесь имеется опция рисовать отрезок «Видимой орбиты»где вы можете выбрать рисовать видимые орбиты объектов солнечной системы, или нет, а также их цвет и его угасание к цвету неба.

На вкладке Направляющие можно определить, показывать ли информацию, не относящуюся к объектам (i.e. линии созвездий, названия созвездий, контур Млечного пути, небесный экватор, эклиптику, линию горизонта и непрозрачную землю). вы также можете указать, должны ли названия созвездий приводиться на латыни, стандартными трехбуквенными аббревиатурами IAU или на вашем языке.

Настройки на вкладке Цвета дают возможность выбрать цветовую схему и определить собственные цветовые схемы. Вкладка разделена на две части:

Слева приведен список отображаемых элементов с текущими цветами. Щелчок по любому из них вызовет окно выбора цвета. Под списком находится поле Цвета звёзд. По умолчанию KStars изображает звёзды в естественной гамме в соответствии с их спектральным типом. Как бы то ни было, вы можете сделать так, чтобы звёзды изображались сплошными белыми, черными или красными кружками. Для природного цвета звезд можно выбрать уровень насыщенности цвета в поле Яркость цвета звёзд.

Справа расположен список установленных цветовых схем. Заранее установленных схем четыре: «Цвета по умолчанию», «Звёздная карта» с чёрными звёздами на белом фоне, «Ночное небо», где используются только оттенки красного для защиты глаз, привыкших к темноте, и Ночь без луны, более реалистичная тёмная схема. Кроме того, вы можете сохранить текущие настройки цвета как свою схему, нажав кнопку Сохранить настройки цветов.... Вам будет предложено ввести имя новой схемы, затем она будет появляться в списке при всех последующих запусках KStars. Чтобы удалить собственную схему, просто выделите её в списке и нажмите кнопку Удалить цветовую схему.

Вкладка Дополнительно позволяет производить тонкую настройку поведения KStars.

Флажок Исправлять атмосферное преломление показывает, нужно ли учитывать при прорисовке искажения атмосферы. Так как атмосфера является сферической оболочкой, свет, падающий на атмосферу, «отклоняется» так, как будто он попал в телескоп или в глаза с поверхности Земли. Этот эффект проявляется сильнее для объектов расположенных близко к горизонту, и фактически вычисленное восхождение или установленное время для объектов на несколько минут. Фактически, когда вы «видите» закат, в действительности Солнце находиться уже за горизонтом, но атмосферное преломление позволяет видеть Солнце над горизонтом. Заметьте, что атмосферное преломление не учитывается, если вы используете Экваториальные координаты.

Флажок Использовать анимированное вращение определяет, как должен изменяться экран при изменинии точки выбора (фокуса) на карте. По умолчанию, вы видите на экране медленное перемещение или «вращение» на новую точку выбора; если вы уберёте этот флажок, то изображение «перепрыгнет» сразу на выбранную точку фокуса.

Если флажокприкрепить метку к выделенному объекту установлен, то название объекта автоматически будет прикрепляться к объекту, когда начинает прорисовываться его орбита. Метка удаляется, если орбита больше не прорисовывается. Заметьте, что вы можете также вручную прикрепить имя к любому объекту с помощьюконтекстного меню.

Существует три ситуации, когда KStars должна очень быстро перерисовать экран: когда выбрана новая точка фокуса (и выбрана опция Использовать анимированное вращение), когда карта неба перетаскивается мышью, и когда выбран достаточно большой шаг по времени. В этих случаях, координаты всех объектов на карте неба, будут пересчитаны так быстро, как это возможно, что может привести к сильной загрузке центрального процессора. Если CPU не справляется, то перемещения карты будут медленными или скачкообразными. Чтобы сгладить движение, KStars будет скрывать часть объектов в ситуациях, требующих быстрой перерисовки, пока выбрана опция Скрывать объекты при перемещении. Значение шага времени, выше которого часть объектов будет скрываться, значением Скрывать, если шаг времени больше:. вы можете выбрать, какие объекты следует скрывать с помощью группы элементов управления Параметры скрытия объектов.

Есть несколько способов изменить экран на ваш вкус.

Для изучения неба необходимо уметь определять, где находятся его элементы. Для этого астрономы придумали несколько систем координат. Каждая из них использует координатную сетку, спроецированную на небесную сферу, по аналогии с системой географических координат для поверхности Земли. Эти координатные системы различаются только выбором фундаментальной плоскости, разделяющей сферу на равные полушария по границе большого круга (фундаментальной плоскостью системы географических координат является экватор). Каждая из координатных систем названа по своей фундаментальной плоскости.

Небесный экватор - это воображаемый большой круг на небесной сфере. Это понятие лежит в основе экваторияальной системы координат и определяется как геометрическое место точек с нулевым наклоном. Он также является проекцией экватора Земли на небо.

Небесный экватор и эклиптика заходят в угле в 23.5 градусов в небе. Они пересекаются в точках весеннего и осеннего равноденствия.

Получается, что небо двигается с востока на запад, завершая полный круг за 24 (звездных) часа. Причиной этого феномена является вращение Земли вокруг своей оси. Земная ось пересекает небесную сферу в двух точках. Они называются полюсами мира. Они зафиксированы относительно Земли и кажется, будто все остальные точки вращаются вокруг них. Полюса мира также являются полюсами экваториальной системы координат, откуда следует их отклонение на +90 и -90 градусов (для северного и южного полюсов мира соответственно).

Сейчас северный полюс мира имеет примерно те же координаты, что и яркая Полярная звезда (лат. Polaris). Отсюда следует её важность для навигации: она не только всегда находится в точке севера, но и угол её высоты почти всегда равен географической широте наблюдающего (хотя Полярная звезда видна только из Северного полушария).

Тот факт, что Полярная звезда находится близко к полюсу — чистое совпадение. Фактически, из-запрецессии она может находиться рядом с полюсом только недолгое время.

Небесная сфера представляет собой воображаемую сферу огромного радиуса с единым центром — Землей. Все объекты, которые можно увидеть на небе, считаются расположенными на поверхности этой сферы.

Разумеется, мы знаем, что небесные объекты не расположены на поверхности сферы с центром в Земле, так зачем же нужна эта конструкция? Все, что мы видим на небе, расположено настолько далеко, что эти расстояния неизмеримы взглядом. И поскольку эти расстояния не определены, нам нужно всего лишь направление на объект, чтобы найти его на небе. В этом смысле, небесная сфера — очень практичная модель для отображения неба.

Направление на различные объекты неба могут быть оценены с помощью небесной координатной системы.

Эклиптика — это воображаемая граница большого круга на небесной сфере вдоль которой лежит путь солнца в течение года. Разумеется, в действительности движение Земли вокруг Солнца вызывает изменение видимого направления на Солнце. Плоскость эклиптики отклонена от небесного экватора на 23,5 градуса. Точки, в которых плоскость эклиптики пересекает небесный экватор, называются точками равноденствия.

Поскольку наша солнечная система относительно плоская, то орбиты планет практически лежат в плоскости эклиптики так же, как и зодиакальные созвездия. Благодаря этому эклиптика очень удобна в качестве ориентира при определении положения планет или зодиакальных созвездий, так как они буквально «следуют за солнцем».

Из-за 23.5-градусного наклона Эклиптики, высота Солнца в полдень изменяется на протяжении года, проходя путь Эклиптики через небо. Именно поэтому мы наблюдаем смену сезонов. Летом, Солнце высоко в небе и остаётся над горизонтом более 12 часов. Зимой же Солнце даже в полдень не поднимается высоко над горизонтом и солнецный день длится меньше 2 часов. Летом Земная поверхность получает солнценые лучи под более прямым углом, а значит данная площадь получает больше энергии в секунду, чем зимой.

Большинство людей знают, что весеннее и осеннее равноденствия — это календарные даты, означающие в северном полушарии начало весны и осени соответственно. А знаете ли вы, что это также и точки на небосводе?

Небесный экватор и плоскость эклиптики являются двумя большими кругами на небесной сфере, расположенными под углом в 23,5 градуса по отношению друг к другу. Точки их пересечения называются точками равноденствия. Точка весеннего равноденствия имеет координаты ПВ=0 часов, СКЛ=0 градусов. Точка осеннего равноденствия — 12 часов и 0 градусов соответственно.

Точки равноденствия играют важную роль в определении времени года. Поскольку они лежат на эклиптике, то солнце проходит через них каждый год. Проходя через точку весеннего равноденствия (обычно 21 марта), оно пересекает небесный экватор с юга на север, что означает окончание зимы в северном полушарии. И аналогично, когда солнце проходит через точку осеннего равноденствия (обычно 21 сентября), оно пересекает небесный экватор с севера на юг, что означает конец зимы в южном полушарии.

Положение на земле может быть определено с помощью сферической системы координат. Географическая («отображающая Землю») система координат совмещена с осью Земли. Для любой точки заданы два угла, измеряемые от центра Земли. Один из них, называющийся широтой, равен углу между точкой и экватором. Другой, называющийся долготой, равен углу вдоль экватора от точки на Земле (Гринвич, Англия, взят за нулевую точку отсчета долготы во всех современных государствах).

Взяв эти два угла, можно определить любое место на Земле. Например, Балтимор, Мэриленд (США) расположен на 39,3 градусов северной широты и 76,6 градусов западной долготы. То есть вектор, нарисованный от центра земли в точку, отклоненную на 39,3 градусов выше экватора и на 76,6 градусов западнее Гринвича в Англии, пройдет через Балтимор.

Экватор, очевидно, является важной частью координатной системы, он представляет собой точку отсчёта широты и среднюю точку между полюсами. Экватор является фундаментальной плоскостью географической системы коодинат. Все сферические системы координат определяют такую фундаментальную плоскость.

Линии постоянной широты называются параллелями. Они образуют круги на поверхности Земли, но только единственная параллель, образующая окружность большого круга, является экватором (широта = 0). Линии постоянной долготы называются меридианами. Меридиан, проходящий через Гринвич, называется нулевым меридианом (долгота = 0). Однако меридианы, в отличие от параллелей, все являются большими кругами и не параллельны: они пересекаются на полюсах.

Рассмотрим такую сферу, как Земля или небесная сфера. В сечении этой сферы любой плоскостью получается окружность на поверхности сферы. Если сечение проходит через центр сферы, то эта окружность и будет окружностью большого круга. Большие круги — это круги максимального радиуса, которые могут быть вырезаны в сфере. Точно так же кратчайшее расстояние между двумя точками сферы будет всегда вдоль такого большого круга.

В качестве примеров больших кругов можно привести: горизонт, небесный экватор и эклиптику.

Горизонт представляет собой линию, разделяющую землю и небо. Если быть точнее, эта линия делит все возможные направления на два класса: те, которые не пересекают Землю и те, которые пересекают. Во многих направлениях горизонт закрыт деревьями, зданиями, горами и т. п. Однако на корабле в море горизонт видим полностью.

Горизонт — это фундаментальная плоскость горизонтальной системы координат. Другими словами, это положение точек с нулевой высотой.

Как объяснено в статье Звёздное время, прямое восхождение объекта показывает звёздное время, когда он, двигаясь, пересечёт меридиан заданной точки. Часовой угол объекта определяется как разница между текущим звёздным временем данной точки и прямым восхождением объекта:

ЧУ_{объекта} = ЗВТ - ПВ_{объекта}

Таким образом, часовой угол объекта показывает, сколько звёздного времени прошло с тех пор, как объект пересёк меридиан данной точки. Это также угловое расстояние между объектом и меридианом, измеренное в часах (1 час = 15 градусов). Например, если часовой угол объекта равен 2,5 часам, то он прошёл через меридиан данной точки 2,5 часа назад и сейчас находится западнее меридиана на 37,5 градусов. Отрицательный часовой угол показывает время до следующего пересечения меридиана. Разумеется, нулевое значение часового угла означает, что объект находится на меридиане в данный момент.

Меридиан представляет собой воображаемую границу большого круга на небесной сфере, перпендикулярную локальному горизонту. Он проходит через точку Севера на горизонте, через полюс мира, зенит и точку Юга.

Поскольку он фиксирован по отношению к локальному горизонту, то звёзды будут пересекать местный меридиан при вращении Земли. Можно использовать время прямого восхождения и местное звёздное время, чтобы определить момент, когда объект пересечёт меридиан (см. статью Часовой угол).

Прецессией называют постепенное изменение направления оси вращения Земли. Ось вращения, описывая конус, проходит полную окружность за 26 тысяч лет. Если вы когда-нибудь крутили волчок или юлу, то «колебание» вращающейся вершины и есть прецессия.

Вместе со сменой оси вращения Земли меняется и положение полюсов мира.

Причина земной прецессии сложна. Во-первых, Земля не является совершенной сферой, она немного сплюснута, а это приводит к тому, что большой круг экватора больше «меридианных» больших кругов, проходящих через полюса. Во-вторых, Солнце и Луна не лежат в экваториальной плоскости Земли. В результате гравитационное взаимодействие с Луной и Солнцем на полюсах добавляет к линейной силе слабый вращательный момент. Этот момент и вызывает прецессию вращающегося тела.

Зенит — это такая точка на небосводе, которая будет над вами, если смотреть прямо вверх с земли. Более точно, это точка в небе с высотой в +90 градусов; это полюс горизонтальной системы координат. Геометрически это точка пересечения небесной сферы с линией из центра земли, проходящей через ваше местоположение.

Зенит по определению есть точка на локальном меридиане.

Юлианский календарь — это способ определения текущей даты простым подсчётом числа дней, прошедших с какой-то условной даты. Это количество дней называется юлианской датой, сокращенно ЮД. За начальную точку ЮД=0 взята следующая дата: 1 января 4713 года до н. э. (или 1 января -4712 года, так как года 0 не было). Юлианские даты удобны, так как позволяют считать разницу между событиями простым вычитанием двух чисел. Такие вычисления трудны в григорианском календаре (обычном для нас), поскольку в нём дни группируются в месяцы с различным числом дней, да и високосные годы вносят свою долю неразберихи.

Перевод из стандартной даты (григорианского стиля) в юлианский день и обратно лучше оставить специальной программе, которых множество на просторах интернета (разумеется, KStars это тоже делает!). Хотя вот простой пример перевода даты в юлианскую для заинтересовавшихся:

ЮД = Д - 32075 + 1461*(Г + 4800 + (М - 14) / 12) / 4 + 367*(М - 2 - (М - 14) / 12 * 12) / 12 - 3*((Г + 4900 + (М - 14) / 12) / 100) / 4

где Д обозначает день (1-31), М — месяц (1-12) и Г — год (1801-2099). Обратите внимание, что эта формула действует только для дат между 1801 и 2099. Более отдалённые даты потребуют более сложных преобразований.

Пример юлианского дня: ЮД = 2440588, что соответствует 1 января 1970 года.

Юлианские дни также используются для времени, которое описывается дробной частью полного дня. Нулем отсчета взято 12:00, полдень (а не полночь). Поэтому для 15:00 1 января 1970 года ЮД равен 2440588,125 (15:00 — три часа после полудня и 3/24=0,125 полного дня). Заметьте, что в юлианской дате всегда используется всемирное время, а не местное.

Астрономы используют определенные юлианские даты как важные точки отсчета, называемые эпохами. Так, например, часто используется J2000; это юлианский день для полудня 12:00 1 января 2000 года, ЮД = 2451545,0.

Много дополнительной информации о юлианских датах доступно в Интернете. Можно начать со страницы Морской Обсерватории США (U.S. Naval Observatory). Если к тому времени, как вы это будете читать, эта страница не будет доступна, просто поищите «Юлианский день (Julian Day)» вашей любимой поисковой машиной.

Движение Земли состоит из двух основных компонент. Во-первых, она вращается вокруг своей оси, совершая полный оборот за один день. Во-вторых, она вращается вокруг Солнца, совершая полный оборот за один год.

Обычно в одном календарном году 365 дней, но настоящий год (т.е. период обращения Земли вокруг Солнца, называемый также тропическим годом) немного больше, чем просто 365 дней. Другими словами, за полный оборот по орбите Земля успевает совершить 365,24219 оборотов вокруг собственной оси. Не стоит удивляться, вряд ли следовало ожидать, что эти виды движения будут синхронны. Данное расхождение и делает составление календарей немного затруднительным.

Что же случится, если мы просто отбросим эти 0,24219 оборота в конце каждого года и определим длину календарного года как 365,0 дней? Прежде всего, календарь — схема движения Земли вокруг Солнца. Если мы отбросим небольшую часть в конце каждого года, то год за годом календарь будет отставать всё больше и больше от действительного положения Земли на орбите. И через несколько веков зима начнётся в сентябре!

В действительности продолжительность года всегда определялась точно 365 днями, и календарь в результате «сдвигался» от природных времен года. В 46 году до н. э. Юлий Цезарь ввел юлианский календарь, который впервые в мире учитывал високосные годы: он решил, что каждый четвертый год будет содержать 366 дней, что даст, в среднем, год длиной 365,25 дней. Это, в основном, решило проблему сдвига календаря.

Хотя проблема и не была полностью устранена юлианским календарём, потому что тропический год все же не равен 365,25 дням, а равен 365,24219. Сдвиг календаря ещё оставался и спустя столетия стал заметным. И поэтому в 1582 году папа Григорий XIII ввёл григорианский календарь, который в целом основывался на юлианском, только в него добавили ещё одно правило о високосных годах: вековые года (те, которые заканчиваются на «00») являются високосными только если они делятся на 400. Поэтому года 1700, 1800, 1900 не стали високосными (какими они были бы в юлианском календаре), тогда как 2000 остаётся таковым. Это поменяло среднее значение года на 365,2425. Сдвиг все ещё сохраняется, но он так незначителен, что за 10000 лет приводит к ошибке в 3 дня. Григорианский календарь используется как стандартный в большинстве стран мира.

В своей повседневной жизни мы используем солнечное время. Его элементарной единицей являются сутки: время, за которое Солнце проходит по небу дугу в 360 градусов благодаря вращению Земли. Меньшие единицы являются просто частями суток:

Однако солнечное время имеет свои недостатки. На самом деле, за одни сутки Земля не поворачивается ровно на 360 градусов. Ведь Земля движется на орбите вокруг Солнца и проходит вдоль неё около 1 градуса в сутки (360 градусов / 365.25 дней = около 1 градуса). Поэтому за 24 часа направление на Солнце меняется на 1 градус. Следовательно, Земля должна повернуться на 361 градус, чтобы казалось, что Солнце сделало полный оборот на небе.

В астрономии нас интересует, сколько времени у Земли занимает один оборот по отношению к «фиксированным» звёздам, а не к Солнцу. Поэтому нужна шкала, не учитывающая вращение Земли по орбите вокруг Солнца, которая основывается только на том, сколько времени занимает один полный оборот Земли вокруг её оси по отношению к звёздам. Этот период оборота называют звёздными сутками. В среднем, они на 4 минуты короче солнечных благодаря тому самому дополнительному градусу. Вместо того, чтобы определять звёздные сутки как 23 часа и 56 минут, мы определим звёздный час, минуту и секунду аналогично с солнечными. Поэтому 1 солнечная секунда равна 1,00278 звёздных.

Звёздное время удобно при определении положения звёзд при заданном времени. Звёздное время делит одно полное обращение Земли вокруг оси на 24 часа; аналогично, карта звёздного неба делится по прямому восхождению на 24 часа и это не совпадение: местное звёздное время (МЗВ) определяет прямое восхождение точки на небе, пересекающей в данный момент местный меридиан. Поэтому если прямое восхождение звезды равно 05 ч 32 м 24 с, то она и будет на вашем меридиане в МЗВ=05:32:24. Более того, местное звёздное время показывает, как далеко объект расположен от меридиана. Например, тот же объект в МЗВ=06:32:24 (часом позже) будет находится на час западнее по прямому восхождению (на 15 градусов). Это угловое расстояние от меридиана называют часовым углом объекта.

Земля круглая и всегда наполовину освещена Солнцем. Однако из-за ее вращения освещенная часть постоянно сдвигается. Находясь на поверхности земли, мы воспринимаем это как смену дней. В любой момент времени на Земле есть места, переходящие из темной части в освещенную (что выглядит как рассвет). В это же время противоположная сторона Земли переходит из освещенной части в темную (тогда там сумерки). Таким образом, в любой момент в разных частях Земли разное время суток. Так что солнечное время определяется локально, описывая местное время суток.

Идея местного времени воплощается путем деления глобуса на 24 вертикальных полосы, называемые часовыми поясами. Местное время одинаково внутри каждого пояса, а разница между поясами равна одному часу с увеличением к востоку. Правда, это упрощенное представление, в действительности часовые пояса не ограничены прямыми линиями, потому что часто идут по границам государств и т. д.

Заметьте, что поскольку время в каждом следующем часовом поясе при движении на восток больше на час, чем в предыдущем, то если обойти все 24 пояса, то мы придем в то же место на день позже! Чтобы разрешить этот парадокс, была введена международная демаркационная линия суточного времени являющаяся границей часового пояса в Тихом океане, между Азией и Северной Америкой. Точки восточнее этой линии находятся в предыдущем дне по отношению к точкам западнее этой линии. Это приводит к интересным явлениям. Прямой перелет из Австралии в Калифорнию заканчивается раньше, чем начинается. Эта линия проходит через острова Фиджи, поэтому если у вас был неудачный день на западе Фиджи, можно перейти в восточную часть и прожить этот день еще раз.

Время на наших часах необходимо для оценки текущего положения солнца на небе. Оно различно в местах с разной долготой поскольку Земля круглая (см. Часовые пояса).

Но иногда нужно определить глобальное время, которое было бы одинаковым для всех положений на земле. Это можно сделать простым выбором какой-либо точки на поверхности Земли и объявлением того, что её местное время и будет всемирным (универсальным) временем, в сокращении ВВ или УВ.

В качестве точки отсчета был выбран Гринвич, Англия. Этот выбор был обоснован исторически. Всемирное время стало нужно, когда европейские корабли стали плавать в открытом океане, далеко от видимой земли. Мореплаватели могли посчитать долготу положения корабля, сравнив местное время (определенное по положению Солнца) и времени в порту, откуда корабль плыл (это время хронометра на корабле). В Гринвиче была расположена Английская Королевская Обсерватория, которая отвечала за точность времени, чтобы корабли в порту перед отплытием могли сверять свои часы.

Абсолютно чёрным телом называют идеализированный объект, обладающий идеальным тепловым излучением. Так как излучение и поглощение света противоположны друг другу, абсолютный излучатель света должен также быть и абсолютным его поглотителем. Следовательно, при комнатной температуре такой объект должен быть абсолютно чёрным. Отсюда и термин абсолютно чёрное тело. И всё же, при очень высоких температурах, таок тело начнёт накаляться светиться, излучая тепловую радиацию.

Все объекты обладают тепловым излучением (пока их температура выше абсолютного нуля, то есть -273,15 градусов по Цельсию), но ни один объект не является абсолютным излучателем; скорее, одни объекты излучают/поглощают свет с определённой длиной волны лучше других. Такие нечёткие результаты при работе с обычными объектами затрудняют изучение взаимосвязи света, температуры и материи.

К счастью, возможно создать почти идеальное чёрное тело. Сделайте ящик из материала, проводящего тепло, например, из металла. Ящик должен быть полностью закрыт так, чтобы свет не проникал внутрь. Затем проделайте в нем очень маленькое отверстие. Свет, выходящий через это отверстие, будет почти идеально соответствовать свету абсолютно черного тела при температуре воздуха внутри ящика.

В начале 20 века учёные Лорд Рэлей, Вильгельм Вин и Макс Планк (а также многие другие) использовали такое приспособление при исследовании излучения чёрного тела. Проделав большую работу, Планк смог точно описать яркость света, излучаемого чёрным телом, как функцию от длины волны. Более того, он смог описать зависимость спектра излучения от температуры. Работы Планка по исследованию чёрного тела легли в основу такого удивительного направления физики, как квантовая механика, к сожалению не входящей в тему данной статьи.

Планк и другие открыли, что с ростом температуры чёрного тела полная энергия, излучаемая в секунду, возрастает, и длина волны спектрального максимума сдвигается в направлении более синих цветов (см. рисунок 1).

---

Рисунок 1

---

Например, слиток железа станет оранжево-красным при очень высоких температурах, а цвет будет меняться до и белого.

В 1893, Вильгельм Вин определил отношение между температурой чёрного тела и длиной волны спектрального максимума с помощью следующего уравнения:

---

---

где T — температура по Кельвину. Закон Вина (известный также как закон смещения Вина), можно передать словами: "длина волны максимального излучения чёрного тела обратно пропорциональна его температуре". Это логично: свет с более короткой длиной волны (более высокой частотой) соответствует фотонам большей энергии, чего естественно ожидать от объекта с более высокой температурой.

Например, средняя температура Солнца - 5800 K, так что его длина волны максимального испускания расчитывается так:

---

---

Эти длины волн попадают в зелёную область видимого спектра, но непрерывный спектр Солнца излучает фотоны короче и длиннее лямбды(макс), человеческий глаз распознаёт цвет солнца как жёлтый/белый.

В 1879 году австрийский физик Стефан Йозеф Стефан показал, что светосила L чёрного тела пропорциональна четвёртой степени его температуры T.

---

---

где A — площадь поверхности, alpha — коэффициент пропорциональности, а T — температура по Кельвину. То есть, если удвоить температуру (например, с 1000 град. K до 2000 град. K), общая энергия, излучаемая черным телом, возрастет в 2^4 (т.е. в 16) раз.

Пятью годами позже австрийский физик Людвиг Больцман вывел то же уравнение, и оно теперь известно как закон Стефана-Больцмана. Для сферической звезды с радиусом R светосила будет равна

---

---

где R — радиус звезды в сантиметрах, а Alpha — константа Стефана-Больцмана, равная:

---

---

Учёные теперь в большинстве своём поддерживают мнение, что 90% массы во вселенной существует в скрытой, ненаблюдаемой форме.

Несмотря на наличие подробных карт ближней вселенной, которые покрывают спектр от радио до гамма лучей, мы можем увидеть только 10% всей массы. Как сказал астроном Bruce H. Margon из Вашингтонского Университета в интервью газете New York Times в 2001 году: [Довольно неловкая ситуация получается: мы не можем найти 90% вселенной].

Термин, определяющий эту «потерянную материю» - Скрытая масса, эти два слова хорошо передают всё то, что мы сейчас об этом знаем. Это «материя», потому что мы можем видеть результаты её гравитационного влияния. Она ничего не излучает, никакого регистрируемого приборами электромагнитного излучения, следовательно она «тёмная, или скрытая». Есть несколько теорий этой потерянной массы, начиная от экзотических субатомных частиц или популяций изолированных чёрных дыр, и заканчивая менее экзотическими коричневыми и белыми карликами. Термин «потерянная масса» был бы неправильным, так как сама материя никуда не исчезла, исчез только свет. Но что же такое на самом деле эта тёмная материя, и откуда мы знаем, что она существует, если мы не видим её?

История началась в 1933 году, когда астроном Fritz Zwicky изучал движение далёких и массивных кластеров галактик, точнее кластеры Coma и Virgo. Он оценил массу каждой галактики в кластере, основываясь на их свечении, и сложил их чтобы получить общую массу кластера. Далее он сделал второй, независимый подсчёт массы кластера, основываясь на распределении скоростей отдельных галактик в кластере. На его удивление, вторая динамическая масса была в 400 раз больше массы, определённой по свету.

Как и любое другое открытие, его в своё время проигнорировали, и только в семидесятых годах учёные начали исследовать это противоречие всесторонне. В это время теория о тёмной материи начала получать распространение. Существование такой материи не только решает проблему дефицита массы в галактических кластерах; но и имеет большое значение для познания дальнейшей эволюции вселенной.

Другой феномен - кривые вращения спиральных галактик. Спиральные галактики содержат большие популяции звёзд, которые расположены на орбитах галактических кластеров. Звёзды с большими галактическими орбитами имеют меньшие скорости вращения (третий закон Кеплера). Это правило применимо к звёздам, близким к периметру спиральной галактики, так как оно предполагает, что масса внутри орбиты постоянна.

Однако астрономические наблюдения показали, что звёзды не подчиняются третьему закону Кеплера. Вместо того, чтобы падать с удалением от центра, скорости звёзд на удивление постоянны, независимо от диаметра орбиты. Отсюда вывод, что масса, ограничиваемая орбитами с большим радиусом, увеличивается, даже для звёзд, которые располагаются на краю галактики. Поэтому галактика, похоже, не ограничивается своей светящейся частью, занимаемой звёздами, а продолжается далеко за эти пределы.

Вот ещё один пример: звёзды по периметру спиральных галактик движутся со скоростью в 200 км/с. Если бы галактика состояла только из материи, которую мы можем видеть, эти звёзды очень быстро улетели бы из галактики, так как их орбитальные скорости в четыре раза больше, чем скорость вылета из самой галактики. Так как галактики, как мы видим, не разлетаются во вращении, в них должна быть масса, которую мы не принимаем в при подсчёте всех видимых частей.

В литературе есть несколько теорий на этот счёт, например WIMP (Weakly Interacting Massive Particles - слабо взаимодействующие массивные частицы), MACHO (MAssive Compact Halo Objects - массивные компактные гало-объекты), изначальные чёрные дыры, массивные нейтроны и другие; каждая имеющая свои за и против. Нет теории, объясняющей всё, которую бы приняло всё астрономическое сообщество, так как нам недостаёт знаний для окончательного сравнения всех теорий друг с другом.

Поток - сумма всей энергии проходящей через единичную площадь в единицу времени.

Астрономы используют поток, чтобы описать видимую светимость небесного тела. Видима светимость определяется как сумма света испущенного звездой, прошедшего через единичную площадку, расположенную за атмосферой, в единицу времени. Поэтому, видимая светимость это просто поток света который мы получаем со звезды.

Поток измеряется как скорость потока энергии, которая уходит с каждого см^2 (или другой единицы площади) поверхности объекта каждую секунду. Величина потока зависит от расстояния, на котором располагается источник. Это происходит потому, что энергия рассеивается в пространстве, прежде чем достигнет наблюдателя. Допустим, что мы окружили звезду оболочкой. Каждая точка оболочки поглощает энергию излучённую звездой. Сперва, точки на площадке в 2 см^2 очень близко расположены и таким образом поток (энергия проходящая через один квадратный сантиметер в секунду) высокий. На расстоянии d, объём и площадь поверхности оболочки увеличивается и точки разбегаются в разные стороны. Следовательно, число точек (или энергии) попадающих на один см^2 уменьшается, как это показано на рис. 1.

---

Рисунок 1

---

Поток - обратно пропорционален квадрату расстояния (r^2). Таким образом, если расстояние увеличивается в два раза, то мы получим (1/2)^2 = 1/4 от первоначального потока. С фундаментальной точки зрения, поток - это Светимость на единицу площади:

---

---

где (4 * PI * R^2) площадь поверхности сферы (нашей оболочки) радиуса R. Поток измеряется в Вт/(с * см^2). Например светимость Солнца L = 3.90 * 10^26 Вт. Это значит, что Солнце излучает 3.90 * 10^26 джоулей энергии каждую секунду в космос. Соответственно, поток энергии от солнца, проходящий через один см^2 с расстояния одной а.е. (астрономической единицы = 1.496 * 10^13 см) равен:

---

---

Светимость - это сумма энергии излучаемая звездой каждую секунду.

Звёзды излучают в пространство широкий спектр электромагнитного излучения, начиная от радиоволн, заканчивая гамма лучами с высокой энергией. Звезда, которая излучает преимущественно в ультрафиолете, испускает, в сумме, больше энергии, чем звезда излучающая, в основном, в инфракрасном диапазоне. Поэтому, светимость измеряется как сумма по всему диапазону длин волн. Соотношение между энергией и длиной волны, известное как уравнение Эйнштейна, Е = hv, где v - частота излучения, h - постоянная Планка, а E - энергия фотона в джоулях. Чем короче длина волны (или чем выше частота), там больше энергия.

Например, излучение с длиной волны l = 10м лежит в радиодиапазоне. Частота этого излучения - f = c/l = 3e+8 (м/с) / 10 = 30 МГц, где с - скорость света. Энергия этого фотона E = hv = 6,625e-34 (Дж*с)/ 30 (МГц) = 1,988е-26 (Дж). Видимый свет обладает более короткой длиной волны и, соответственно, более высокой частотой. Так фотон с длиной волны l = 5e-9 м (зелёный свет), обладает энергией E = 3,975e-17 (Дж), что почти в миллиард раз больше чем энергия радио фотона. Также, фотон красного света (длина волны 700нм) обладает меньшей энергией, чем фотон фиолетового (длина волны 400нм).

Светимость зависит одновременно от температуры и от площади поверхности. Это можно пояснить таким примером: горящее бревно излучает больше энергии, чем спичка, также и сталь нагретая до 2000 градусов цельсия излучает больше энергии чем нагретая до 200.

Светимость - фундаментальное понятие астрономии и астрофизики. Многое из того, что мы сегодня знаем о небесных объектах, было получено из анализа света объектов, потому что процессы, спрятанные от нас в звезде, "записываются" и передаются к нам светом. Светимость измеряется в единицах энергии в секунду. На практике, астрономы чаще используют Эрги, чем Джоули.

Параллакс — видимое изменение в позиции наблюдаемого объекта, вызываемое сменой положения наблюдателя. К примеру, попробуйте, вытянув руку, держать перед собой ладонь, и смотреть на объект за вашей рукой на другой стороне комнаты. Теперь наклоните голову к правому плечу, и вам покажется, что ваша рука слева от объекта. Наклоните голову к левому плечу, и рука окажется справа.

Поскольку Земля вращается вокруг Солнца, мы видим небо с постоянно меняющейся позиции. Можно было бы ожидать эффект годового параллакса, приводящего к видимому «колебанию» объектов в соответствии с движением Земли. Это и происходит, но так как даже до ближайшей звезды расстояние очень велико, чтобы наблюдать его, вам потребуется телескоп^[2].

Современные телескопы позволяют астрономам измерять, используя триангуляцию, расстояние до соседних звезд с помощью годового параллакса. Астроном точно измеряет положение звезды в два момента времени, разделенные промежутком в шесть месяцев. Чем ближе звезда к Солнцу, тем заметнее разница в ее положении между двумя датами.

За шесть месяцев Земля проходит половину своего пути вокруг Солнца; её положение изменяется на 2 астрономических единицы (сокращённо — АЕ; 1 АЕ — расстояние от Земли до Солнца или около 150 миллионов километров). Это расстояние кажется огромным, но даже до ближайшей к Солнцу звезды (Проксима Центавра) около 40 триллионов километров! Таким образом, годовой параллакс очень невелик, обычно меньше одной угловой секунды, равной 1/3600 градуса. Удобной единицей измерения расстояния до соседних звёзд является парсек, сокращение от "параллаксной секунды". Один парсек — расстояние до звезды, имеющей наблюдаемый угол параллакса, равный одной секунде. Он равен 3,26 светового года или 31 триллиону километров^[3].

Обратное движение — это орбитальное движение тела в направлении, противоположном нормальному направлению тел в пространстве выбранной системы отсчета.

Наблюдая небо, можно ожидать, что большинство объектов будут постоянно двигаться в определенном направлении. Большинство тел перемещаются в небе с востока на запад. Однако можно наблюдать тела, двигающиеся с запада на восток, такие как искусственные спутники или космические аппараты. Такое движение и называется обратным.

Обратным чаще всего называется движение внешних планет (Марс, Юпитер, Сатурн и так далее). Хотя ночью кажется, что эти планеты двигаются с востока на запад в соответствии с вращением Земли. На самом деле, по отношению к неподвижным звёздам они медленно перемещаются на восток, что можно наблюдать, запоминая положения этих планет несколько ночей подряд. Такое движение для них нормально и не считается обратным. Однако Земля завершает свой путь по орбите быстрее, чем эти планеты, и иногда мы можем обогнать их, как более быстрая машина на шоссе в несколько рядов. Когда это происходит, планета, которую мы обгоняем, сначала перестанет двигаться на восток, а затем начнёт движение на запад. Это и есть обратное движение, поскольку оно противоположно обычному движению планеты. Наконец, когда Земля пройдёт мимо планеты, она возобновит своё обычное движение с востока на запад.

Это обратное движение планет озадачило древнегреческих астрономов и явилось одной из причин, почему они назвали эти объекты «планетами», что с греческого переводится как «странники».

Эллиптические галактики - это сферические скопления звёзд, которые имеют сходство с глобулярными кластерами на главной шкале. Они имеют очень маленькую внутреннюю структуру; плотность звёзд уменьшается постепенно от центра до рассеянного края, они могут иметь большой разброс по эллиптичности. В них обычно мало межзвёздного газа и пыли и нет молодых звёздных популяций (за редкими исключениями). Эдвин Хаббл называл эллиптические галактики «ранними» («early-type»), так как он думал, что они развиваются в спиральные (которые он называл «поздними» («late-type»). Астрономы сейчас считают, что всё происходит наоборот (то есть спиральные галактики становятся эллиптическими), однако названия «ранние» и «поздние» так и остались после Хаббла.

Ранее считавшиеся простыми, эллиптические галактики известны своей сложностью. Они стали такими благодаря своей изумительной истории: эллиптические галактики являются конечным продуктом слияния двух спиральных галактик. Вы можете просмотреть компьютерную симуляцию этого процесса в формате MPEG с сервера NASA (размер 3,4 Mб).

Эллиптические галактики имеют широкий диапазон размеров и яркости, от гигантских, в поперечнике имеющих сотни тысяч световых лет и излучающих свет, в триллионы раз ярче солнечного, до карликовых, излучающих лишь немного ярче среднего глобулярного кластера. Они разделены на несколько морфологических классов:

Спиральная галактика - скопление миллиардов звёзд, большинство которых "размазано" по диску, со сферическим ядром (bulge) в центре. Внутри диска обычно расположены рукава, где обнаруживаются молодые, ярчайшие звёзды. Эти рукава отходят от центра по спирали, за что такие галактики и получили своё имя. Спиральные галактики выглядят как циклон или ураган, или как воронка от вытекающей воды. Это одни из самых прекрасных объектов на небе.

Галактики классифицируются с помощью диаграмм Хаббла. Так, в конце этой классификации находятся эллиптические галактики, которые делятся от Е0 - самой круглой, до Е7 - самой вытянутой. На "развилке" этой диаграммы расположены два типа спиральных галактик: нормальные и с перемычкой. У галактик с перемычкой ядро (bulge) имеет два выроста, таких, что напоминают перемычку между рукавами.

Оба типа спиральных галактик классифицируются по выпуклостям ядра, светимости всей поверхности, и угла закрутки рукавов. Эти характеристики относительные. Так, у галактики Sa большое ядро, высокая светимость поверхности и туго закрученные рукава. У галактики Sb ядро поменьше, светимость также меньше, а рукава более "свободные", аналогично и с типами Sc и Sd. Галактики с перемычкой классифицируются по тем же принципам, и обозначаются SBa, SBb, SBc и SBd.

Существует промежуточный класс галактик - S0. Этот тип морфологически располагается между спиральными и эллиптическими галактиками. Рукава этих галактик настолько сильно закручены, что практически неразличимы. Светимость S0 галактик практически равномерна по диску. У таких галактик чрезвычайно большое ядро.

Млечный путь - галактика в которой мы живём. Все звёзды, которые мы видим, также относятся к Млечному Пути. Наша галактика является спиральной галактикой, вероятно с перемычкой. Название "Млечный Путь" указывает на полосу достаточно слабых звёзд на небе. Эта полоса - проекция плоскости галактики на наше небо.

Спиральные галактики - очень динамичные объекты. Они - очаг звёздообразования, и включают огромное количество молодых звёзд в свои диски. Ядро состоит из старых звёзд, а его диффузное гало - самые старые звёзды во Вселенной! Формирование звёзд активно в диске потому, что именно там концентрируются газ и пыль; газ и пыль являются "строительными блоками" звёзд.

Современные телескопы обнаруживают, что в центре большинства спиральных галактик располагаются сверхмассивные чёрные дыры, масса которых достигает триллионов масс Солнца. Известно, что и спиральные, и эллиптические галактики содержат эти экзотические объекты; фактически, сейчас большинство астрономов полагают, что у всех крупных галактик в ядре находятся сверхмассивные чёрные дыры. Известно, что наша собственная галактика (Млечный Путь) скрывает в ядре чёрную дыру в миллионы раз больше массы звёзд.

2500 лет назад древнегреческий астроном Гиппарх классифицировал видимые звёзды по яркости, используя шкалу от 1 до 6. Он назвал самые яркие звезды неба «звёздами первой величины», а самые слабые из тех, которые он мог видеть, — «шестой величины». Удивительно, что спустя две с половиной тысячи лет классификация Гиппарха все ещё широко используется астрономами, хотя и была усовершенствована и переработана.

Современная шкала величин представляет собой количественную меру потока света от звезды по логарифмической шкале:

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

Проще говоря, величина звезды (m) отличается от некой стандартной величины (m_0) на логарифм отношения их потоков, умноженный на 2,5. Этот коэффициент и логарифм приводят к тому, что разница в потоке в 100 раз даёт разницу в 5 звёздных величин. То есть звезда шестой величины в 100 раз слабее звезды первой величины. Простая классификация Гиппарха использует относительно сложную функцию, потому что глаз человека именно так реагирует на яркость света.

Есть несколько различных шкал звёздных величин, каждая из которых служит своей цели. Чаще всего используется шкала видимой звёздной величины; это простая оценка того, как ярка звезда (или другой объект) для человеческого глаза. Она определяет яркость звезды Вега за нулевую точку отсчёта и присваивает другим звёздам величину на основе уравнения, приведённого выше.

Трудно сравнивать звёзды только по видимой величине. Представьте себе, что две звёзды имеют одну видимую величину, так что выглядят они одинаково. Однако при взгляде на них нельзя сказать, одинаковая ли у них собственная яркость, ведь возможно, что одна звезда ярче другой, но расположена дальше. Если бы мы знали расстояния до звёзд (см. статью Параллакс), мы могли бы их учесть и посчитать абсолютную звёздную величину, уже отражающую собственную яркость звезды. Абсолютная величина равняется относительной при условии, что звезда расположена на расстоянии 10 парсеков от наблюдателя (1 парсек равен 3,26 светового года или 3,1 x 10^16 м). Абсолютная величина (M) может быть подсчитана из относительной (m) при расстоянии d в парсеках по формуле:

M = m + 5 - 5 * log(d) (обратите внимание, что M=m, если d=10)

Современная шкала звёздных величин уже не основывается на человеческом зрении, сейчас анализируются фотоснимки и используются фотоэлектрические фотометры. С помощью телескопов мы можем наблюдать объекты намного слабее тех, которые были доступны невооружённому глазу Гиппарха, поэтому шкала была расширена. Сейчас космический телескоп Хаббла может наблюдать звёзды 30 величины, то есть в триллион раз слабее, чем Вега.

И в заключении: величина обычно измеряется через определённый цветовой фильтр, и поэтому величины подписываются в соответствии с фильтром (например, m_V означает фильтр «видимого» излучения, в основном, в зелёной части спектра; m_B — синий фильтр, m_pg — яркость, вычисленную с использованием фотопластинки и т.д.).

На первый взгляд звёзды кажутся только белыми. Но, если приглядеться, можно различить цвета: голубой, белый, красный и даже золотой. В зимнем созвездии Ориона красивый контраст составляют красная звезда Бетельгейзе "под мышкой" у Ориона и голубая Беллатрикс на плече. Причина разнообразия цветовой окраски звёзд оставалась тайной до тех пор, пока двести лет назад физики не изучили в достаточной мере природу света и свойства материи при очень высоких температурах.

Именно физика излучения абсолютно черного тела дала нам возможность разобраться в разнообразии цветов звезд. Вскоре после изучения черного тела, было замечено, что спектры звезд весьма схожи с кривыми излучения абсолютно черного тела в диапазоне от нескольких тысяч градусов до примерно 50 000 градусов по Кельвину. И, как следствие, что звезды схожи с абсолютно черным телом, а различные температуры поверхностей приводят к различным цветам звезд.

Холодные звезды (например, спектрального класса K и M) излучают большую часть своей энергии в красном и инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра и потому кажутся красными, а излучение горячих звезд (например спектрального класса O и B) лежит в синем и ультрафиолетовом спектре, нам они кажутся голубыми или белыми.

Для оценки температуры звезды можно использовать известное соотношение между температурой абсолютно черного тела и длиной волны спектрального максимума. То есть если увеличить температуру черного тела, то его спектральный максимум сдвинется в более короткую (синюю) часть спектра. Это показано на рисунке 1, где яркость трех гипотетических звезд указана напротив длины волн. «Радуга» показывает часть спектра, видимую человеческому глазу.

---

Рисунок 1

---

Этот простой метод концептуально верен, но не может использоваться для получения точной температуры звёзд, потому что они не являются абсолютно чёрными телами. Присутствие различных элементов в атмосфере звезды приводит к поглощению определённой части спектра. Эти линии поглощения не распределены равномерно по спектру, в результате положение максимума может быть искажено. Более того, получение хорошего спектра занимает много времени и затруднительно для большого количества звёзд.

Альтернативный метод состоит в использовании фотометрии для измерения интенсивности света, проходящего через различные фильтры. Каждый из них пропускает только определённую часть спектра, поглощая остальные. Широко используется фотометрическая система Johnson UBV. Она включает в себя трёхполосный спектральный фильтр: U («ультрафиолетовый»), B («голубой») и V («видимый»).

В процессе UBV-фотометрии используются светочувствительные приборы (плёночная или ПЗС-камеры) и нацеленный на звезду телескоп для измерения яркости света, проходящего через каждый из фильтров. Так получают три различные яркости или потока (энергия на см^2 в секунду), обозначаемых как Fu, Fb, Fv. Отношения Fu/Fb и Fb/Fv являются количественной мерой «цвета» звезды и могут быть использованы для создания шкалы температур звёзд по принципу: чем больше эти отношения, тем выше температура поверхности звезды.

Например, у звезды Беллатрикс в Орионе Fb/Fv = 1,22, что означает, что она ярче через B-фильтр чем через V-фильтр. Более того, Fu/Fb, равное 2,22, означает, что она ярче всего через U-фильтр. А это значит, что звезда должна быть очень горяча, поскольку её спектральный максимум расположен в диапазоне U-фильтра или даже более коротких волн. Температура поверхности Беллатрикс (как определено из сравнения её спектра с моделями, учитывающими линии поглощения) — около 25 000 K.

Мы можем выполнить этот анализ и для Бетельгейзе. Для этой звезды отношения Fb/Fv и Fu/Fb равны 0,15 и 0,18 соответственно, то есть ее яркость максимальна в видимом свете и минимальна в ультрафиолете. Значит, её спектральный максимум лежит в видимом диапазоне или ещё более длинных волнах. И температура Бетельгейзе — около 2 400 град. K.

Астрономы предпочитают описывать цвета звёзд в терминах разницы звёздных величин, а не в отношениях потоков излучения. Тогда для голубой Беллатрикс мы получим индекс цвета как

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

Для индекса цвета красной Бетельгейзе получаем

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

Индексы цвета, такие какшкала звёздных величин, идут в противоположную сторону. Горячие голубые звёзды имеютменьшие и даже отрицательные значения B-V индекса, чем холодные и красные, как показано ниже.

Астроном может затем использовать полученные цветовые индексы для получения точной температуры звезды, откорректировав их сначала с учётом покраснения и межзвёздной экстинкции. Связь между этими индексами и температурой показана на рисунке 2.

---

Рисунок 2

---

Температура поверхности Солнца — 5 800 градусов по Kельвину, а её цветовой B-V индекс — 0,62.

Калькулятор KStars содержит несколько модулей, которые предоставляют прямой доступ к алгоритмам, используемым в программе. Модули организованы по теме.

Модуль Угловое расстояние

---

---

Модуль Угловое расстояние используется чтобы измерить угол между двумя точками на небе. Просто определите Экваториальные координаты выбранной пары точек, и нажмите кнопку Вычислить, чтобы узнать угол между двумя точками.

У этого модуля есть также пакетный режим. В пакетном режиме вводится имя входного файла, он должен включать четыре числа на каждую строку: Восхождение и Склонение для двух точек. В качестве альтернативы, можно ввести значение любой координаты сразу для всех строк (соответствующие значения из файла будут игнорироваться)

После того, как имена входного и выходного файлов указаны, нажмите кнопку Запуск, чтобы сгенерировать выходной файл.

Модуль Видимые координаты

---

---

Модуль Видимые координаты переводит координаты из каталога для какой-либо точки неба, в видимые координаты для любой даты. Координаты объектов на небе не постоянны вследствие прецессии, нутации и аберрации. Этот модуль рассчитывает эти искажения.

Чтобы воспользоваться этим модулем, сперва введите требумое время и дату в секции Конечные время/дата. После этого, введите координаты так как они представлены в каталоге в секции Координаты каталога. Вы также, можете указать здесь эпоху (обычно для каталогов современных объектов это 2000.0). После этого, нажмите кнопку Вычислить, и координаты объекта для заданной даты отобразятся в секции Видимые координаты.

Модуль Эклиптические координаты

---

---

Этот модуль пересчитывает экваториальные координаты в эклиптические и наоборот. Сначала выберите, в секции Выберите координаты, какие координаты вы хотите преобразовать. После этого введите координаты в секции Эклиптические координаты или Экваториальные координаты, в соответствии с предыдущим выбором. И, наконец, нажмите кнопку Вычислить, чтобы преобразовать координаты.

Модуль может также работать в пакетном режиме. Каждая строка входного файла должна содержать две величины: пару координат (соответственно экваториальных или эклиптических). После того, как вы определите входной и выходной файлы, а также какие координаты нужно преобразовывать, нажмите кнопку Запуск. Выходной файл после этого будет содержать преобразованные координаты (экваториальные или эклиптические, в соответствии с тем, какие входные значения были выбраны).

Модуль Экваториальные/галактические координаты

---

---

Этот модуль преобразует Экваториальные кординаты в Галактические, и наоборот. Сперва выберите в секции Выберите координаты , какие координаты вы хотите преобразовать. После этого введите координаты в секции Галактические координаты или Экваториальные координаты, в соответствии с предыдущим выбором. Нажмите кнопку Вычислить, чтобы преобразовать координаты.

Модуль Горизонтальные координаты

---

---

Этот модуль пересчитывает Экваториальные координаты в Горизонтальные, и наоборот. Чтобы использовать модуль, выберите, сначала, географические координаты, дату и время в секции Входные данные. После этого, введите экваториальные координаты в секции Экваториальные координаты. После того, как вы нажмёте кнопку Вычислить, соответствующие горизонтальные координаты появятся в секции Горизонтальные координаты.

Модуль Прецессия

---

---

Этот модуль похож на модуль Видимые координаты, но он учитывает только эффект прецессии, и не учитывает нутацию и аберрацию.

Чтобы использовать модуль, введите координаты и эпоху в секции Исходные координаты. После этого нажмите кнопку Вычислить, и координаты (учитывающие прецессию для данной эпохи), будут показаны в секции Координаты с прецессией.

Модуль Геодезические координаты

---

---

Обычная географическая система координатпредпологает, что Земля - идеальный шар. На самом деле, форма Земли немного отличается от сферы, но, обычно, это можно не учитывать, так как эти отличия небольшие. Землю можно описать эллипсоидом вращения, у которого длина экватора на 0.3% больше, чем длина Большого круга, который проходит через оба полюса. Геодезическая система координат учитывает реальную форму Земли, и представляет положение на поверхности в Декартовой (прямоугольной: X, Y, Z) системе координат.

Чтобы использовать этот модуль, выберите, какие координаты надо преобразовать в секции Выбор ввода, После этого, введите координаты соответственно в секции Декартовы координаты или Географические координаты. После того, как вы нажмёте кнопку Вычислить, соответствующие координаты будут записаны в соответствующей секции.

Модуль координаты планет

---

---

Модуль координаты планет - вычисляет координаты для некоторых тел Солнечной системы, для любой даты, времени, и географического положения. Просто выберите объект в выпадающем списке Объекты солнечной системы, введите интересующую дату, время и географические координаты (по умолчанию берутся данные из текущих настроек KStars ). После этого нажмите кнопку Вычислить, чтобы рассчитать Экваториальные, Горизонтальные и Эклиптические координаты объектов.

У этого модуля есть пакетный режим работы. Каждая строка входного файла должна включать следующие значения: объект солнечной системы, дату, время, долготу и широту. Вы можете определить константные значения для некоторых полей (соответствующие поля во входном файле будут пропущены). Вы, также, должны определить, какие величины будут записываться в выходной файл (Экваториальные, Горизонтальные, Эклиптические координаты). Наконец, выберите входной и выходной файлы и нажмите кнопку Запуск, чтобы сгенерировать выходной файл.

Модуль Продолжительность дня

---

---

Этот модуль позволяет рассчитать продолжительность дня, а также время восхода, захода и транзита (полдень) солнца для любой календарной даты и любого местоположения. Сначала нужно определить географические координаты и время в секции Положение и время, и после этого нажать кнопку Вычислить

Модуль Равноденствия и солнцестояния

---

---

Модуль Равноденствия и солнцестояния вычисляет дату равноденствия и солнцестояния на текущий год. Сперва выберите, что вы хотите узнать (дату Весеннего равноденствия, Летнего солнцестояния, Осеннего равноденствия или Зимнего солнцестояния), и год. После этого нажмите кнопку Вычислить, чтобы получить дату и время события и продолжительность соответствующего сезона в сутках.

У этого модуля есть также пакетный режим работы. Входной файл должен содержать в каждой строке только год, для которого будут производиться вычисления. После того, как вы определили имя входного и выходного файла, нажмите кнопку Запуск, чтобы сгенерировать выходной файл. Каждая строка выходного файла будет содержать год, дату и время каждого события, а также длительность всех сезонов.

Модуль Юлианский день

---

---

Этот модуль преобразует календарную (Григорианскую) дату, в Юлианскую, Модифицированную Юлианскую, и наоборот. Модифицированный Юлианский день просто равен Юлианскому дню - 2,400,000.5 (00:00:00 1858-11-17).

Чтобы использовать этот модуль, сначала определите, какую дату Вы введёте и хотите преобразовать. Заполните соответствующее поле и нажмите кнопку Вычислить. После этого, рассчитанная дата отобразится в соответствующем поле.

Подсказка

Упражнение:

Какой календарной дате соответствует модифицированный Юлианский день = 0.0

Модуль Звёздное время

---

---

Этот модуль преобразует Универсальное время в локальное Звёздное (сидерическое) время и наоборот. Сначала выберите, какое время вы хотите преобразовать в секции Выбор ввода. Также нужно указать дату и долготу, для которых будет производиться пересчёт. После того, как вы нажмёте кнопку Вычислить, соответствующие поля будут заполнены.

---

---

Этот инструмент рисует высоту любого объекта на графике как функцию от времени, для любой даты и географического местоположения. В верхней секции расположен сам график, где по вертикальной оси отложена высота, а по горизонтальной - время. Время представлено как локальное(снизу), так и сидерическое(сверху).Нижняя половина графика затенена зелёным, это означает что объект, в это время, находиться за горизонтом.

Усть несколько способов добавить кривую на график. Самый простой из них - набрать имя объекта в строке ввода Имя, и нажать ВВОД(Enter), или кнопку График. Если введённое вами имя содержится в базе данных, то кривая, соответствующая выбранному объекту, будет добавлена на график. Вы также можете нажать кнопку Выбор, чтобы открыть окно Найти Объект, и выбрать объект из списка известных. Если вы ходите добавить к списку известных объектов свой, тогда просто напишите его имя, и заполните координаты в строках ввода RA и Dec, затем добавьте кривую с помощью кнопки График (примечание: имя не должно встречаться в списке известных).

После добавления объекта на график, кривая, соответствующая ему, будет нарисована жирной белой линией, а его имя будет добавлено к списку справа внизу. Все остальные объекты, уже представленные на графике, будут нарисованы более тонкими красными линиями. Кривая объекта выбранного в списке справа, всегда рисуется белым.

Эти кривые отображают высоту(угол от горизонта) объектов как функцию от времени. Когда объект переходит из нижней части в верхнюю, то это называется восход, а когда наоборот - закат. Для примера на картинке планета Quaoar около 15:00 по местному времени, и она восходит около 04:00

Высота объекта одновременно зависит и от того где вы находитесь, и от даты. По умолчанию место положение и дата берётся из настроек KStars. Вы можете изменить эти параметры на вкладке Дата и местоположение. Чтобы изменить местоположение, нажмите на кнопку Выбрать город..., чтобы открыть окно Установить географическое положение, или вручную введите долготу и широту в строки ввода и нажмите кнопку Обновить. Чтобы изменить дату, используйте диалог Дата, и нажмите кнопку Обновить. Примечание: остальные, уже нарисованные, кривые также изменятся в соответствии с новыми данными.

---

---

Инструмент «Вечерние события» показывает список объектов, видимых ночью в определённом месте в определённое время. По умолчанию, дата и местоположение такие же как и в главном окне, но вы можете это изменить используя кнопки Изменить дату и Изменить местонахождение, вверху окна.

Инструмент Вечерние события также выводит короткие справочные данные для выбранной даты: время восхода и захода Солнца и Луны, продолжительность ночи и фазу Луны.

Ниже справочных данных отображается вся остальная информация. Объекты разделены по категориям. выберите тип объекта в списке Категория, и и все объекты этого типа, которые появятся над горизонтом этой ночью, появятся в списке озаглавленном Найденные объекты. Например на снимке экрана выбрана категория Планеты, и отображены четыре планеты(Марс, Нептун, Плутон и Уран), которые будут видны выбранной ночью. Когда выбран объект из списка, то справа внизу появятся его время восхода, захода и транзита. В добавок к этому, вы можете нажать кнопку Подробности объекта..., чтобы открыть окно Сведения об объекте.

По умолчанию инструмент Вечерние события показывает объекты, которые будут находиться над горизонтом с момента захода Солнца до полуночи («после заката»). Вы можете выбрать показывать объекты с полуночи до восхода («перед рассветом»), или между закатом и рассветом («Всю ночь»), использую выпадающий список сверху.

Приложения KDE могут управляться из других приложений, из командной строки или с помощью протокола DCOP (Desktop COmmunication Protocol). KStars предоставляет набор собственных действий и функций, которые можно вызвать через DCOP. Эти возможности позволяют, например, создавать демонстрации, иллюстрирующие основные концепции астрономии.

Написание сценариев с использованием DCOP всё таки является программированием, что может отпугнуть тех, у кого нет опыта программирования. Редактор сценариев предоставляет графический интерфейс для конструирования сценариев, использующих возможности KStars через DCOP, что сильно упрощает написание сценариев.

Введение в редактор сценариев

Перед тем как подробно описывать как пользоваться редактором сценариев, прочтите небольшое вступление обо всех компонентах графического интерфейса. Для более подробной информации об элементах воспользуйтесь функцией «Что это?».

---

---

На рисунке выше представлен редактор сценариев. Панель слева — Текущий сценарий; там показаны команды, которые вы уже включили в сценарий. Панель справа — Функции; там показан список всех доступных функций и методов. Ниже списка функций расположена небольшая панель, в которой содержится краткое описание функции, выбранной в списке. Панель ниже текущего сценария — Аргументы функции, где вы можете изменить аргументы функции, выбранной в текущем скрипте.

Вверху расположен ряд кнопок, которые работают со сценарием целиком: Создать сценарий, Открыть сценарий, Сохранить сценарий, Сохранить сценарий как... и Запустить сценарий. Назначение этих кнопок очевидно, за исключением, может быть, последней. Нажав на кнопку Запустить сценарий вы запустите его в главном окне KStars. Отодвиньте окно редактора сценариев в сторону перед тем как нажимать эту кнопку, чтобы увидеть результат выполнения сценария.

В центре окна расположены кнопки, которые работают с отдельными функциями сценария: Добавить функцию, Удалить функцию, Копировать функцию, Выше, и Ниже. Кнопка Добавить функцию добавляет выделенную в списке справа функцию в текущий сценарий (вы также можете добавить функцию дважды щёлкнув на её названии мышью). Остальные кнопки оперируют с функциями выделенными в текущем сценарии, позволяют удалять их, копировать, изменять положение в списке.

Управление устройствами с помощью INDI

Автоматизация управления поддерживается для всех устройств совместимых с протоколом INDI. Вы можете координировать работу любого количества устройств и выполнять сложные операции с помощью редактора сценариев KStars. Это делается через интерфейс KStars INDI DCOP, который предоставляет различные классы функций, подходящие для ваших задач. Функции INDI DCOP можно разделить на пять различных групп. Далее следует обзор этих функций и их аргументов, поддерживаемых в KStars. Рекомендуется прочитать раздел «Общее представление об INDI», так как мы будем использовать ключевые концепции INDI повсеместно в данном учебном пособии.

1. Основные функции устройств (General). Например, функции включения и выключения устройств и так далее.

   • startINDI (QString deviceName, bool useLocal): установить соединение с устройством INDI в локальном или серверном режиме.

   • shutdownINDI (QString deviceName): выключить устройство INDI.

   • switchINDI(QString deviceName, bool turnOn): подключиться или отключиться от устройства INDI.

   • setINDIPort(QString deviceName, QString port): указать порт подключения к устройству INDI.

   • setINDIAction(QString deviceName, QString action): выполнить действие на устройстве INDI. Действие может быть любым элементом свойства-переключателя

   • waitForINDIAction(QString deviceName, QString action): приостановить выполнение сценария, пока действие не возвратит успешное состояние.

2. Функции телескопов (Telescope): функции управления движением телескопа и его состоянием.

   • setINDIScopeAction(QString deviceName, QString action): Установить действие телескопа. Возможные значения: SLEW, TRACK, SYNC, PARK и ABORT.

   • setINDITargetCoord(QString deviceName, double RA, double DEC): переместить фокус наблюдения на место, заданное координатами.

   • setINDITargetName(QString deviceName, QString objectName)Показать переместить фокус наблюдения на объект по имени objectName. KStars ищет имя объекта в своей базе данных и автоматически задаёт значения прямого восхождения и склонения, если они есть в базе данных.

   • setINDIGeoLocation(QString deviceName, double longitude, double latitude)Показать установить местонахождение телескопа в виде долготы и широты. Долгота отсчитывается от Гринвича (Великобритания) на восток, хотя широко используются отрицательные долготы для западного полушария, INDI требует использовать значения долготы от 0 до 360 градусов. Поэтому, если у вас отрицательная долгота, просто добавьте к ней 360 градусов и получите требуемое значение для INDI. Например, координаты Калгари (Канада) в KStars имеют долготу -114 04 58, широту 51 02 58. Тогда долгота, требуемая INDI, будет 360 - 114.083 = 245.917 градусов.

   • setINDIUTC(QString ddeviceName, QString UTCDateTime)Показать установить время UTC на устройстве в формате ISO 8601, т.е. в формате ГГГГ-ММ-ДДTЧЧ:MM:СС (например 2004-07-12T22:05:32).

3. Функции камеры/CCD (Camera/CCD): функции управления камерой/CCD и получения их состояния.

   • setINDICCDTemp(QString deviceName, int temp)Показать установить температуру сенсоров CCD в градусах Цельсия.

   • setINDIFrameType(QString deviceName, QString type)Показать установить тип кадра CCD. Возможные значения: FRAME_LIGHT, FRAME_BIAS, FRAME_DARK и FRAME_FLAT.

   • startINDIExposure(QString deviceName, int timeout)Показать задать экспозицию камеры/CCD в секундах.

4. Функции фокусировки (Focuser): функции управления движением и получения сведений от фокусирующего механизма.

   • setINDIFocusSpeed(QString deviceName, QString action)Показать установить скорость фокусирующего механизма. Допустимые значения FOCUS_HALT, FOCUS_SLOW, FOCUS_MEDIUM и FOCUS_FAST.

   • setINDIFocusTimeout(QString deviceName, int timeout)Показать установить время задержки фокусировки в секундах. Задержка применяется к любой фокусирующей операции телескопа, производимой командой startINDIFocus.

   • startINDIFocus(QString deviceName, int focusDir)Показать фокусировать на короткое расстояние (focusDir = 0) или на бесконечность (focusDir = 1). Скорость и время фокусировки устанавливаются функциями setINDIFocusSpeed() и setINDIFocusTimeout().

5. Функции фильтра (Filter): функции управления светофильтрами.

   • setINDIFilterNum(QString deviceName, int filter_num): установить светофильтр filter_num. Пользователь может присваивать псевдонимы номерам фильтров в диалоге, открываемом командой Настроить INDI меню Устройства (например, светофильтр 1 — Красный, светофильтр 2 — Зелёный и так далее).

Заметьте, имя устройства — первый аргумент всех функций INDI. Это позволяет не перемешиваться командам к разным устройствам в одном сценарии. Редактор сценариев предоставляет две дополнительные возможности для облегчения написания и редактирования сценариев INDI.

• Добавить waitForINDIAction после любой операции с INDIПоказать если флажок установлен, то после любого действия с INDI редактор сценариев добавит команду waitForINDIAction(). Например, если вы добавите функцию switchINDI() и эта этот флажок установлен, редактор сценариев добавит «waitForINDIAction CONNECTION» в сценарий сразу после switchINDI(). Это приведёт к приостановке выполнения сценария после switchINDI(), пока switchINDI() не вернёт OK (то есть пока устройство не подключится). Важно помнить, что редактор сценариев не добавит waitForINDIAction() для действий, добавленных с помощью setINDIAction(), так как KStars не сможет определить родительское свойство таких действий. Поэтому вы должны вручную добавить waitForINDIAction() после этих действий, если потребуется.

• Повторно использовать устройство INDIПоказать при установке этого флажка во всех последующих функциях, будет использоваться последнее введённое имя устройства, установленное с помощью startINDI(). Если вы работаете с несколькими устройствами, то рекомендуется снять флажок.

Теперь мы можем создать пример сценария, который будет управлять телескопом LX200 GPS и CCD-камерой Finger Lakes, присоединённой к нему. Наш пример очень прост. Мы повернём телескоп и проследим за Марсом, и сделаем три снимка с экспозицией 10 с через 20 секунд.

Важно

У нас нет средств обратной связи или слежения в интерфейсе DCOP INDI, чтобы узнать состояние выполнения операции (за исключением функции waitForINDIAction()), поэтому мы должны постоянно следить за устройством. Так как мы не можем следить за возникновением ошибок, и исправлять их «на лету», мы должны писать сценарий с перестраховкой. Все сценарии должны тщательно проверяться перед их использованием.

---

---

Пример сценария приведён выше. Обратите внимание, что отмечена опция Добавить waitForINDIAction после любой операции с INDI и не отмечена Повторно использовать устройство INDI. Первая функция — startINDI(). Мы запускаем наше устройство локально, поэтому нет необходимости менять режим службы в окне аргументов функций. Мы вводим имена устройств, начиная с телескопа «LX200 GPS», потом повторяем тоже и для камеры «FLI CCD». После этого указана функция waitFor(). Рекомендуется использовать функцию waitFor() непосредственно после startINDI(), чтобы приостановить выполнение сценария на 1-5 с. Это сделано для того, чтобы быть уверенными, что внутренние переменные настроены так как надо, и устройства готовы для получения команд. Также это необходимо для управления удалёнными устройствами, так как связь ними может быть затруднена. Далее следует функция switchINDI(), чтобы соединиться с устройствами.

Так как флажок Добавить waitForINDIAction после любой операции с INDI установлен, то нет необходимости добавлять waitForINDIAction() после switchINDI(), чтобы убедиться в выполнении команды, потому что редактор сценариев сделает это автоматически при сохранении файла. Далее запустим слежение для телескопа, добавив setINDIScopeAction() с аргументом TRACK. Заметьте, что мы переводим телескоп в режим слежения перед указанием координат. Функция setINDIScopeAction() применена здесь для большего удобства, можно было воспользоваться функцией setINDIAction() с ключевым словом TRACK. Тем не менее, благодаря использования setINDIScopeAction() KStars автоматически добавит функцию waitForINDIAction().

Далее мы используем функцию setINDITargetName(), с указанной целью — Марс. И, напоследок, получим снимки с экспозицией 10 с, используя startINDIExposure(), с паузой в 20 с между снимками используя waitFor() со значением аргумента 20.

Теперь сохраним сценарий, чтобы использовать его в дальнейшем. Сохранённый сценарий должен выглядеть примерно так:

#!/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

Замечание

Библиотека INDI предоставляет мощные средства создания сценариев, которые позволяют разработчикам писать очень сложные сценарии. За подробностями обратитесь к руководству разработчика INDI.

---

---

Этот инструмент показывает модель солнечной системы, вид сверху для текущей даты и времени. Солнце изображено жёлтым кружком в центре, а орбиты планет - окружностями с центром на солнце, и радиусом, равным среднему расстоянию от планеты до солнца. Текущее положение планет отображается цветной точкой и подписью - названием планеты. Изображение может быть увеличено нажатием клавиши +, и уменьшено клавишей -, поменять центр можно клавишами со стрелками или двойным щелчком в нужном месте. Также можно отцентрировать изображение на планете клавишами 0–9 (0 - Солнце, 9 - Плутон). при этом абсолютный центр будет смещаться по мере перемещения планеты.

Окно обзора солнечной системы имеет свои часы, независимые от часов в главном окне KStars, и поэтому в нём есть аналогичное средство выбора времени. Временной шаг - 1 (чтобы движения планет были видны), и сначала часы стоят на паузе.

---

---

Этот инструмент показывает относительное положение крупнейших спутников Юпитера (Ио, Европа, Ганимед и Каллисто), как функцию времени. Время расположено вертикально; единицы измерения - дни, и «время=0.0» соответствует текущему времени симуляции. Горизонтальная ось показывает угловое смещение относительно Юпитера в угловых минутах. Смещение измеряется относительно экватора Юпитера. Положение каждого спутника как функция времени отображается синусоидальной кривой на графике, что показывает орбиту спутника относительно Юпитера. Каждая кривая выделяется своим цветом, чтобы их можно было легко отличить друг от друга; названия сверху показывают каким цветом выделяется каждый спутник.

Графиком можно управлять с клавиатуры. Ось времени можно сжимать или растягивать с помощью клавиш + и -. Перемещаться по шкале времени можно с помощью клавиш [ и ]

---

---

Цель списка наблюдения — предоставить удобный доступ к некоторым функциям для выбранных вами объектов. Объекты можно добавлять с помощью пункта «Добавить в список» контекстного меню (вызывается щелчком правой кнопкой мыши на объекте), или просто нажав клавишу O, после чего выбранный объект добавиться в список.

Объекты в списке можно отсортировать по любому столбцу данных (Имя, Прямое восхождение, Склонение, Величина и Тип). Чтобы выполнить над объектом действие, выделите объект в списке, и нажмите одну из кнопок вверху окна. Некоторые действия могут быть выполнены над несколькими объектами, другие только с одним. Доступные действия:

FITS (Гибкая система передачи изображений) — стандартный формат представления изображений и данных в астрономии.

Инструмент просмотра FITS в KStars интегрирован с инфраструктурой INDI для визуализации и обработки захваченных FITS-изображений. К тому же инструмент просмотра FITS можно использовать для последующей обработки необработанных данных. Открыть FITS-файл можно командой Открыть FITS... из меню Файл или комбинацией клавиш Ctrl+O.

Возможности просмотра FITS:

---

---

Диаграмма вверху показывает рабочую область и окно просмотра FITS. Данный инструмент предоставляет основные функции для показа и обработки изображений. Глубина данных FITS сохраняется во время выполнения всех операций по обработке, открытию и сохранению. Хотя инструмент придерживается стандарта FITS, он поддерживает не все возможности FITS:

Далее кратко описываются функциональные блоки инструмента:

Большинство телескопов для удалённого управления оборудованы интерфейсом RS232. Подключите разъём RS232 к последовательному порту или порту USB. Исторически RS232 подключается к последовательному порту компьютера, но, поскольку многие новые портативные компьютеры имеют вместо последовательного порты USB/FireWire, вам может понадобиться адаптер.

После подключения к порту компьютера включите телескоп. Настоятельно рекомендуется загрузить и установить самую последнюю версию прошивки контроллера вашего телескопа.

Перед использованием телескоп необходимо сориентировать. Ориентируйте его (по одной или двум звёздам), как показано в руководстве к телескопу.

Перед подключением к телескопу KStars необходимо проверить параметры времени и местонахождение. Это гарантирует правильное слежение и синхронизацию между телескопом и программой. Следующие шаги расскажут вам, как установить соединение с устройством, уже подключённым к компьютеру. Как соединиться с удалёнными устройствами и управлять ими, смотрите раздел "Управление удалённым устройством".

Вы можете воспользоваться мастером настройки телескопа, который проверит всю необходимую информацию. Он умеет автоматически искать подключённые телескопы, сканируя порты. Вы можете запустить мастер командой Мастер настройки телескопа... в меню Устройства.

Подключить локальный телескоп можно и другим способом:

Если в данный момент вы уже готовы использовать устройство, KStars для удобства предлагает два взаимозаменяемых графический интерфейса управления телескопами:

Вы не ограничены использованием одного интерфейса поверх другого, т.к. они могут использоваться одновременно. Действия с картой неба автоматически отражаются в диалоге Управление INDI и наоборот.

Чтобы подключить телескоп, выберите команду Подключиться контекстного меню устройства или нажмите кнопку Подключиться на вкладке устройства диалога Управление INDI.

KStars автоматически обновляет долготу, широту нахождения и время телескопа, исходя из текущих параметров. Вы можете включить или выключить эти обновления в диалоге Настроить INDI из меню Устройства.

Если KStars правильно взаимодействует с телескопом, она получит текущие координаты ПВ и СКЛ от телескопа и покажет перекрестие (цель устройства) на карте неба.

Вот и всё: ваш телескоп готов к изучению неба.

KStars поддерживает следующие фотоприёмники:

Вы можете запускать устройства CCD и видеозахвата из диалога "Управление устройствами" из меню Устройства Управление устройствами.... Как у всех устройств INDI, некоторые функции управления будут доступны с карты неба. Полностью устройства можно контролировать из диалога Управление INDI.

Стандартный формат захвата изображений — FITS. После захвата и загрузки изображение автоматически показывается в инструменте "Просмотр FITS". Для захвата последовательности изображений вызовите Захват последовательности изображений... из меню Устройства. Этот инструмент неактивен, пока соединение с фотоприёмником не будет установлено.

"Захват последовательности изображений" можно использовать для получения изображений с камер и CCD в интерактивном и пакетном режиме. К тому же вы можете выбрать фильтр, который хотите использовать при проведении съёмки. Инструмент захвата изображений остаётся неактивным до установки соединения с фотоприёмником.

---

---

Рисунок выше иллюстрирует пример сеанса захвата. Данный инструмент имеет следующие параметры:

После установки параметров, вы можете начать процедуру захвата, нажав кнопку Запуск. Захват в любое время можно отменить нажатием кнопки Остановить. Все захваченный кадры будут сохранены в папку FITS по умолчанию, расположение которой может быть изменено в диалоге Настройка INDI.

Если у вас более сложные требования к захвату, рекомендуется создать сценарий, выполняющий то, что вам нужно. Для создания этого воспользуйтесь инструментом Редактор сценариев, вызываемый командой Мастер сценариев... меню Сервис.

Диалог «Настройка INDI» позволяет вам изменять клиентские параметры INDI. Окно диалога разделено на четыре блока: «Общие параметры», «Автоматическое обновление», «Показывать», «Сменные светофильтры».