Innehåll. 1 Inledning 9

Transkript

1 Jason Harris Huvudutvecklare: Jasem Mutlaq Huvudutvecklare: James Bowlin Huvudutvecklare: Heiko Evermann Huvudutvecklare: Thomas Kabelmann Huvudutvecklare: Pablo de Vicente Huvudutvecklare: Carsten Niehaus Huvudutvecklare: Mark Holloman Översättning: Stefan Asserhäll

2 2

3 Innehåll 1 Inledning 9 2 En snabbtur genom KStars Inställningsguiden Ta en titt runt omkring Objekt på himlen Objektens menyer Söka objekt Centrera och följa Tangentbordsåtgärder Turens slut Anpassa KStars Ange geografisk plats Ställa in tiden Fönstret Anpassa KStars Anpassa skärmen Kommandoreferens Menykommandon Menyn Arkiv Menyn Tid Menyn Pekning Menyn Visa Menyn Verktyg Menyn Data Menyn Observationer Menyn Inställningar Menyn Hjälp Objektmeny Tangentbordskommandon

4 4.2.1 Navigeringstangenter Snabbtangenter i menyer Åtgärder för markerat objekt Verktygssnabbtangenter Muskommandon Astroinfo-projektet Astroinfo: Innehållsförteckning Himmelskoordinatsystem Det ekvatoriella koordinatsystemet Det horisontella koordinatsystemet Det ekliptiska koordinatsystemet Det galaktiska koordinatsystemet Himmelsekvatorn Himmelspolerna Himmelssfären Ekliptikan Dagjämningarna Geografiska koordinater Storcirklar Horisonten Timvinkel Den lokala meridianen Precession Zenit Epok Juliansk dag Skottår Siderisk tid Tidzoner Universell tid Teleskop Öppningsdiameter och fokalförhållande Aberration Förstoring Synfält Teleskoptyper Optiska teleskop Observationer med andra våglängder Rymdbaserade observationer Svartkroppsstrålning

5 5.23 Mörk materia Flöde Ljusstyrka Parallax Retrograd rörelse Elliptiska galaxer Spiralgalaxer Magnitudskalan Stjärnor: Svar på grundläggande frågor Stjärnfärger och temperaturer Kosmiska avståndsstegen Direkta mätningar Standardljuskällor Andra metoder Kstars verktyg Fönstret Information om objekt Astronomiräknaren Modulen Vinkelavstånd Modulen för skenbara koordinater Modulen Ekliptiska koordinater Modulen för ekvatoriella/galaktiska koordinater Modulen för horisontella koordinater Modulen för geodetiska koordinater Modulen Planetkoordinater Modulen för dagslängd Modulen Dagjämningar och solstånd Modulen för Juliansk dag Modulen för siderisk tid Verktyget Elevation mot tid Verktyget Vad händer i natt? Verktyget Skriptbyggaren Introduktion till skriptbyggaren Använda skriptbyggaren Visning av solsystemet Verktyg för Jupiters månar Observationsplanering FITS-visningsverktyg Kommandoradsläge för att skapa bilder 86 5

6 8 Styrning av astronomiska instrument med INDI INDI-inställning Teleskopinställning Inställning av CCD- och videohämtning Anpassa INDI INDI-koncept Fjärrstyrning av instrument Köra en INDI-server från kommandoraden Säker fjärrstyrning Vanliga frågor om INDI Vanliga frågor Tack till och licens 100 A Installation 102 A.1 Hur man skaffar KStars A.2 Krav A.3 Kompilering och installation A.4 Anpassning B Sakregister 104 6

7 Tabeller 8.1 Färgkodning av INDI-tillstånd

8 Sammanfattning KStars är fri astronomiprogramvara med öppen källkod för flera plattformar. Den tillhandahåller en noggrann grafisk simulering av natthimlen från vilken plats som helst på jorden, vid godtyckligt datum och tid. Skärmen omfattar upp till 100 miljoner stjärnor, avlägsna himmelskroppar, alla åtta planeterna, solen och månen, samt tusentals kometer, asteroider, supernovor och satelliter. Både för elever och lärare stöder den justerbar simuleringshastighet för att kunna visa fenomen som sker över långa tidsrymder, KStars astronomiräknare för att förutsäga konjunktioner, och många vanliga astronomiska beräkningar. För amatörastronomen tillhandahåller den observationsplanering, en himmelskalender, och en synfältseditor för att beräkna utrustningars synfält och visa dem. Upptäck intressanta objekt i verktyget Vad händer i natt, rita upp diagram över höjd mot tid för vilket objekt som helst, skriv ut himmelskartor med hög kvalitet, och få tillgång till mängder med information och resurser för att hjälpa till att utforska universum. Ekos-sviten för astrofotografering ingår i KStars: en fullständig lösning för astrofotografering som kan styra alla INDI-enheter inklusive ett stort antal teleskop, CCD:er, digitala spegelreflexkameror, filter med mera. Ekos stöder följning med hög noggrannhet genom att använda astrometrilösare på nätet eller lokalt, möjlighet till autofokus och automatisk guidning, samt tagning av enstaka eller flera bilder med den kraftfulla, inbyggda, sekvenshanteraren.

9 Kapitel 1 Inledning KStars låter dig utforska natthimlen från din bekväma arbetsstol vid datorn. Den tillhandahåller en noggrann grafisk representation av natthimlen för vilket datum som helst, från var som helst på jorden. Skärmen visar stjärnor till 9:e magnituden (100 miljoner med tilläggskataloger), avlägsna himmelsobjekt (Messier-, NGC- och IC-katalogerna), alla planeterna, solen och månen, hundratals kometer och asteroider, vintergatan, 88 stjärnbilder och stödlinjer som himmelsekvatorn, horisonten och ekliptikan. KStars är dock mer än en enkel simulator av natthimlen. Skärmen erbjuder ett övertygande gränssnitt till ett antal verktyg, som du kan använda för att lära dig mer om astronomi och natthimlen. Det finns en anpassad meny, som hör ihop med varje synligt objekt, där objektspecifik information och åtgärder visas. Hundratals objekt tillhandahåller länkar i sina menyer till informativa webbsidor och vackra bilder tagna av rymdteleskopet Hubble och andra observatorier. Från objektmenyn kan du visa detaljinformationsfönstret, där du kan undersöka positionsdata för objektet, och hämta information om objektet från en enorm skatt med databaser över astronomisk data och litteraturreferenser på professionell nivå. Du kan till och med lägga till egna Internetlänkar, bilder och anteckningar, vilket gör KStars till ett grafiskt gränssnitt för dina egna observationsloggar och din personliga astronomiska anteckningsbok. Verktyget astronomiräknare ger direkt åtkomst till många av algoritmerna som programmet använder i bakgrunden, inklusive koordinatkonvertering och tidberäkning. Du kan planera en observationssession med verktyget elevation mot tid, som ritar upp kurvor där elevationen representeras som en funktion av tiden för vilken grupp av objekt som helst. Om det ger för mycket detaljer, finns också verktyget Vad händer i natt?, där de objekt som är synliga från din geografiska plats en given natt summeras. Du kan lägga till dina favoritobjekt i en önskelista med verktyget Observationsplanering, som låter dig planera observationssessioner på ett professionellt sätt. KStars tillhandahåller också en Visning av solsystemet, som visar aktuell position för de större planeterna i solsystemet. Det finns också ett Verktyg för Jupiters månar, som visar position för Jupiters fyra största månar som funktion av tiden. Vår viktigaste mål är att göra KStars till ett interaktivt utbildningsverktyg för att lära sig om astronomi och natthimlen. För att åstadkomma detta, innehåller KStars handbok Astroinfo-projektet, en samling korta notiser med länkade astronomirelaterade begrepp, som kan utforskas med KStars. Dessutom innehåller KStars D-Bus-funktioner, som låter dig skapa komplexa skript, vilket gör KStars till ett kraftfullt demonstrationsobjekt för användning i klassrummet eller för allmän illustration av astronomibegrepp. Dessutom kan alla tredjepartsverktyg eller språk med stöd för D-Bus användas för att skriva kraftfulla skript med användning av KStars programmeringsgränssnitt för D-Bus. Dock är KStars inte bara till för studenter. Du kan styra teleskop och kameror med KStars, med hjälp av det eleganta och kraftfulla INDI-protokollet. KStars stöder flera populära teleskop, bland 9

10 annat Meades LX200-familj och Celestron GPS. Flera populära CCD-kameror, webbkameror och datoriserade fokuseringsutrustningar stöds också. Enkla kommandon för att flytta eller följa objekt är direkt integrerade i huvudfönstrets meny, och INDI-inställningsrutan ger möjlighet att komma åt alla teleskopets funktioner. INDI:s klient-serverarkitektur tillåter sömlös styrning av ett godtyckligt antal lokala teleskop eller fjärrteleskop från en enda KStars-session. För avancerade användare tillhandahåller KStars Ekos, en fullständig programsvit för astronomiska fotograferingsuppgifter. Det omfattar mycket noggranna GÅ TILL med användning av en astrometrilösare, möjlighet att mäta och korrigera polära inriktningsfel, möjlighet till automatisk fokusering och guidning, och tagning av enstaka bilder eller bildföljder med stöd för filterhjul. Vi är mycket intresserade av dina kommentarer. Rapportera gärna fel eller önskemål om funktioner till KStars e-postlista för utvecklare: kstars-devel@kde.org. Du kan också använda det automatiska felrapporteringsverktyget, som du kommer åt från hjälpmenyn. Översättning Stefan Asserhäll stefan.asserhall@bredband.net Den här dokumentationen licensieras under villkoren i GNU Free Documentation License. 10

11 Kapitel 2 En snabbtur genom KStars Det här kapitlet introducerar många av de viktiga funktionerna i KStars, med en guidad tur. Skärmbilden ovan visar en typisk vy från programmet KStars. Du kan se himlen centrerad på Betelgeuse, den starkaste stjärnan i stjärnbilden Orion. Orion har just gått upp ovanför den östra horisonten. Stjärnor visas med realistiska färger och relativ ljusstyrka. I tre av hörnen på himmelsfönstret finns textrader på skärmen som visar information om nuvarande tid och datum ( LT; 06:44: ), nuvarande geografisk plats ( Tucson, Arizona, USA ), och nuvarande objekt på skärmens centrum ( Fokuserad på: Betelgeuse (alpha Orionis) ). Ovanför himmelsfönstret finns två verktygsrader. Huvudverktygsraden innehåller genvägar för menyfunktioner, samt en tidsstegskomponent som styr hur snabbt simuleringsklockan går. Vyverktygsraden innehåller knappar som låter dig visa eller gömma olika sorters objekt på himlen. Det finns en statusrad längst ner i fönstret, som visar namnet på alla objekt som du klickar på, och himmelskoordinaterna (både rektascension/deklination och azimut/elevation) för muspekaren. 11

12 2.1 Inställningsguiden Första gången du kör KStars, visas en inställningsguide, som låter dig enkelt ställa in din geografiska plats och ladda ner några ytterligare datafiler. Du kan trycka på knappen Ok när som helst för att avsluta inställningsguiden. Den andra sidan i inställningsguiden låter dig välja geografisk plats vid start, genom att välja från listan med de mer än 2500 kända platserna till höger i fönstret. Listan med platser kan filtreras för att motsvara texten du skriver in i redigeringsrutorna Stad, Region och Land. Om din önskade plats inte finns med i listan, kan du tillfälligt välja en stad i närheten. Senare kan du lägga till din exakta plats för hand med verktyget Ange geografisk plats. Så fort du har valt en geografisk plats vid start, tryck på knappen Nästa. Den sista sidan i inställningsguiden låter dig ladda ner ytterligare data som inte ingår i KStarss standarddistribution. Tryck helt enkelt på knappen Ladda ner ytterligare data för att visa verktyget Hämta heta nyheter. När du är klar, tryck på knappen Ok i inställningsguiden för att börja utforska KStars. 2.2 Ta en titt runt omkring När vi nu har ställt in tiden och platsen, låt oss ta en titt runt omkring. Du kan panorera skärmen med piltangenterna. Om du håller nere skifttangenten innan panorering, ökas panoreringshastigheten. Skärmen kan också panoreras genom att klicka och dra med musen. Observera att alla objekt visas inte medan skärmen panorerar. Det görs för att minska CPU-lasten för att beräkna objektens positioner igen, och gör panoreringen jämnare (du kan ställa in vad som göms under panorering i fönstret Anpassa KStars). Det finns flera sätt att ändra skärmens förstoring (eller zoomnivå): 1. Använd tangenterna + och - 2. Tryck på knapparna för att zooma in/ut i verktygsraden 3. Välj Zooma In/Zooma ut i menyn Visa 4. Välj Zooma till vinkelstorlek... i menyn Visa. Det låter dig ange synfältsvinkeln för skärmen i grader. 5. Använd hjulet på musen 6. Dra musen uppåt eller neråt med mittenknappen nertryckt. 7. Håll nere Ctrl medan musen dras. Det låter dig definiera en rektangel på skärmen. När du släpper musknappen, zoomas skärmen för att motsvara rektangeln. Observera att när du zoomar in, kan du se svagare stjärnor än vid lägre zoomningsgrader. Zooma ut tills du kan se en grön kurva. Det här representerar din lokala horisont. Om du inte har ändrat KStars inställning, är skärmen helt grön under horisonten, vilket representerar fasta marken på jorden. En vit kurva visas också, som representerar himmelsekvatorn (en tänkt linje som delar himlen i norra och södra halvkloten). En mörkare kurva, som representerar ekliptikan, vägen som solen verkar följa över himlen under året, visas också. Solen finns alltid någonstans längs ekliptikan, och planeterna är aldrig långt borta från den. 12

13 2.3 Objekt på himlen KStars visar tusentals himmelsobjekt: stjärnor, planeter, kometer, asteroider, kluster, nebulosor och galaxer. Du kan påverka visade objekt genom att utföra åtgärder med dem eller skaffa mer information om dem. Genom att klicka på ett objekt identifieras det i statusraden, och genom att helt enkelt hålla musen stilla över ett objekt läggs en tillfällig beteckning till på kartan. Ett dubbelklick centrerar skärmen på objektet och börjar följa det (så att det förblir centrerat allteftersom tiden går). Genom att högerklicka på ett objekt, visas objektets sammanhangsberoende meny som tillhandahåller fler alternativ Objektens menyer Här är ett exempel på menyn som visas med högerklick, för Orionnebulosan: Utseendet hos objektmenyn beror till en del på vilken sorts objekt som högerklickas, men den grundläggande strukturen visas nedan. Du kan få mer detaljerad information om objektmenyn. Den övre delen innehåller informationstext som inte kan markeras: Objektets namn ( M 42, Orionnebulosan ), objekttyp ( gasnebulosa ), och stjärnbilden som objektet finns i ( Orion ). De tre följande raderna visar objektets uppgångs-, övergångs- och nergångstider. Om uppgångsoch nergångstiderna anger Polär bana, betyder det att objektet alltid är ovanför horisonten för aktuell plats. Delen i mitten innehåller alternativ för att utföra åtgärder med objektet, som Centrera och följ, Detaljinformation... och Lägg till beteckning. Se beskrivningen av menyn för en fullständig lista och beskrivning av varje alternativ. Den nedre delen innehåller länkar till bilder och/eller informativa webbsidor om det valda objektet. Om du känner till ytterligare webbadresser med information eller en bild av objektet, kan du lägga till en egen länk i objektmenyn. Använd alternativet Information i menyn för att visa dialogrutan Information om objekt. Använd Lägg till länk... under fliken Länkar. 13

14 2.3.2 Söka objekt Du kan söka efter namngivna objekt med verktyget Sök objekt, som kan öppnas genom att klicka på ikonen sök i verktygsraden, genom att välja Sök objekt... i menyn Pekning, eller genom att trycka på Ctrl+F. Fönstret Sök objekt visas nedan: Fönstret listar alla namngivna objekt som KStars känner till. Många objekt listas bara med sitt katalognamn (till exempel NGC 3077), men vissa listas med ett vanligt namn (till exempel Virvelgalaxen). Du kan filtrera listan enligt namn eller typ av objekt. För att filtrera enligt namn, skriv in text i redigeringsrutan längst upp i fönstret. Listan innehåller då bara namn som börjar med texten. För att filtrera enligt typ, välj en typ i kombinationsrutan längst ner i fönstret. För att centrera skärmen på ett objekt, markera det önskade objektet i listan och tryck på Ok. Observera att om objektet finns under horisonten, varnar programmet dig, och du kanske inte ser något annat än marken. (Du kan göra marken osynlig i på inställningssidan Hjälplinjer, eller genom att trycka på knappen Mark i vyverktygsraden) Centrera och följa KStars börjar automatiskt följa ett objekt så fort något centreras på skärmen, antingen genom att använda fönstret Sök objekt, genom att dubbelklicka på ett objekt eller genom att välja Centrera och följ i menyn som visas med höger musknapp. Du kan avbryta följning genom att panorera skärmen, genom att trycka på ikonen Stoppa följning i verktygsraden eller genom att välja Stoppa följning i menyn Pekning. NOT När KStars följer en kropp i solsystemet, läggs automatiskt ett banspår till, som visar kroppens väg över himlen. Du måste troligen ändra klockans tidssteg till ett stort värde (som 1 dag ) för att se spåret Tangentbordsåtgärder När du klickar på ett av kartans objekt, blir det markerat objekt, och dess namn identifieras i statusraden. Det finns ett antal snabbtangentkommandon som använder sig av det markerade ob- 14

15 jektet. C D L O T Centrera och följ det markerade objektet Visa informationsfönstret för det markerade objektet Växla en synligt namnbeteckning för det markerade objektet Lägg till det markerade objektet i observationsönskelistan. Växla en synlig kurva på himlen, som visar objektets väg över himlen (gäller bara kroppar i solsystemet) NOT Genom att hålla nere skifttangenten, kan du utföra åtgärderna med det centrerade objektet istället för det markerade. 2.4 Turens slut Det här avslutar turen genom KStars, även om vi bara har skrapat på ytan av tillgängliga funktioner. KStars innehåller många användbara astronomiverktyg, det kan direkt styra ditt teleskop, och det erbjuder en stor mängd alternativ för inställning och anpassning. Dessutom innehåller den här handboken Astroinfo-projektet, en serie korta, sammanlänkade artiklar som förklarar några av de astrofysiska koncept som ligger bakom KStars. 15

16 Kapitel 3 Anpassa KStars 3.1 Ange geografisk plats Här är en skärmbild av fönstret Ange geografisk plats: Det finns en lista med över 2500 fördefinierade städer tillgänglig att välja bland. Du ställer in din plats genom att markera en stad i listan. Varje stad representeras på världskartan som en liten punkt, och när en stad markeras i listan, visas ett rött hårkors på dess plats på kartan. Det är inte praktiskt att leta igenom hela listan med 2500 platser efter en särskild stad. För att göra sökning enklare, kan listan filtreras genom att skriva in text i rutorna under kartan. På skärmbilden visas till exempel texten Ba i rutan Stadsfilter, medan M har skrivits in i rutan Regionsfilter, och USA finns i rutan Landsfilter. Observera att alla städer som visas i listan har stad, region och land som börjar med filtersträngarna som matats in, och att meddelandet under filterrutorna anger att 7 städer matchar filtren. Observera också att punkter på kartan som motsvarar de sju städerna har färgats vita, medan de som inte stämmer in förblir grå. Listan kan också filtreras genom placering på kartan. Genom att klicka var som helst på världskartan visas bara de städer som ligger inom två grader från den klickade platsen. För närvarande 16

17 kan du söka enligt namn eller plats, men inte båda samtidigt. Med andra ord, när du klickar på kartan ignoreras namnfiltren, och tvärtom. Information om longitud, latitud och tidszon för platsen som för närvarande är vald visas i rutorna längst ner i fönstret. Om du anser att något av dessa värden är felaktigt, kan du ändra dem och trycka på knappen Lägg till stad i lista för att lagra din egen version av platsen. Du kan också definiera en helt ny plats genom att trycka på knappen Rensa fält och skriva in data för den nya platsen. Observera att alla fält utom Delstat/region måste fyllas i innan den nya platsen kan läggas till i listan. KStars laddar automatiskt dina egna platser för alla framtida sessioner. Observera att för närvarande är det enda sättet att ta bort en egen plats, att ta bort motsvarande rad från filen ~/.kde/share/apps/kstars/mycities.dat. Om du lägger till egna platser (eller ändrar befintliga), skicka gärna filen mycities.dat så att vi kan lägga till dina platser i huvudlistan. 3.2 Ställa in tiden När KStars startar, ställs tiden in enligt datorns systemklocka, och KStars klocka går för att motsvara den verkliga tiden. Om du vill stoppa klockan, välj Stoppa klockan i menyn Tid, eller klicka helt enkelt på ikonen Stoppa klockan i verktygsraden. Du kan få klockan att gå snabbare eller långsammare än normalt, eller till och med få den att gå baklänges, med tidsstegsrutan i verktygsraden. Den här rutan har två uppsättningar uppåt- och neråtknappar. Den första stegar genom alla 83 tillgängliga tidssteg, en i taget. Den andra hoppar till nästa högre (eller lägre) tidsenhet, vilket låter dig snabbare göra stora ändringar i tidssteget. Du kan ställa in tid och datum genom att välja Ställ in tid... i menyn Tid, eller genom att klicka på ikonen Tid i verktygsraden. Fönstret Ställ in tid använder KDE:s vanliga datumväljarkomponent, tillsammans med två nummerrutor för att ange timmar och minuter. Om du vill synkronisera simuleringstiden till den aktuella datortiden, välj bara Ställ in tid till aktuell i menyn Tid. NOT KStars kan hantera mycket avlägsna datum bortom de vanliga gränserna som orsakas av QDate. För närvarande kan du ställa in datum mellan åren och Vi kanske utökar det här området ytterligare i framtida utgåvor. Var dock medveten om att noggrannheten hos simuleringen blir mer och mer försämrad ju avlägsnare datum som betraktas. Det är särskilt sant för positioner hos solsystemets kroppar. 3.3 Fönstret Anpassa KStars Fönstret Anpassa KStars låter dig ändra en stor mängd visningsalternativ.du kan komma åt fönstret med skiftnyckel ikonen i verktygsraden, eller genom att välja Anpassa KStars... i menyn Inställningar. Fönstret visas nedan: 17

18 Fönstret Anpassa KStars är uppdelat i nio sidor: Kataloger, Solsystemet, Satelliter, Supernovor, Hjälplinjer, Färger, INDI, Ekos, Xplanet och Avancerat. På sidan Kataloger, avgör du vilka objektkataloger som visas på kartan. Rutan Stjärnor låter dig också ange den svaga magnitudgränsen för stjärnor, och gränsen för magnituden då namnet och/eller magnituden visas. Under rutan för stjärnor, styr rutan Avlägsna himmelsobjekt visningen av flera kataloger med objekt som inte är stjärnor. Normalt innehåller listan Messier-, NGC- och IC-katalogerna. Du kan lägga till egna objektkataloger genom att trycka på knappen Importera katalog. För detaljerade anvisningar om hur man skapar en katalogdatafil, se filen R EADME.customize, som levereras med KStars. Det är möjligt att definiera den svaga gränsen för himmelsobjekt vid inzoomad och utzoomad återgivning. När alternativet Visa objekt av okänd magnitud är aktiverat, visas objekt vars magnitud är okänd eller inte tillgänglig i KStars oberoende av den inställda svaga gränsen. På sidan Solsystem kan du ange om solen, månen, planeterna, kometer och asteroider visas, och om de större kropparna ritas som färgade cirklar eller verkliga bilder. Du kan också välja om kroppar i solsystemet har tillhörande namnbeteckningar, och styra hur många kometer och asteroider som får beteckningar. Det finns ett alternativ för att automatiskt lägga till ett tillfälligt banspår, så fort en kropp i solsystemet följs, och en annan för att välja om färgen på planetspår tonas bort i himlens bakgrundsfärg. Sidan Stödlinjer låter dig välja om annat än objekt visas (t.ex. stjärnbildslinjer, stjärnbildsnamn, vintergatans kontur, himmelsekvatorn, ekliptikan, horisontlinjen och ogenomskinlig mark). Du kan också välja om du vill se latinska stjärnbildsnamn, standardiserade IAU-förkortningar med tre bokstäver, eller svenska namn. Sidan Färger låter dig ange färgschemat, och definiera egna färgscheman. Fliken är uppdelad i två rutor: Den vänstra rutan visar en lista på alla objekt med justerbara färger som visas. Klicka på något objekt för att visa ett färgvalsfönster för att justera dess färg. Under listan finns kombinationsrutan Läge för stjärnfärger. Normalt ritar KStars stjärnor med en realistisk färgton enligt stjärnans spektralklass. Men du kan också välja att rita stjärnorna som ifyllda vita, svarta eller röda cirklar. Om du använder realistiska stjärnfärger, kan du välja mättnadsnivån för stjärnfärgerna med rutan Intensitet för stjärnfärger. Den högra rutan visar definierade färgscheman. Det finns fyra fördefinierade scheman: Förvalda färger, Stjärnkarta med svarta stjärnor på en vit bakgrund, Nattseende, som bara använder röda 18

19 färgtoner för att skydda ditt mörkerseende, och Natt utan måne, ett mer realistiskt mörkt tema. Dessutom kan du spara den nuvarande färginställningen som ett eget schema, genom att klicka på knappen Spara nuvarande färger. Den frågar dig efter ett namn på det nya schemat, och därefter syns ditt schema i alla framtida KStars-sessioner. För att ta bort ett eget schema, markerad det helt enkelt i listan, och tryck på knappen Ta bort färgschema. För en detaljerad förklaring av alternativen på sidan INDI, se avsnittet Anpassa INDI. Sidan Avancerat tillhandahåller detaljstyrning av det subtilare beteendet hos KStars. Kryssrutan Korrigera för atmosfärisk refraktion styr om positioner för objekt korrigeras för atmosfärseffekter. Eftersom atmosfären är ett sfäriskt skal, böjs ljus från yttre rymden när det passerar genom atmosfären till våra teleskop eller ögon på jordytan. Effekten är störst för objekt nära horisonten, och ändrar faktiskt beräknad upp- eller nergångstid för objekt med några minuter. I själva verket, när du ser en solnedgång är solens verkliga position redan en bra bit under horisonten, men atmosfärens refraktion gör att det verkar som om solen fortfarande syns på himlen. Observera att atmosfärisk refraktion aldrig används med ekvatoriella koordinater. Kryssrutan Använd animerad panorering styr hur skärmen ändras när ett nytt fokus väljs på kartan. Normalt ser du himlen driva, eller panorera, till den nya positionen. Om du avmarkerar alternativet, hoppar skärmen omedelbart till positionen för ett nytt fokus. Om kryssrutan Lägg till beteckning för centrerat objekt är markerad, läggs automatiskt en beteckning till när ett objekt följs av programmet. Beteckningen tas bort när objektet inte längre följs. Observera att du för hand också kan lägga till en beteckning som blir kvar för vilket objekt som helst med dess meny. Det finns tre tillfällen då KStars måste rita om visningen av himlen mycket snabbt: När ett nytt fokus väljs (och Använd animerad panorering är markerad), när himlen dras med musen och när tidssteget är stort. I dessa fall, måste positionerna för alla objekt räknas om så snabbt som möjligt, vilket kan orsaka stor belastning för processorn. Om processorn inte hinner med att hantera beräkningarna, kommer skärmen verka slö eller hoppig. För att mildra detta, döljer KStars vissa objekt vid dessa situationer med snabb omritning, under förutsättning att kryssrutan Dölj objekt vid förflyttning är markerat. Tröskeln för tidsskalan då objekt döljs avgörs av rutan Dölj också om tidsskalan är större än:. Du kan ange objekt som ska gömmas i rutan Anpassa dolda objekt. 3.4 Anpassa skärmen Det finns flera sätt att ändra skärmen som du vill ha den. Välj ett annat färgschema i menyn Inställningar Färgscheman. Det finns fyra fördefinierade färgscheman, och du kan definiera dina egna i fönstret Anpassa KStars. Välj om verktygsraderna ritas i menyn Inställningar Visade verktygsrader. Som de flesta verktygsrader i KDE, kan de också dras omkring och fästas vid vilken fönsterkant som helst, eller till och med kopplas loss helt från huvudfönstret om de är upplåsta. Välj om informationsrutorna ritas i menyn Inställningar Informationsrutor. Dessutom kan du ändra de tre informationsrutorna med musen. Varje ruta har ytterligare rader med data som normalt är dolda. Du kan välja om dessa ytterligare rader ska vara synliga genom att dubbelklicka på en ruta för att rulla upp den. Du kan också ändra plats för en ruta genom att dra den med musen. När en ruta når en fönsterkant, fastnar den vid kanten när fönsterstorleken ändras. Välj en synfältssymbol med menyn Inställningar Synfältssymboler. En synfältssymbol ritas i fönstrets centrum för att ange var skärmen pekar. Olika symboler har olika vinkelstorlek: du kan använda en symbol för att visa vad som skulle synas i ett visst teleskop. Om du till exempel väljer synfältssymbolen 7x35 kikare, ritas en cirkel på skärmen som är 9,2 grader i diameter. Det är synfältet för 7x35 kikare. 19

20 Du kan definiera dina egna synfältssymboler (eller ändra befintliga symboler) med menyalternativet Redigera synfältssymboler..., som startar editorn för synfältssymboler. Listan med definierade synfältssymboler visas till vänster. Till höger finns knappar för att lägga till nya symboler, redigera den markerade symbolens egenskaper, och ta bort den markerade symbolen från listan. Observera att du till och med kan ändra eller ta bort de fyra fördefinierade symbolerna (om du tar bort alla symboler, återställs de fyra standardsymbolerna nästa gång du startar KStars). Under de tre knapparna finns en grafisk förhandsgranskning som visar den markerade symbolen i listan. När knapparna Ny... eller Redigera... klickas, visas fönstret Ny synfältssymbol: Det här fönstret låter dig ändra de fyra egenskaper som definierar en synfältssymbol: namn, 20

21 storlek, form och färg. Vinkelstorleken för symbolen kan antingen skrivas in direkt i redigeringsrutan Synfält, eller så kan du använda flikarna Okular och Kamera för att beräkna synfältets vinkel, givet inställningen av parametrarna för ditt teleskop och okular, eller teleskop och kamera. De fyra tillgängliga formerna är Cirkel, Kvadrat, Hårkors, och Måltavla. När du väl har specificerat alla fyra parametrarna, tryck på Ok, så visas symbolen i listan med definierade symboler. Den är också tillgänglig i menyn Inställningar Synfältssymboler. 21

22 Kapitel 4 Kommandoreferens 4.1 Menykommandon Menyn Arkiv Arkiv Öppna FITS... (Ctrl+O) Visar en FITS-bild i FITS-visningsverktyget Arkiv Spara himmelsbild... (Ctrl+I) Skapa en bild på disk från aktuell skärm Arkiv Kör skript... (Ctrl+R) Kör angivet KStars-skript Arkiv Utskriftsguide Startar en guide för att anpassa tagning av bilder på himmelsobjekt med teleskop och skriva ut resultatet som snygga utskrifter för ytterligare användning eller katalogisering. Arkiv Skriv ut... (Ctrl+P) Skickar den nuvarande himmelskartan till skrivaren (eller till en Postscript/PDF-fil) Arkiv Avsluta (Ctrl+Q) Avslutar KStars Menyn Tid Tid Ställ in tid till nuvarande (Ctrl+E) Synkronisera tiden med systemklockan Tid Ställ in tid... (Ctrl+S) Välj tid och datum Tid Gå ett steg bakåt i tid (<) Gå ett steg bakåt i tiden i KStars simulering av himmelskartan. Tidsstegets längd kan ställas in efter att ha klickat på den lilla knappen > i KStars verktygsrad. 22

23 Tid Stoppa klockan Växla mellan att tiden går och står stilla Tid Gå ett steg framåt i tid (>) Gå ett steg framåt i tiden i KStars simulering av himmelskartan. Tidsstegets längd kan ställas in efter att ha klickat på den lilla knappen > i KStars verktygsrad Menyn Pekning Pekning Zenit (Z) Centrera skärmen på zenit-punkten (rakt upp) Pekning Norr (N) Centrera skärmen ovanför norra punkten på horisonten. Pekning Öster (E) Centrera skärmen ovanför östra punkten på horisonten. Pekning Söder (S) Centrera skärmen ovanför södra punkten på horisonten. Pekning Väster (W) Centrera skärmen ovanför västra punkten på horisonten. Pekning Ställ in koordinater manuellt... (Ctrl+M) Centrera skärmen på specifika himmelskoordinater Pekning Sök objekt (Ctrl+F) Hitta ett namngivet objekt med fönstret Sök objekt Pekning Stoppa följning (Ctrl+T) Aktiverar eller inaktiverar följning. Under följning förblir skärmen centrerad på den nuvarande positionen eller det nuvarande objektet Menyn Visa Visa Zooma in (Ctrl++) Zoomar in skärmen Visa Zooma ut (Ctrl+-) Zoomar ut skärmen Visa Förvald zoom (Ctrl+Z) Återställ förvalt zoomläge Visa Zooma till vinkelstorlek... (Ctrl+Skift+Z) Zooma till angiven synfältsvinkel Visa Fullskärmsläge (Ctrl+Skift+F) Växla fullskärmsläge 23

24 Visa Byt till stjärnglob/byt till horisontell vy (Mellanslag) Växla mellan horisontella och ekvatoriella koordinatsystem Visa Projektion Lamberts azimutala ytriktiga (F5) Byt himmelskartans visning till Lamberts azimutala ytriktigaprojektion. Visa Projektion Azimutal ekvidistant (F6) Byt himmelskartans visning till azimutal ekvidistant projektion. Visa Projektion Ortografisk (F7) Byt himmelskartans visning till ortografisk projektion. Visa Projektion Likformigt rektangulär (F8) Byt himmelskartans visning till likformigt rektangulär projektion. Visa Projektion Stereografisk (F9) Byt himmelskartans visning till stereografisk projektion. Visa Projektion Gnomonisk (F10) Byt himmelskartans visning till gnomonisk projektion Menyn Verktyg Verktyg Räknare... (Ctrl+C) Visar fönstret med astronomiräknaren, som ger dig fullständig tillgång till många av de matematiska funktioner som används av KStars. Verktyg Enheter Teleskopguide... Öppnar Teleskopguiden, som tillhandahåller en stegvis guide för att hjälpa dig ansluta till och styra ditt teleskop från KStars. Verktyg Enheter Enhetshanterare... Öppnar enhetshanteraren, som låter dig starta/stänga av drivrutiner och ansluta till andra INDI-servrar. Verktyg Enheter INDI-inställningsruta... Öppnar INDI-inställningsrutan, som låter dig styra alla funktioner som en enhet stöder. Verktyg Stjärnkalender Öppnar verktyget Stjärnkalender, vilket låter dig planera observationer av solsystemets planeter genom att ange grafisk data för nedgångstider och uppgångstider för dessa objekt. Verktyg Almanacka med månfaser Öppnar verktyget Almanacka med månfaser med grafisk representation av månfaser med en praktisk almanacka för att välja månad och år. Verktyg Elevation mot tid... (Ctrl+A) Visar verktyget elevation mot tid, som kan rita upp kurvor som representerar elevationen hos ett godtyckligt objekt som funktion av tiden. Det här är användbart för att planera observationssessioner. Verktyg Vad händer i natt... (Ctrl+U) Visar verktyget Vad händer i natt?, som presenterar en summering av objekten som kan observeras från din geografiska plats ett givet datum. 24

25 Verktyg Vad är intressant... (Ctrl+W) Öppnar verktyget Vad är intressant..., som informerar dig om de mest intressanta observationerna som kan göras från din aktuella position med angiven utrustning. Verktyg Skriptbyggare... (Ctrl+B) Visar verktyget Skriptbyggare, som tillhandahåller ett grafiskt gränssnitt för att bygga KStars D-Bus-skript. Verktyg Solsystemet... (Ctrl+Y) Visar verktyget Visning av solsystemet, som visar en översiktsbild av solsystemet det aktuella simuleringsdatumet. Verktyg Ekos Öppnar det kraftfulla verktyget Ekos, som utför programvarustyrning av teleskop. Justeringsmöjligheterna i Ekos hanteras av bibliotek från astrometry.net. Verktyg Jupiters månar... (Ctrl+J) Visar Verktyget för Jupiters månar, som visar positionen för Jupiters fyra största månar som en funktion av tiden. Verktyg Flaggor Öppnar verktyget Flagghanterare som kan användas för att tilldela färgbeteckningar och ikoner till angivna positioner på himmelskartan Menyn Data Data Ladda ner ny data... (Ctrl+D) Visa dialogrutan Heta nyheter för ladda ner ytterligare data för KStars. Data Uppdateringar Undermenyn kan användas för att uppdatera diverse information om objekt, närmare bestämt banelement för asteroider och kometer samt senaste data om supernovor från Internet. Data laddas bara ner för aktuellt användarkonto. Om du använder KStars från ett annat konto måste du ladda ner separat för varje konto. KStars försöker normalt ladda ner senaste listan över supernovor automatiskt. Du kan stänga av nerladdningen på sidan Supernovor i KStars inställningsfönster Menyn Observationer Observation Observationsplanering (Ctrl+L) Visa verktyget Observationsplanering Observation Utför sessionsplanen (Ctrl+2) Visa verktyget Sessionsplaneringsguiden eller kör den planerade sessionen. 25

26 4.1.8 Menyn Inställningar Inställningar Informationsrutor Visa informationsrutor Visa eller dölj alla tre informationsrutorna Inställningar Informationsrutor Visa tidsruta Visa eller dölj tidsinformationsrutan Inställningar Informationsrutor Visa fokusruta Visa eller dölj fokusinformationsrutan Inställningar Informationsrutor Visa platsruta Visa eller dölj platsinformationsrutan Inställningar Visade verktygsrader Visa eller dölj huvud- och vyverktygsraden Inställningar Statusrad Visa statusrad Visa eller dölj statusraden Inställningar Statusrad Visa Az/Elev-fält Visa eller dölj muspekarens horisontella koordinaterna i statusraden. Inställningar Statusrad Visa RA/Dek-fält Visa eller dölj muspekarens horisontella koordinaterna i statusraden. Inställningar Färgscheman Den här undermenyn innehåller alla definierade färgscheman, inklusive dina egna scheman. Välj något alternativ för att ställa in det färgschemat. Inställningar Synfältssymboler Den här undermenyn listar tillgängliga synfältssymboler. Synfältssymbolen ritas i skärmens centrum. Du kan välja i listan med fördefinierade symboler (Ingen symbol, 7x35 kikare, En grad, eller Hubble WFPC2), eller kan du definiera dina egna symboler (eller ändra befintliga symboler) med alternativet Redigera synfältssymboler... Inställningar Byt till OpenGL/QPainter-gränssnitt KStars har experimentellt stöd för OpenGL. Motsvarande gränssnitt fungerar mycket snabbare på datorer med maskinvaruacceleration. Byt tillbaka till QPainter-gränssnittet (standard) om du råkar ut för problem med OpenGL-gränssnittet. VIKTIGT I den här versionen fungerar inte informationsrutor riktigt när OpenGL-gränssnitt används, alltså kommer de att inaktiveras. Inställningar Definiera utrustning... (Ctrl+0) Låter dig definiera utrustningens egenskaper för observationsloggar (teleskop, okular, lins och filter). Inställningar Lägg till observatör... (Ctrl+1) Kan användas för att lägga till en ny observatör för dina observationsloggar. Inställningar Geografisk... (Ctrl+G) Välj en ny geografisk position 26

27 Inställningar Anpassa KStars... Ändra inställningsalternativ Dessutom har KStars de vanliga menyalternativen Inställningar och Hjälp i KDE. För mer information, läs avsnitten Menyn Inställningar och Menyn Hjälp i KDE:s Grunder Menyn Hjälp Hjälp Innehåll... (F1) Startar KDE:s hjälpsystem med början på hjälpsidorna för KStars (det här dokumentet). Hjälp Vad är det här? (Skift+F1) Ändrar muspekaren till en kombination av en pil och ett frågetecken. Genom att klicka på objekt i KStars öppnas ett hjälpfönster (om det finns ett för just det här objektet) som förklarar objektets funktion. Hjälp Rapportera fel... Öppnar dialogrutan för felrapportering där du kan rapportera ett fel eller lämna ett förbättringsförslag. Hjälp Om KStars Det här visar information om version och upphovsmän. Hjälp Om KDE Det här visar KDE:s version och annan grundläggande information Objektmeny Att klicka med höger musknapp visar en sammanhangsberoende meny, vilket betyder att dess innehåll varierar beroende på vilket objekt som du klickar på. Vi listar alla möjliga alternativ i menyn här, med motsvarande objekttyp [inom hakparenteser]. [Alla] Identifikation och typ: De översta en till tre raderna är avsatta för namn på objektet, och dess typ. För stjärnor visas också spektralklassen här. [Alla] Uppgångs-, övergångs- och nedgångstider för objektet för nuvarande simuleringsdatum visas på de följande tre raderna. [Alla] Centrera och följ: Centrera skärmen på den här positionen, och aktivera följning. Samma sak som att dubbelklicka. [Alla] Vinkelavstånd till...: Gå till vinkelavståndsläge. I detta läge ritas en streckad linje från det första målobjektet till nuvarande musposition. När du högerklickar på ett annat objekt, visas vinkelavståndet mellan de två objekten nära det andra objektet. Du kan trycka på tangenten Esc för att lämna vinkelavståndsläget utan att mäta en vinkel. [Alla] Information: Visa fönstret Information om objekt för det här objektet. 27

28 [Alla] Lägg till beteckning: Lägg till en permanent beteckning till objektet. Om objektet redan har en tillagd beteckning, lyder alternativet Ta bort beteckning. [Alla] Visa... bild: Ladda ner en bild av objektet från Internet, och visa den i bildvisningsverktyget. Texten... ersätts av en kort beskrivning av bildens ursprung. Ett objekt kan ha flera bildlänkar tillgängliga i sin sammanhangsberoende meny. [Alla]... sida: Visa en webbsida om objektet i din förvalda webbläsare. Texten... ersätts med en kort beskrivning av sidan. Ett objekt kan ha flera webblänkar tillgängliga i sin sammanhangsberoende meny. 4.2 Tangentbordskommandon Navigeringstangenter Piltangenterna + / - Ctrl+Z Använd piltangenterna för att panorera skärmen. Om skifttangenten hålls nere fördubblas hastigheten. Zooma in/ut Återställ förvalt zoomläge Ctrl+Skift+Z Zooma till angiven synfältsvinkel 0 9 Z N E Centrera skärmen på en större kropp i solsystemet: 0: Solen 1: Merkurius 2: Venus 3: Månen 4: Mars 5: Jupiter 6: Saturnus 7: Uranus 8: Neptunus 9: Pluto Centrera skärmen på zenit-punkten (rakt upp) Centrera skärmen ovanför norra punkten på horisonten. Centrera skärmen ovanför östra punkten på horisonten. 28

29 S W Centrera skärmen ovanför södra punkten på horisonten. Centrera skärmen ovanför västra punkten på horisonten. Ctrl+T Växla följningsläge < > Flytta tillbaka simuleringsklockan ett tidssteg Flytta fram simuleringsklockan ett tidssteg Snabbtangenter i menyer Ctrl+D Ladda ner extra data Ctrl+O Visa en FITS-bild i FITS-editorn Ctrl+I Exportera himmelsbild till en fil Ctrl+L Kör Observationsplanering i KStars Ctrl+R Kör ett KStars D-Bus-skript Ctrl+P Skriv ut den nuvarande himmelskartan Ctrl+Q Avslutar KStars Ctrl+E Synkronisera simuleringsklockan med nuvarande systemtid Ctrl+S Ställ in simuleringsklockan till en given tid och ett givet datum Ctrl+Skift+F Växla fullskärmsläge Ctrl+0 Definiera utrustningens egenskaper för observationsloggar (teleskop, okular, lins och filter) Ctrl+1 Lägg till en ny observatör för dina observationsloggar Mellanslag Växla mellan horisontella och ekvatoriella koordinatsystem F1 Visa KStars handbok 29

30 F5 F6 F7 F8 F9 F10 Byt himmelskartans visning till Lamberts azimutala ytriktigaprojektion. Byt himmelskartans visning till azimutal ekvidistant projektion. Byt himmelskartans visning till ortografisk projektion. Byt himmelskartans visning till likformigt rektangulär projektion. Byt himmelskartans visning till stereografisk projektion. Byt himmelskartans visning till gnomonisk projektion Åtgärder för markerat objekt Var och en av följande tangenter utför en åtgärd för det markerade objektet. Det markerade objektet är det som senast klickades (identifierat i statusraden). Som ett alternativ, om du håller nere tangenten Skift utförs åtgärderna istället för det centrerade objektet. C D L O P T Centrera och följ det markerade objektet Visa fönstret med detaljinformation för markerat objekt Ändra namnbeteckning för markerat objekt Lägg till markerat objekt i observationslistan Öppna det markerat objektets meny Växla spår för markerat objekt (bara för kroppar i solsystemet) Verktygssnabbtangenter Ctrl+F Visa fönstret Sök objekt, för att ange ett himmelsobjekt som ska centreras Ctrl+M Visa verktyget Ställ in koordinater manuellt..., för att ange Ra/Dek- eller Az/Elkoordinater för centrering [ Börja en mätning av vinkelavstånd på muspekarens nuvarande position. Vinkelavståndet mellan start- och slutpunkterna visas vid slutpunkten. 30

31 Ctrl+G Visa fönstret Ange geografisk plats Ctrl+C Visa Astronomiräknaren Ctrl+A Visa verktyget Elevation mot tid Ctrl+U Visa verktyget Vad händer i natt Ctrl+W Öppna verktyget Vad är intressant Ctrl+B Visa verktyget Skriptbyggare Ctrl+Y Visa Visning av solsystemet Ctrl+J Visa verktyget Jupiters månar 4.3 Muskommandon Flytta musen Himmelskoordinaterna (RA/Dek och Az/Elev) för muspekaren uppdateras i statusraden Hålla musen stilla En tillfällig beteckning läggs till för objektet närmast muspekaren. Vänsterklicka Identifierar objektet närmast muspekaren i statusraden. Dubbelklicka Centrera och följ positionen eller objektet närmast musklicket. Dubbelklick på en informationsruta rullar den för att visa/dölja ytterligare information. Högerklicka Öppnar den sammanhangsberoende menyn för positionen eller objektet närmast muspekaren. Rulla mushjulet Zooma skärmen in eller ut. Om du inte har ett mushjul, kan du hålla nere mittenknappen och dra vertikalt. Klicka och dra Dra himmelskartan Panorera skärmen, och följ dragrörelsen. Ctrl+dra himmelskartan Definiera en rektangel på kartan. När musknappen släpps, zoomas skärmen för att anpassa synfältet till rektangelns kanter. Dra en informationsruta Informationsrutan flyttas på kartan. Informationsrutor fastnar vid fönsterkanter, så att de förblir vid kanten när fönstrets storlek ändras. 31

32 Kapitel 5 Astroinfo-projektet Här hittar du en samling med korta notiser som förklarar olika astronomiska begrepp som används i KStars. Från koordinatsystem till himmelsmekanik, så hittar du svar på dina frågor här. Notiserna innehåller också ibland övningar som du kan göra med KStars för att illustrera konceptet bakom notisen. 5.1 Astroinfo: Innehållsförteckning HIMLEN OCH KOORDINATSYSTEM Himmelskoordinatsystem Himmelsekvator Himmelspoler Himmelssfären Ekliptikan Dagjämningarna Geografiska koordinater Storcirklar Horisonten Timvinkel Lokal meridian Precession Zenit TID Epok Juliansk dag Skottår Siderisk tid 32

33 Tidzoner Universell tid INSTRUMENTERING Teleskop FYSIK Svartkroppsstrålning Mörk materia Flöde Ljusstyrka Parallax Retrograd rörelse ASTROFYSIK Elliptiska galaxer Spiralgalaxer Magnitudskalan Stjärnor: Svar på grundläggande frågor Stjärnfärger och temperaturer Kosmiska avståndsstegen 5.2 Himmelskoordinatsystem Ett grundläggande krav för att kunna studera himlen är att kunna avgöra var på himlen saker finns. För att ange positioner på himlen, har astronomer utvecklat flera koordinatsystem. Vart och ett använder ett rutnät med koordinater som projiceras på himmelssfären, analogt med det geografiska koordinatsystemet som används på jordens yta. Koordinatsystemen skiljer sig bara i sitt val av grundplan, som delar himlen i två likadana halvklot längs en storcirkel. (grundplanet för det geografiska koordinatsystemet är jordens ekvator). Varje koordinatsystem namnges efter sitt val av grundplan Det ekvatoriella koordinatsystemet Det ekvatoriella koordinatsystemet är troligen det mest använda himmelskoordinatsystemet. Det är också närmast släkt med det geografiska koordinatsystemet, eftersom de använder samma grundplan, och samma poler. Projektionen av jordens ekvator på himmelssfären kallas himmelsekvatorn. På samma sätt ger projektion av de geografiska polerna på himmelssfären de norra och södra himmelspolerna. Det finns dock en viktig skillnad mellan de ekvatoriella och geografiska koordinatsystemen: det geografiska systemet är fixerat vid jorden, och det roterar med jorden. Det ekvatoriella systemet är fixerat vid stjärnorna 1, så det verkar rotera över himlen med stjärnorna, men det är förstås i verkligheten jorden som roterar under den stillastående himlen. 1 i själva verket är inte de ekvatoriella koordinaterna riktigt fixerade vid stjärnorna. Se precession. Dessutom om timvinkel används istället för rektascension, så är det ekvatoriella systemet fixerat vid jorden, inte stjärnorna. 33

34 Den latitudliknande vinkeln i det ekvatoriella systemet kallas deklination (med förkortningen Dek). Den mäter vinkeln för ett objekt ovanför eller under himmelsekvatorn. Den longitudliknande vinkeln kallas rektascension (förkortat RA). Den mäter vinkeln för ett objekt öster om vårdagjämningen. Till skillnad från longituder, mäts rektascensionen oftast i timmar istället för grader, eftersom den skenbara rotationen av det ekvatoriella koordinatsystemet är närbesläktat till siderisk tid och timvinkel. Eftersom ett helt varv på himlen tar 24 timmar att fullborda, går det (360 grader / 24 timmar) = 15 grader på en timmes rektascension. Ekvatoriella koordinater för avlägsna himmelsobjekt och stjärnor varierar inte nämnvärt under korta tidsperioder, eftersom de inte påverkas av daglig rörelse (himlens skenbara dagliga rotation omkring jorden. Observera dock att den tar ett stjärndygn i motsats till ett soldygn). De är lämpliga koordinater för att skapa kataloger över stjärnor och avlägsna himmelsobjekt (observera att också galaktiska koordinater fungerar bra, men är besvärliga att använda från jordens synpunkt). Dock finns det effekter som gör att rektascension och deklination för objekt varierar med tiden, nämligen precession och nutation, samt verklig rörelse, där den senare är ännu mindre viktig. Ekvatoriella koordinater anges därmed ofta med en lämplig epok, för att ta hänsyn till precession. Populära epoker omfattar J2000,0 (julianska året 2000) och B1950,0 (Bessel-året 1950) Det horisontella koordinatsystemet Det horisontella koordinatsystemet använder observatörens lokala horisont som grundplan. Det här delar upp himlen på ett bekvämt sätt i det övre halvklotet som kan ses, och det undre halvklotet som inte kan ses (eftersom jorden är i vägen). Polen för det övre halvklotet kallas zenit. Polen för det undre halvklotet kallas nadir. Vinkeln för ett objekt ovanför eller under horisonten kallas elevationen (förkortas alt). Vinkeln på ett objekt runt horisonten (mätt från norra punkten, mot öster) kallas azimut. Det horisontella koordinatsystemet kallas ibland också alt/azkoodinatsystemet. Det horisontella koordinatsystemet är fixerat vid jorden, inte stjärnorna. Därför ändras elevation och azimut för ett objekt med tiden, allteftersom objektet förefaller driva över himlen. Dessutom, eftersom det horisontella systemet definieras med den lokala horisonten, kommer samma objekt som betraktas från olika platser på jorden vid samma tid, att ha olika värden på elevation och azimut. Horisontella koordinater är mycket användbara för att avgöra uppgångs- och nergångstider för ett himmelsobjekt. När ett objekt har elevationen = 0 grader, går det antingen upp (om dess azimut är < 180 grader) eller går det ner (om dess azimut är > 180 grader) Det ekliptiska koordinatsystemet Det ekliptiska koordinatsystemet använder ekliptikan som grundplan. Ekliptikan är vägen som solen verkar följa över himlen under årets gång. Det är också en projektion av jordens banplan på himmelssfären. Latitudvinkeln kallas ekliptisk latitud, och longitudvinkeln kallas ekliptisk longitud. Liksom rektascensionen i det ekvatoriella systemet, är nollpunkten för den ekliptiska longituden vårdagjämningen. Vad tror du att ett sådant koordinatsystem kan vara användbart till? Om du gissade att kartlägga objekt i solsystemet, har du alldeles rätt! Varje planet (utom Pluto) går runt solen i ungefär samma plan, så att de alltid verkar vara någonstans nära ekliptikan (dvs. de har alltid små ekliptiska latituder) Det galaktiska koordinatsystemet Det galaktiska koordinatsystemet använder vintergatan som grundplan. Latitudvinkeln kallas galaktisk latitud, och longitudvinkeln kallas galaktisk longitud. Det här koordinatsystemet är användbart för att studera själva galaxen. Man kanske vill veta hur stjärntätheten ändras som en funktion av galaktisk latitud, eller hur mycket vintergatans skiva är tillplattad. 34

35 5.3 Himmelsekvatorn Himmelsekvatorn är en tänkt storcirkel på himmelssfären. Himmelsekvatorn är det grundläggande planet i det ekvatoriella koordinatsystemet, så den definieras som samlingen av alla punkter med deklinationen noll grader. Den är också projektionen av jordens ekvator på himlen. Himmelsekvatorn och ekliptikan har en vinkel på 23,5 grader på himlen. Punkterna där de skär varandra är vår- och höstdagjämningarna. 5.4 Himmelspolerna Himlen verkar driva ovanför från öster till väster, och fullbordar en hel cirkel över himlen på 24 (sideriska) timmar. Det här fenomenet beror på jordens rotationen kring sin axel. Jordens axel sammanfaller med himmelssfären i två punkter. De här punkterna är himmelspolerna. Alltmedan jorden snurrar, förblir de fasta på himlen, och alla andra punkter verkar rotera runt dem. Himmelspolerna är också polerna i det ekvatoriella koordinatsystemet, vilket betyder att de har deklinationer som är +90 grader och -90 grader (för norra och södra himmelspolen). Den norra himmelspolen har för närvarande nästan samma koordinater som den ljusstarka polstjärnan (på latin Polaris ). Det här gör att polstjärnan är användbar för navigering: den är inte bara hela tiden över den norra punkten på horisonten, utan dess höjdvinkel är alltid (nästan) samma som observatörens geografiska latitud (dock är polstjärnan bara synlig från platser på norra halvklotet). Det faktum att polstjärnan är nära polen är en ren tillfällighet. I själva verket, på grund av precession, är polstjärnan bara nära polen en liten del av tiden. TIPS Övningar: Använd fönstret Sök objekt (Ctrl+F) för att hitta polstjärnan. Observera att dess deklination är nästan (men inte precis) +90 grader. Jämför elevationen när du fokuserar på polstjärnan med din positions geografiska latitud. De är alltid inom en grad från varandra. De är inte exakt likadana eftersom polstjärnan inte befinner sig exakt vid polen (du kan peka exakt på polen genom att byta till ekvatoriella koordinater, och trycka på uppåtpilen tills himlen slutar panorera). Använd rutan Tidsteg i verktygsraden för att accelerera tiden till ett steg på 100 sekunder. Du kan se att hela himlen verkar rotera runt polstjärnan, medan den själv verkar nästan stillastående. Vi nämnde att himmelspolen är polen för det ekvatoriella koordinatsystemet. Vad tror du att polen för det horisontella (elevation/azimut) koordinatsystemet är? (Zenit). 5.5 Himmelssfären Himmelssfären är en tänkt sfär med enorm radie, centrerad runt jorden. Alla objekt som kan ses på himlen kan tänkas ligga på ytan av den här sfären. Vi vet förstås att objekten på himlen inte finns på ytan av en sfär centrerad runt jorden, så varför bry sig om en sådan konstruktion? Allt vi ser på himlen är så långt borta, att avstånden är omöjliga att avgöra genom att bara titta på dem. Eftersom deras avstånd är obestämda, behöver man bara veta riktningen mot objektet för att hitta det på himlen. På detta sätt är modellen med himmelssfären en mycket praktisk modell för att kartlägga himlen. Riktningen till olika objekt på himlen kan kvantifieras genom att skapa ett himmelskoordinatsystem. 35

36 5.6 Ekliptikan Ekliptikan är en tänkt storcirkel på himmelssfären, som solen verkar flytta sig längs under året. Det är förstås jordens bana runt solen som verkligen orsakar ändringen i solens skenbara riktning. Ekliptikan lutar från himmelsekvatorn med 23,5 grader. De två punkterna där ekliptikan korsar himmelsekvatorn är kända som dagjämningspunkterna. Eftersom vårt solsystem är ganska platt, är planeternas banor också nära ekliptikans plan. Dessutom ligger zodiakens stjärnbilder längs ekliptikan. Det här gör att ekliptikan är en mycket användbar referenslinje för alla som försöker hitta planeterna eller zodiakens stjärnbilder, eftersom alla bokstavligen följer solen. På grund av ekliptikans lutningen med 23,5 grader, ändras solens elevation över horisonten vid middagstid under årets gång, när den följer ekliptikans väg över himlen. Detta orsakar årstiderna. På sommaren står solen högt upp på himlen vid middagstid, och förblir ovanför horisonten mer än tolv timmar. På vintern står solen tvärtom lågt på himlen vid middagstid, och förblir ovanför horisonten mindre än tolv timmar. Dessutom mottas solljuset vid jordens yta med en mer direkt vinkel på sommaren, vilket betyder att ett givet område på ytan tar emot mer energi per sekund på sommaren än på vintern. Skillnaden i dagens längd och mottagen energi per areaenhet leder till skillnaderna i temperatur som vi upplever på sommaren och vintern. TIPS Övningar: Försäkra dig om att din plats är inställd till någonstans som inte ligger mycket nära ekvatorn för dessa experiment.öppna fönstret Anpassa KStars, och byt till horisontella koordinater, med visning av marken. Öppna fönstret Ställ in tid (Ctrl+S), och ändra datumet till någon dag mitt i sommaren, och tiden till 12:00 mitt på dagen. Tillbaka i huvudfönstret, peka mot den södra horisonten (tryck på S). Observera solhöjden ovanför horisonten mitt på dagen under sommaren. Ändra nu datum till någon dag mitt i vintern (men behåll tiden på 12:00 mitt på dagen). Solen står nu mycket lägre på himlen. Du märker också att dagarnas längd är olika, om du visar verktyget Vad händer i natt... för varje datum. 5.7 Dagjämningarna De flesta människor känner till vår- och höstdagjämningarna som datum i almanackan, som anger början på norra halvklotets vår och höst. Visste du att dagjämningarna också är positioner på himlen? Himmelsekvatorn och ekliptikan är två storcirklar på himmelssfären, med en vinkel på 23,5 grader. De två punkterna där de sammanfaller kallas för dagjämningspunkterna. Vårdagjämningen har koordinaterna RA=0,0 timmar, Dec=0,0 grader. Höstdagjämningen har koordinaterna RA=12,0 timmar, Dec=0,0 grader. Dagjämningarna är viktiga för att markera årstiderna. Eftersom de finns på ekliptikan, passerar solen genom varje dagjämningspunkt varje år. När solen passerar vårdagjämningspunkten (oftast den 21:a mars), korsar den himmelsekvatorn från söder till norr, vilket anger slutet på vintern för norra halvklotet. På samma sätt, när solen passerar höstdagjämningspunkten (oftast den 21:a september), korsar den himmelsekvatorn från norr till söder, vilket anger slutet på vintern för södra halvklotet. 5.8 Geografiska koordinater Platser på jorden kan anges med ett sfäriskt koordinatsystem. Det geografiska koordinatsystemet (för kartläggning av jorden) är upplinjerat med jordens rotationsaxel. Det definierar två vinklar som mäts från jordens centrum. En vinkel, som kallas latitud, mäter vinkeln mellan vilken punkt 36

37 som helst och ekvatorn. Den andra vinkeln, som kallas longitud, mäter vinkeln längs ekvatorn från en godtycklig punkt på jorden (Greenwich i England är den vedertagna nollpunkten för longituden i de flesta moderna samhällen). Genom att kombinera de här två vinklarna kan vilken plats som helst anges på jorden. Till exempel så har Baltimore i Maryland (U.S.A.) en latitud på 39,3 grader nord och en longitud på 76,6 grader väst. Alltså passerar en vektor som dras från jordens medelpunkt till en punkt 39,3 grader över ekvatorn och 76,6 grader väster om Greenwich i England genom Baltimore. Ekvatorn är naturligtvis en viktig del av det här koordinatsystemet, eftersom den representerar nollpunkten för latitudvinkeln, och punkten halvvägs mellan polerna. Ekvatorn är grundplanet för det geografiska koordinatsystemet. Alla sfäriska koordinatsystem definierar ett sådant plan. Linjer med konstant latitud kallas breddgrader. De spårar upp cirklar på jordens yta, men den enda breddgraden som är en storcirkel är ekvatorn (latitud = 0 grader). Linjer med konstant longitud kallas meridianer. Meridianen som passerar genom Greenwich är nollmeridianen (longitud = 0 grader). I motsats till breddgrader är alla meridianer storcirklar, och meridianer är inte parallella: de korsar varandra på nord- och sydpolen. TIPS Övning: Vad är longituden för nordpolen? Dess latitud är 90 grader nord. Det här är en trickfråga. Longituden är meningslös vid nordpolen (och sydpolen). Den har alla longituder samtidigt. 5.9 Storcirklar Tänk dig ett klot, som jorden, eller himmelssfären. Skärningen mellan vilket plan som helst och klotet ger en cirkel på ytan av klotet. Om planet råkar innehålla klotets centrum, är skärningscirkeln en storcirkel. Storcirklar är de största cirklar som kan ritas på ett klot. Dessutom är den kortaste vägen mellan två godtyckliga punkter på ett klot alltid längs en storcirkel. Bland exempel på storcirklar på himmelssfären ingår: horisonten, himmelsekvatorn och ekliptikan Horisonten Horisonten är linjen som skiljer jorden från himlen. Mer exakt är det linjen som skiljer alla riktningar som man har möjlighet att titta i två avdelningar: de som skär jorden och de som inte gör det. På många platser döljs horisonten av träd, byggnader, berg, etc. Om man befinner sig på ett skepp till havs, är horisonten dock fullständigt uppenbar. Horisonten är grundplanet i det horisontella koordinatsystemet. Med andra ord är det samlingen punkter som har en elevation på noll grader Timvinkel Som förklaras i avsnittet siderisk tid, anger rektascensionen för ett objekt den sideriska tiden då det passerar förbi den lokala meridianen. Ett objekts timvinkel (HA) definieras som skillnaden mellan den nuvarande lokala sideriska tiden och objektets rektascension. HA obj = LST - RA obj På detta sätt anger timvinkeln för ett objekt hur lång siderisk tid har gått sedan objektet passerade den lokala meridianen. Den är också vinkelavståndet mellan objektet och meridianen, mätt 37

38 i timmar (1 timme = 15 grader). Om ett objekt till exempel har en timvinkel på 2,5 timmar, passerade det den lokala meridianen för 2,5 timmar sedan, och är för närvarande 37,5 grader väster om meridianen. Negativa timvinklar anger tiden till nästa passage förbi den lokala meridianen. Naturligtvis betyder timvinkeln noll att objektet för närvarande är på den lokala meridianen Den lokala meridianen Meridianen är en tänkt storcirkel på himmelssfären som är vinkelrät mot den lokala horisonten. Den passerar genom den norra punkten på horisonten, genom himmelspolen, upp till zenit, och genom södra punkten på horisonten. Eftersom den är fast i den lokala horisonten, verkar stjärnor driva förbi den lokala meridianen när jorden snurrar. Man kan använda rektascensionen och den lokala sideriska tiden för att avgöra när de korsar den lokala meridianen (se timvinkel) Precession Precession är den gradvisa ändringen i riktning för jordens rotationsaxel. Rotationsaxeln spårar en kon, som fullbordar en hel omkrets på år. Om du någonsin har snurrat en topp eller en fyrsidig snurra, så är toppens vaggande rörelse när den snurrar precession. Eftersom riktningen på jordens rotationsaxel ändras, så ändras platserna för himmelspolerna. Anledningen till jordens precession är komplicerad. Jorden är inte ett perfekt klot, utan den är något tillplattad, vilket betyder att storcirkeln vid ekvatorn är längre än en storcirkelmeridian som passerar genom polerna. Dessutom befinner sig månen och solen utanför jordens ekvatorialplan. Som resultat orsakar månens och solens dragningskraft ett svagt vridmoment, förutom en linjär kraft, på den tillplattade jorden. Det här vridmomentet på den snurrande jorden leder till precessionsrörelsen. TIPS Övning: Precession ses lättast genom att observera himmelspolen. För att hitta polen, byt först till ekvatoriella koordinater i fönstret Anpassa KStars, och håll sedan nere uppåtpilen till skärmen slutar panorera. Deklinationen som visas i mitten på informationsraden ska vara +90 grader, och den ljusstarka polstjärnan ska vara nästan mitt på skärmen. Försök att svepa med vänster och höger piltangent. Observera att himlen verkar rotera runt polen. Vi demonstrerar nu precession genom att ändra datum till ett mycket avlägset år, och observerar att platsen för himmelspolen inte längre är i närheten av polstjärnan. Öppna fönstret Ställ in tid (Ctrl+S), och sätt datumet till år 8000 (för närvarande kan inte KStars hantera datum som är mycket avlägsnare än det här, men datumet är tillräckligt för vårt syfte). Observera att himlen nu är centrerad runt en punkt mellan stjärnbilderna Svanen och Cepheus. Verifiera att detta verkligen är polen genom att svepa åt vänster och höger: Himlen roterar runt den här punkten. År 8000 kommer inte den norra himmelspolen vara i närheten av polstjärnan Zenit Zenit är punkten på himlen dit man tittar om man titta rakt upp från marken. Mer exakt så är det punkten på himlen med en elevation på +90 grader. Det är polen i det horisontella koordinatsystemet. Geometriskt är det punkten på himmelssfären som skärs av en linje som dras från jordens centrum genom platsen man befinner sig på jordens yta. Zenit är, definitionsmässigt, en punkt längs den lokala meridianen. 38

39 TIPS Övning: Du kan peka mot zenit genom att trycka på Z eller genom att välja Zenit i menyn Plats Epok En epok är ett visst tidsögonblick (oftast i det förflutna) använt som referens för tidmätning i astronomi. För att förenkla beräkningar, använder astronomer oftast antal dagar som har förflutit sedan en viss tidpunkt som ett sätt att representera tid i astronomiska beräkningar. Denna godtyckligt valda startpunkt är en tidreferens som kallas en epok. En epok kungörs oftast tillsammans med ekvatoriella koordinater i astronomiska kataloger, eftersom de himmelsobjektens ekvatoriella koordinater ändras med tiden (även om det går långsamt). Utskrivna sjärnkartor eller atlas markeras ofta som giltiga under en viss epok. Den för närvarande mest populära epoken är J2000,0 (det Julianska året 2000,0) som (nästan exakt) motsvarar 1:a januari 2000, på dagen, UTC. Andra epoker inkluderar B1900 och B1950. KStars stöder kataloger baserade på epokerna J2000,0 och B1950, Juliansk dag Julianska dagar är ett sätt att beräkna aktuellt datum genom en enkel beräkning av antalet dagar som har gått sedan något avlägset, godtyckligt datum. Antal dagar kallas den julianska dagen förkortat som JD. Startpunkten, JD=0, är 1 januari, 4713 f. Kr. (eller 1 januari, -4712, eftersom det inte finns något år 0 ). Julianska dagar är mycket användbara eftersom de gör det lätt att avgöra antal dagar mellan två händelser genom att helt enkelt subtrahera värdena för deras julianska dagar. Sådana beräkningar är svåra med den vanliga (gregorianska) kalendern, eftersom dagar grupperas i månader, som kan innehålla ett varierande antal dagar, och det finns en ytterligare komplikation i form av skottår. Att översätta från den vanliga (gregorianska) kalendern till julianska dagar och vice versa lämnas bäst till ett särskilt program som skrivits för att göra detta, som KStars Astronomiräknare. För de intresserade följer ett enkelt exempel på en översättning från ett gregoriansk datum till en juliansk dag: JD = D *( Å ( M - 14 ) / 12 ) / *( M ( M - 14 ) / 12 * 12 ) / 12-3*( ( Å ( M - 14 ) / 12 ) / 100 ) / 4 där D är dagen (1-31), M är månaden (1-12), och Å är året ( ). Observera att den här formeln bara fungerar för datum mellan 1801 och Mer avlägsna datum kräver en mer komplicerad transformering. Ett exempel på juliansk dag är: JD , som motsvarar 1 januari, Julianska dagar kan också användas för att avgöra tiden. Tiden på dagen uttrycks som ett bråktal av en hel dag, med 12:00 mitt på dagen (inte midnatt) som nollpunkt. Alltså är klockan 15:00 den 1 januari 1970 JD (eftersom 15:00 är tre timmar efter middag, och 3/24 = 0,125 dagar). Observera att den julianska dagen alltid avgörs från universell tid, inte lokal tid. Astronomer använder vissa julianska dagar som viktiga referenspunkter, så kallade epoker. En ofta använd epok kallas J2000, den julianska dagen för 1 januari, 2000, klockan 12:00 på dagen = JD Mycket mer information om julianska dagar är tillgängligt på Internet. En bra startpunkt är U.S. Naval Observatory. Om den platsen inte är tillgänglig när du läser detta, försök att leta efter Julian Day med din favoritsöktjänst. 39

40 5.17 Skottår Jorden har två huvudsakliga rörelsekomponenter. För det första så snurrar den runt sin rotationsaxel, och en fullständig rotation tar en dag att fullborda. För det andra så går den i en bana runt solen, och ett fullständig banvarv tar ett år att fullborda. Normalt består ett kalenderår av 365 dagar, men det visar sig att ett sant år (dvs. ett fullständigt varv för jorden runt solen, som också kallas ett tropiskt år) är lite längre än 365 dagar. Med andra ord, tiden det tar för jorden att fullborda ett omloppsvarv, gör den 365,24219 varv runt sin egen axel. Bli inte alltför förvånad över detta. Det finns ingen anledning att förvänta sig att jordrotationen och banrörelsen ska vara synkrona på något sätt. Det här gör det i alla fall något besvärligt att hantera kalendertid... Vad skulle hända om vi helt enkelt ignorerade den extra rotationen av 0,24219 i slutet på året, och bara definierade året att alltid vara 365,0 dagar? Kalendern är i grunden en kartläggning av jordens rörelse runt solen. Om vi ignorerar den extra biten i slutet på året, så kommer kalenderdatumet att driva lite längre efter jordens verkliga position runt solen. Efter några få årtionden, skulle datum för dagjämningspunkterna och solstånden ha drivit märkbart. I själva verket var det tidigare så att alla år verkligen definierades att ha 365,0 dagar, och kalendern drev iväg från de verkliga årstiderna som resultat. År 46 f. Kr. upprättade Julius Caesar den julianska kalendern, som omfattade världens första skottår: Han påbjöd att var fjärde år skulle vara 366 dagar långt, så att året var i medeltal 365,25 dagar långt. Det här löste egentligen kalenderdriftsproblemet. Problemet var dock inte fullständigt löst med den julianska kalendern, eftersom ett tropiskt år inte är 365,25 dagar, utan det är 365,24219 dagar. Man har fortfarande ett kalenderdriftsproblem, det tar bara många århundraden innan det blir märkbart. Så under 1582, påbjöd påven Gregorius XIII den gregorianska kalendern, som i stort var likadan som den julianska, men med ytterligare ett trick tillagt för skottår. Jämna århundraden (de som slutar med siffrorna 00 ) är bara skottår om de är delbara med 400. Alltså var år 1700, 1800 och 1900 inte skottår (även om de skulle ha varit det med den julianska kalendern), medan år 2000 var ett skottår. Det finns alltså fortfarande en liten kalenderdrift, men den uppgår till ett fel på bara tre dagar på år. Den gregorianska kalendern används fortfarande som standardkalender i större delen av världen. NOT En rolig trivialitet: När påven Gregorius påbjöd den gregorianska kalendern, hade den julianska kalendern följts i över 1500 år, och därför hade kalenderdatum redan drivit mer än en vecka. Påven Gregorius synkroniserade kalendern genom att helt enkelt eliminera tio dagar: Under 1582, var dagen efter fjärde oktober den femtonde oktober! 5.18 Siderisk tid Siderisk tid betyder bokstavligen stjärntid. Tiden som vi är vana vid i vardagslivet är soltid. Den grundläggande enheten för soltiden är en dag: tiden det tar för solen att färdas 360 grader runt himlen, beroende på jordens rotation. Mindre enheter av soltid är bara uppdelningar av dagen: 1/24 dag = 1 timma 1/60 timma = 1 minut 1/60 minut = 1 sekund Det finns dock ett problem med soltid. Jorden snurrar i själva verket inte 360 grader på en soldag. Jorden är i en bana runt solen, och under en dag flyttar den sig ungefär en grad i banan (360 grader / 365,25 dagar för ett helt varv, ungefär en grad per dag). Alltså ändras riktningen mot solen ungefär en grad på 24 timmar. Därför behöver jorden snurra 361 grader för att det ska se ut som om solen har färdats alla 360 graderna över himlen. 40

41 Inom astronomi tar vi hänsyn till hur lång tid det tar jorden att snurra med avseende på fixstjärnorna, inte solen. Alltså skulle vi vilja ha en tidskala som tar bort komplikationen med jordens bana runt solen, och bara fokusera på hur lång tid det tar jorden att snurra 360 grader med avseende på stjärnorna. Den här rotationsperioden kallas en siderisk dag. I medeltal är den 4 minuter kortare än en soldag, på grund av den extra graden som jorden måste rotera under en soldag. I stället för att definiera en siderisk dag som 23 timmar och 56 minuter, definierar vi sideriska timmar, minuter och sekunder som är samma bråkdel av dagen som sina motsvarigheter för soldagen. Därför är en solsekund = 1,00278 sideriska sekunder. Siderisk tid är användbar för att avgöra var stjärnor finns vid en given tid. Siderisk tid delar upp ett fullständigt varv av jorden i 24 sideriska timmar. På samma sätt är himmelskartan uppdelad i 24 timmars rektascension. Det här är ingen slump, lokal siderisk tid (LST) anger rektascensionen på himlen som för närvarande korsar den lokala meridianen. Om en stjärna alltså har rektascensionen 05h 32m 24s, befinner den sig på din meridian vid LST=05:32:24. Mer generellt talar skillnaden mellan ett objekts RA och den lokala sideriska tiden om för dig hur långt från meridianen objektet är. Till exempel är samma objekt vid LST=06:32:24 (en timme senare), en timmes rektascension väster om din meridian, som är 15 grader. Det här vinkelavståndet från meridianen kallas objektets timvinkel. TIPS Den lokala sideriska tiden visas av KStars i tidsinformationsrutan, med rubriken ST:. Observera att ändringen av sideriska sekunder inte är synkroniserade med ändringen i sekunder för lokal tid och universell tid. I själva verket, om du tittar på klockorna en stund, ser du att den sideriska sekunden verkligen är något kortare än LT och UT sekunder. Peka på zenit (tryck på Z eller välj Zenit i menyn Plats). Zenit är punkten på himlen där man tittar rakt upp från marken, och det är en punkt på den lokala meridianen. Observera rektascensionen för zenit: den är exakt samma som den lokala sideriska tiden Tidzoner Jorden är rund, och den är alltid belyst till hälften av solen. Eftersom jorden snurrar, ändras dock halvan som belyses hela tiden. Vi upplever detta som att dagarna går var vi än befinner oss på jordens yta. Vid ett givet ögonblick finns det platser på jorden som passerar från den mörka halvan till den belysta (som ses som gryning på ytan). I samma ögonblick, på motsatt sida av jorden, passerar platser från den belysta halvan till den mörka (som ses som skymning på platsen). Alltså, vid ett givet ögonblick, ser olika platser på jorden olika delar av dagen. Soltid definieras därför lokalt, så att klockan på vilken plats som helst beskriver tiden på dagen på ett konsekvent sätt. Den här lokaliseringen av tid åstadkoms genom att dela globen i 24 vertikala skivor som kallas tidzoner. Den lokala tiden är samma i en given zon, men tiden i varje zon är en timme tidigare än tiden i den angränsande zonen österut. I själva verket är detta en idealiserad förenkling. Verkliga tidzonegränser är inte raka vertikala linjer, eftersom de ofta följer nationsgränser och andra politiska hänsyn. Observera att eftersom den lokala tiden alltid ökar med en timme när man förflyttar sig mellan zoner österut, när man väl flyttat sig genom alla 24 tidzonerna, är man en hel dag tidigare än där man började. Vi hanterar den här paradoxen genom att definiera den internationella datumlinjen, som är en tidzonegräns i Stilla havet, mellan Asien och Nordamerika. Platser precis öster om den här linjen är 24 timmar efter platser precis väster om linjen. Det här orsakar en del intressanta fenomen. En direktflygning från Australien till Kalifornien anländer innan den avgår. Dessutom ligger Fidjiöarna tvärs över datumlinjen, så om man har en dålig dag på västsidan av Fidji, kan man gå över till östsidan och få chansen att uppleva samma dag en gång till. 41

42 5.20 Universell tid Tiden på våra klockor är väsentligen ett mått på den nuvarande positionen för solen på himlen, som skiljer sig för platser med olika longitud eftersom jorden är rund (se tidzoner). Det är dock ibland nödvändigt att definiera en global tid, som är samma för alla platser på jorden. Ett sätt att göra detta är att ta en plats på jorden och anta lokal tid för den platsen som universell tid, förkortat UT. (Namnet är något av en felbeteckning, eftersom universell tid inte har mycket att göra med universum. Det är kanske bättre att tänka på den som global tid). Den geografiska platsen som är vald för att representera universell tid är Greenwich i England. Valet är godtyckligt och av historiska skäl. Universell tid blev ett viktigt begrepp när europeiska fartyg började segla över det öppna havet, långt från kända landmärken. En navigatör kunde beräkna fartygets longitud genom att jämföra den lokala tiden (uppmätt från solens position) med tiden borta i hemmahamnen (upprätthållen av en noggrann klocka ombord på fartyget). Greenwich var platsen för Englands Kungliga observatorium, som hade hand om noggrann tidshållning, så att fartyg i hamn kunde kalibrera om sina klockor innan de seglade ut. TIPS Övning: Välj geografisk plats till Greenwich, England med fönstret Ställ in plats (Ctrl+G). Observera att den lokala tiden (LT) och universella tiden (UT) nu är samma. Ytterligare läsning: Historien bakom konstruktionen av den första klockan som var noggrann och stabil nog att användas på skepp för att hålla universell tid är en fascinerande berättelse, som kunnigt berättas i boken Longitud, av Dava Sobel Teleskop Teleskopet, uppfunnet i Holland i början av 1800-talet, är det verktyg som används av astronomer och astrofysiker för sina observationer. I och med utvecklingen av modern vetenskap, används teleskop nu för tiden för observationer i alla delar av det elektromagnetiska spektrumet, innanför och utanför jordens atmosfär. Teleskop fungerar genom att samla in ljus via en stor yta, benämnd objektiv, som får det instrålade ljuset att konvergera. Den slutliga bilden kan betraktas genom att använda ett okular Öppningsdiameter och fokalförhållande Teleskop används för att samla in ljus från himmelsobjekt och få det att konvergera till en punkt, som benämns fokalpunkt. De beskrivs av två parametrar, öppningsdiameter och fokalförhållande. Diametern på den ljusinsamlande ytan kallas teleskopets öppningsdiameter: Ju större öppningsdiameter, desto ljusare blir bilden. Förhållandet mellan teleskopets brännvidd f och öppningsdiameter D definieras som fokalförhållandet. Det beskriver teleskopets förmåga att samla in ljus. Så kallade snabba teleskop har mindre fokalförhållande, eftersom de ger ljusare bilder med en kort exponeringstid. När fokalförhållandet ökar, behöver teleskopet längre exponeringstider för att ge en ljus bild, vilket är orsaken till att det är långsammare. Fokalförhållandet betecknas oftast med f/n, där n är förhållandet mellan brännvidden och öppningsdiametern Aberration För att ge en bild använder teleskop linser eller speglar. Tyvärr får man förvrängningar av bilden som kallas abberationer vid användning av båda två. Vissa abberationer är gemensamma för både linser och speglar, som astigmatism och fältkrökning. 42

43 Astigmatism uppträder när olika delar av linsen eller spegeln får det instrålade ljuset att konvergera på något olika ställen av fokalplanet. Vid korrigering av astigmatism, kan fältkrökning uppstå på linsens eller spegelns yta, vilket får ljuset att konvergera längs en kurva istället för på ett plan. Dessutom finns det också specifika abberationer för linser och speglar. Kromatisk abberation är en egenskap hos teleskop som använder linser för att få ljuset att konvergera. I huvudsak är linsens brännvidd beroende av våglängd, vilket betyder att fokalpunkten för blått ljus skiljer sig från den för rött ljus. Resultatet blir en suddig bild. Effekten av kromatisk abberation kan minskas genom att lägga till korrigerande linser i systemet. Sfärisk abberation kan också vara ett problem för linser, orsakad av deras form. Sfäroidiska ytor får inte ljuset att konvergera till en enda punkt, vilket är orsaken till att paraboloider föredras. Men även genom att använda dem har vi ändå problem, eftersom komafel uppstår i detta fall. Det orsakas av brännviddens beroende av vinkeln mellan riktningen på det instrålade ljuset och systemets optiska axel. Sålunda förlängs bilden av punkter som inte ligger längs den optiska axeln, istället för att vara punktformade, vilket vore det normala Förstoring Förstoringen, ökningen av ett objekts vinkelstorlek betraktat i ett teleskop, beskrivs som förhållandet mellan objektivets och okularets brännvidder. Ju större objektivets brännvidd är, desto större blir förstoringen. Om man vill få en stor bild behövs ett objektiv med lång brännvidd och ett okular med kort brännvidd. Om man exempelvis har ett 500 mm objektiv och ett 25 mm okular, blir den erhållna förstoringsgraden 500 / 25, vilket ger 20, eller 20X Synfält Synfältet är den vinkel på himlen som täcks av teleskopet. Teleskopets skenbara synfält bestäms bara av okularet. Det är en specifik karaktäristik hos det, oftast omkring 52 grader. För att ta reda på teleskopets sanna synfält måste det skenbara synfältet divideras med förstoringen. Det sanna synfältet är den verkliga vinkel av himlen som täcks av teleskopet. TIPS KStars har ett verktyg för att ta reda på och visa det sanna synfältet (på den virtuella himlen), som kallas Synfältssymbol. Det används genom att gå till menyn Inställningar Synfältssymboler Redigera synfältssymboler. Genom att klicka på Ny visas en dialogruta med fyra olika flikar: Okular, Kamera, Kikare och Radioteleskop. Välj relevant flik och mata in utrustningens specifikation för att beräkna synfältet. Klicka till sist på Beräkna synfält för att beräkna och visa synfältet direkt nedanför. KStars kan nu också visa det som ett område med den storleken på den virtuella himlen. För att göra det, ange ett namn på just det här synfältet (såsom 20 mm okular eller Digital s pegelreflexkamera med refraktor) och välj en form och färg att visa. Använd Cirkel eller Halvgenomskinlig cirkel för Okular, eftersom okularets fält är runt. Använd Fyrkant för Kamera (vilket i själva verket är en rektangel), med antagandet att sensorn eller filmen är rektangulär eller kvadratisk. När flera okular och/eller teleskop används, är det en god idé att skilja dem åt med olika färger. Klicka på Ok för att stänga dialogrutan. Gå tillbaka till menyerna Inställningar Synfältssymboler och välj det nya menyalternativet med det angivna namnet, vad det nu än var, för att visa synfältet på skärmen. För att inaktivera det, klicka på menyalternativet igen Teleskoptyper Eftersom teleskop används för observationer i hela det elektromagnetiska spektrumet, klassificeras de i optiska, ultravioletta, gamma-, röntgen-, infraröda och radioteleskop. Vart och ett av 43

44 dem har sin egen, väldefinierade roll när det gäller att erhålla en detaljerad analys av ett himmelsobjekt Optiska teleskop Optiska teleskop används för observationer i det synliga fältet, och är i huvudsak refraktorer och reflektorer. Skillnaden mellan de båda är sättet som ljus från stjärnor samlas in. Refraktorer använder två linser för att skapa en bild, en primär eller objektivlins som samlar in det instrålade ljuset och skapar en bild på fokalplanet, samt okularet vilket fungerar som ett förstoringsglas använt för att observera den slutliga bilden. De två linserna är placerade i motsatta ändar av en rörlig tub och avståndet mellan dem kan justeras för att erhålla den slutliga bilden. Den största refraktorn i världen är Yerkes observatoriet i Williams Bay, Wisconsin. Det byggdes 1897, och har ett 1,02 m (40 tum) objektiv med brännvidden 19,36 m. Reflektorer använder å andra sidan speglar istället för linser för att erhålla den slutliga bilden. Genom att ersätta objektivlinsen med en spegel får vi en fokalpunkt som ligger i det inkommande ljusets väg. En observatör som befinner sig i denna punkt skulle kunna se en bild, men skulle blockera en del av det instrålade ljuset. Huvudspegelns fokalpunkt kallas primär fokalpunkt, vilket också är benämningen på den första kategorin reflektorer. Sålunda använder teleskop med primär fokalpunkt en spegel för att samla in ljus från ett himmelsobjekt och bilden av objektet kan observeras i teleskopets primära fokus. Andra typer av reflektorer är Newton, Cassegrain och Coudé. Newtonteleskop använder ytterligare en platt spegel, placerad i närheten av det primära fokuset, på det reflekterade ljusets väg. Det resulterar i att fokalpunkten flyttas till en annan plats på ett av teleskopets sidor, mer tillgängligt för observation. Naturligtvis blockerar också en spegel som placeras på det reflekterade ljusets väg en del av det instrålade, men om förhållandet mellan den primära och sekundära spegelns ytor är stort nog, är mängden av det instrålat ljuset som blockeras försumbar. Cassegrainteleskopet liknar Newtonteleskopet, men i detta fall reflekterar den sekundära spegeln ljuset till teleskopets botten. Det finns ett hål i mitten av den primära spegeln som låter det reflekterade ljuset fortsätta på sin väg tills det konvergerar i fokalpunkten. Den sekundära spegeln måste vara konvex, eftersom den ökar systemets brännvidd. Den primära spegeln i ett Cassegrainteleskop är en paraboloid. Genom att ersätta den med en hyperboloid erhåller vi ett Ritchey- Chretien teleskop. Fördelen med att använda ett Ritchey-Chretien teleskop är att det tar bort komafelet hos de klassiska reflektorerna. Coudétypen består av mer än en spegel som reflekterar ljuset till ett särskilt rum, Coudérummet, som är placerat under teleskopet. Fördelarna med att använda ett Coudételeskop varierar, däribland erhålls en lång brännvidd användbar inom olika astronomiska och astrofysiska fält, såsom spektroskopi för att undvika användning av större instrument. Men det finns också nackdelar med användning av ett Coudételeskop, eftersom ju fler speglar som ingår i systemet, desto mindre ljus kommer fram till detektorn. Det beror på att vid användning av aluminiumspeglar reflekteras bara 80 % av det infallande ljuset. Katadioptiska teleskop är en typ av teleskop som använder system med både linser och speglar för att få ljuset att konvergera. Det mest populära katadioptiska teleskopet är Schmidt-Cassegrain teleskopet. Det har fördelen att erbjuda en stor synfältsvinkel. För att minimera komafel använder det en primär sfäroid spegel med en tunn korrigerande lins som tar bort sfärisk abberation. Den sekundära spegeln placeras i mitten av den korrigerande linsen, och reflekterar ljuset genom ett hål i den primära spegeln. Maksutov teleskopet är inte lika berömt som Schmidt-Cassegrain teleskopet, men dock vanligt, och använder också en korrigerande lins för den primära spegeln, denna gång med koncentriska ytor Observationer med andra våglängder Observationer utförs också i andra delar av det elektromagnetiska spektrumet för en detaljerad analys av himlen. Radioteleskop, i huvudsak utvecklade under det senaste århundradet, är myc- 44

45 ket populära och effektiva, Ett vanligt problem med både radioteleskop och optiska teleskop är behovet av bättre upplösning. Ett teleskops upplösning kan härledas genom att använda Rayleighs kriterium, som anger att den möjliga upplösningen är lika med förhållandet mellan den instrålade våglängden och öppningsdiametern (gånger 1,22 för cirkulära öppningar). För en god upplösning behöver vi alltså så stora diametrar som möjligt. Det största radioteleskopet i världen är Arecibo-teleskopet i Puerto Rico, som använder en enorm parabol på 305 m i diameter. För att lösa problemet med upplösningen har astronomer utvecklat en ny teknik som kallas interferometri. Grundprincipen i interferometri är att man kan få en slutlig bild genom att observera samma objekt med två separata teleskop och koppla ihop de två ursprungliga bilderna. Nu för tiden är Very Large Array nära Socorro i New Mexico det mest effektiva observatoriet som använder interferometri. Det har 27 teleskop med 25 m öppningsdiameter, placerade i en Y-form. Det finns också en teknik kallad långbasinterferometri (VLBI, Very Long Baseline Interferometry), som ger astronomer en upplösning som sträcker sig över hela kontinenter. Århundradets största projekt av denna typ är byggnationen av Atacama Large Millimeter Array (ALMA), som ska använda 66 teleskop placerade i Atacama-öknen i norra Chile Rymdbaserade observationer Eftersom jordbaserade observationer påverkas av utsläckning på grund av jordens atmosfär, lyckas observationer utförda i rymden bättre. Vi nämner rymdteleskopet Hubble (HST, Hubble Space Telescope) som har en 2,4 m, f/24, primär spegel, den jämnaste spegel som någonsin konstruerats. Rymdteleskopet Hubble befinner sig i en låg bana runt jorden, och på grund av avsaknaden av atmosfär kan det observera mycket svaga objekt. Ett annat rymdteleskop är rymdteleskopet James Webb (JWST), som är planerat att skjuta upp Det kommer att ha en 6,5 m primär spegel och kretsa omkring en stabil gravitationspunkt på linjen mellan solen och jorden, som kallas den andra Lagrange-punkten (L2). Här balanserar dragningskraften orsakad av både jorden och solen centrifugalkraften för ett objekt som sätts i rörelse kring solen. Punkten har den särskilda egenskapen att om ett objekt placeras här, är det i jämvikt i förhållande till systemet bestående av solen och jorden. Den andra Lagrange-punkten befinner sig på linjen som förbinder solen och jorden, på andra sidan jorden. Ett teleskop som placeras här tar emot mindre termisk strålning, vilket förbättrar infraröda observationer Svartkroppsstrålning En svart kropp syftar på en ideal form av objekt som strålar ut termisk strålning. En perfekt svart kropp absorberar allt inkommande ljus och reflekterar ingenting. Ett sådant objekt ser ut att vara fullständigt svart i rumstemperatur (därav uttrycket svart kropp). Men om den hettas upp till en hög temperatur, börjar en svart kropp att glöda med termisk strålning. I själva verket avger alla objekt termisk strålning (så länge deras temperatur är över absoluta nollpunkten, eller -273,15 grader Celsius), men inget objekt strålar ut perfekt, utan istället är de bättre på att avge/uppta vissa ljusvåglängder än andra. Dessa skilda verkningsgrader gör det svårt att studera kopplingen mellan ljus, värme och materia med vanliga objekt. Tursamt nog, är det möjligt att konstruera en nästan perfekt svart kropp. Konstruera en låda som är gjord av ett termiskt ledande material, som metall. Lådan ska vara fullständigt sluten på alla sidor, så att insidan bildar ett hålrum som inte tar emot ljus från omgivningen. Gör därefter ett mycket litet hål någonstans på lådan. Ljuset som kommer ut ur detta hål, liknar nästan perfekt det från en ideal svart kropp, vid lufttemperaturen inne i lådan. I början av 1900-talet, studerade bland andra vetenskapsmännen Lord Rayleigh och Max Planck svartkroppsstrålning med en sådan apparat. Efter mycket arbete kunde Planck perfekt beskriva intensiteten hos ljuset som utstrålades av en svart kropp som en funktion av våglängden. Dessutom kunde han beskriva hur spektrat skulle ändra sig när temperaturen ändrades. Plancks arbete med svartkroppsstrålning är ett av de områden i fysiken som ledde fram till den underbara kvantmekaniken, men detta är tyvärr utanför det här avsnittets område. 45

46 Vad Planck och andra fann var att när temperaturen hos en svart kropp ökar, så ökar den totala mängden ljus som avges per sekund, och våglängden för spektrats topp skiftar mot blåare färger (se figur 1). Figur 1 En järnstång blir till exempel orangeröd när den hettas upp till en hög temperatur, och färgen skiftar efter hand till blå och vit när den hettas upp ytterligare. År 1893, kvantifierade den tyska fysikern Wilhelm Wein sambandet mellan svartkroppstemperaturen och våglängden för spektraltoppen med följande ekvation: där T är temperaturen i Kelvin. Wiens lag (som också är känd som Wiens deplacementslag) säger att våglängden av den maximala utstrålningen från en svart kropp är omvänt proportionell mot dess temperatur. Det här verkar rimligt: ljus med kortare våglängd (högre frekvens) motsvarar fotoner med högre energi, vilket man kan förvänta sig från ett objekt med högre temperatur. Solen har till exempel medeltemperaturen 5800 K, så dess våglängd för maximal utstrålning anges av: Den här våglängden faller i det gröna området av det synliga ljuset, men solens kontinuum strålar både ut fotoner som är längre och kortare än lambda(max), och det mänskliga ögat tolkar solens färg som gul eller vit. År 1879, visade den österikiske fysikern Stephan Josef Stefan att luminositeten, L, för en svart kropp är proportionell mot fjärdepotensen av dess temperatur T. 46

47 där A är ytans area, alfa är en proportionalitetskonstant, och T är temperaturen i Kelvin. Om man alltså dubblar temperaturen (t.ex. från 1000 K till 2000 K) så ökar den totala energin som strålas ut från en svart kropp med faktorn 2 4 eller 16. Fem år senare, härledde den österikiske fysikern Ludwig Boltzman samma ekvation, och den är nu känd som Stefan-Boltzmans lag. Om man tänker sig en sfärisk stjärna med radien R, så är luminositeten för en sådan stjärna: där R är stjärnans radie i cm, och alfa är Stefan-Boltzmans konstant, som har värdet: 5.23 Mörk materia Vetenskapsmän är nu helt införstådda med idén att 90 % av universums massa består av en form av materia som inte kan ses. Trots utförliga kartor över det nära universum som täcker spektrat från radiovågor till gammastrålning, så kan vi bara redogöra för 10 % av massan som måste finnas därute. Som astronomen Bruce H. Margon, från Washingtons universitet, sa till New York Times år 2001: Det är rätt pinsamt ett behöva erkänna att vi inte kan hitta 90 procent av universum. Beteckningen som har givits den här saknade massan är mörk materia, och de båda orden summerar ganska väl allt man för närvarande vet om den. Man vet att det finns materia, eftersom man kan se effekten av dess inflytande på gravitationen. Men materian avger inte någon påvisbar elektromagnetisk strålning alls, alltså är den mörk. Det finns flera olika teorier för att förklara den saknade massan, från exotiska subatomiska partiklar, till en samling isolerade svarta hål eller till mindre exotiska bruna och vita dvärgar. Beteckningen saknad massa kan vara missvisande, eftersom massan själv inte saknas, bara ljus från den. Men exakt vad är mörk materia, och hur vet man att den verkligen finns om den inte syns? Historien började 1933, när astronomen Fritz Zwicky studerade rörelser hos avlägsna och massiva galaxhopar, i synnerhet Coma-hopen och Virgo-hopen. Zwicky uppskattade massan för varje galax i hopen baserat på deras luminositet, och summerade alla galaxers massa för att få en total massa för hopen. Därefter gjorde han en andra, oberoende uppskattning av hopens massa, baserad på spridningen av hastigheter för de enskilda galaxerna i hopen. Förvånande nog, så var den här andra uppskattningen av dynamisk massa, 400 gånger större än uppskattningen baserad på ljuset från galaxerna. Även om bevisen var starka redan på Zwickys tid, var det inte förrän på 1970-talet som vetenskapsmän började utforska den här avvikelsen i detalj. Det var vid den här tiden som existensen av mörk materia började tas på allvar. Existensen av sådan materia skulle inte bara lösa upp massbristen i galaxhopar, den skulle också ha långtgående konsekvenser för hela universums utveckling och öde. Ett annat fenomen som tycktes kräva mörk materia var rotationskurvorna för spiralgalaxer. Spiralgalaxer innehåller en stor stjärnpopulation som kretsar runt galaxens centrum i nästan cirkulära banor, på ett sätt som liknar hur planeter kretsar runt en stjärna. Likt planetbanor, så förväntas stjärnor med större galaktiska banor ha långsammare banhastighet (det här är bara ett sätt att uttrycka Keplers tredje lag). I själva verket gäller Keplers tredje lag bara stjärnor nära randen av en spiralgalax, eftersom den antar att massan som omsluts av banan är konstant. Astronomer har dock gjort observationer av banhastigheterna för stjärnor i de yttre delarna av ett stort antal spiralgalaxer, och ingen av dem följer Keplers tredje lag, som förväntat. Istället för att banhastigheterna avtar vid större radier, så hålls de märkvärdigt konstanta. Slutsatsen är att massan som omsluts av banor med större radie ökar, Även för stjärnor som verkar vara nära 47

48 kanten på en galax. Fastän de är nära den ljusa delen av galaxen, har galaxen en massprofil som uppenbarligen fortsätter en bra bit bortom området som innehåller stjärnor. Här är ett annat sätt att betrakta det hela: Tänk dig stjärnorna nära randen av en spiralgalax, med typiska observerade hastigheter på 200 kilometer per sekund. Om galaxen bara bestod av materien som man kan se, skulle dessa stjärnor mycket snabbt flyga iväg från galaxen, eftersom deras banhastigheter är fyra gånger större än galaxens flykthastighet. Eftersom man inte ser att galaxer snurrar isär, så måste det finnas massa i galaxen som man inte tar hänsyn till när delarna man kan se läggs ihop. Flera olika teorier har dykt upp i litteraturen för att förklara den saknade massan, såsom svagt interagerande massiva partiklar (WIMP - Weakly Interacting Massive Particles), massiva kompakta halo-objekt (MACHO - MAssive Compact Halo Objects), ursprungliga svarta hål, massiva neutriner med flera. Var och en har sina för- och nackdelar. Ingen ensam teori har ännu accepterats av den astronomiska gemenskapen, eftersom man hittills saknar möjlighet att prova en teori mot en annan på ett avgörande sätt. TIPS Man kan se galaxhoparna som Professor Zwicky studerade för sin upptäckt av mörk materia. Använd KStars fönster Sök Objekt (Ctrl+F) och visa M 87 för att hitta Virgo-hopen, eller visa NGC 4884 för att hitta Coma-hopen. Du kan behöva zooma in för att kunna se galaxerna. Observera att Virgo-hopen verkar vara mycket större på himlen. I verkligheten är Coma den större hopen, den ser bara mindre ut eftersom den är längre bort Flöde Flöde är mängden energi som passerar genom en areaenhet varje sekund. Astronomer använder flöde för att ange skenbar ljusstyrka hos en himmelskropp. Skenbar ljusstyrka definieras som mängden ljus som tas emot från en stjärna ovanför jordens atmosfär som passerar genom en areaenhet varje sekund. Därför är den skenbara ljusstyrkan helt enkelt flödet vi tar emot från en stjärna. Flödet mäter mängden energi som passerar genom varje cm 2 (eller vilken areaenhet som helst) av ett objekts yta varje sekund. Det uppmätta flödet beror på avståndet från källan som strålar ut energin. Det gäller eftersom energin måste spridas i en rymdvolym innan den når oss. Låt oss anta att vi har en tänkt ballong som representerar en energimängd som strålas ut från en stjärna. Från början är punkterna i ett kvadratcentimeter stort område mycket nära varandra, och flödet (energi som avges per cm 2 per sekund) är stort. Efter avståndet d, har ballongens volym och yta ökat, vilket gör att punkterna skiljs från varandra. Följaktligen minskas antal punkter (eller energin) som finns i en cm 2, som illustreras av figur 1. 48

49 Figur 1 Flödet är omvänt proportionellt mot avståndet med ett enkelt r 2 -förhållande. Därför tar vi emot 1/2 2 eller 1/4 av originalflödet, om avståndet fördubblas. Från en grundläggade synvinkel, är flödet ljusstyrkan per areaenhet. där (4 * π * R 2 ) är ytan av ett klot (eller en ballong!) med radien R. Flödet mäts i Watt/m 2 /s. Solens ljusstyrka är till exempel L = 3,90 * W. Det betyder att solen strålar ut 3,90 * Joule energi i rymden.flödet vi tar emot som passerar genom en kvadratcentimeter från solen på avståndet 1 AU (1,496 * cm) är alltså: 5.25 Ljusstyrka Ljusstyrka är mängden energi som avges av en stjärna varje sekund. Alla stjärnor utstrålar ljus över ett bredd frekvensområde i det elektromagnetiska spektrat, från radiovågor med låg energi upp till högenergetisk gammastrålning. En stjärna som i huvudsak strålar i spektrats ultravioletta område skapar en totalmängd energi som är flera magnituder större än den som skapas av en stjärna som i huvudsak strålar i infrarött. Därför är ljusstyrka ett mått på energin som avges av en stjärna i alla våglängder. Förhållandet mellan våglängd och energi formulerades av Einstein som E = h * v, där v är frekvensen, h är Plancks konstant och E är fotonenergin i Joule. Det innebär att kortare våglängder (och alltså högre frekvenser) motsvarar större energi. 49

50 En våglängd på λ = 10 meter ligger till exempel i radioområdet av det elektromagnetiska spektrat, och har frekvensen f = c / λ = 3 * 10 8 m/s / 10 = 30 MHz, där c är ljusets hastighet. Energin för en sådan foton är E = h * v = 6,625 * Js * 30 MHz = 1,988 * Joule. Å andra sidan har synligt ljus mycket kortare våglängder och högre frekvens. En foton som har våglängden λ = 5 * 10-9 meter (en grönaktig foton) har energin E = 3,975 * Joule, som är mer än en miljard gånger större än energin för en radiofoton. På liknande sätt har en foton från rött ljus (våglängden λ = 700 nm) mindre energi än en foton från violett ljus (våglängden λ = 400 nm). Ljusstyrka beror både på temperatur och ytans storlek. Det verkar riktigt, eftersom brinnande ved utstrålar mer energi än en tändsticka, även om båda har samma temperatur. På liknande sätt avger en järnstång som hettas upp till 2000 grader mer energi än om den bara hettas upp till 200 grader. Ljusstyrka är ett mycket grundläggande mått i astronomi och astrofysik. Mycket av vad som är känt om himmelsobjekt kommer från analys av deras ljus. Det beror på att de fysiska processer som sker inne i stjärnor registreras och överförs med ljus. Ljusstyrka mäts i energienheter per sekund. Astronomer föredrar att använda erg, istället för Watt, när ljusstyrkans mått anges Parallax Parallax är den skenbara ändring av ett observerat objekts position som orsakas av ändringen i observatörens position. Håll till exempel din hand framför dig på armlängds avstånd, och observera ett objekt på andra sidan rummet bakom din hand. Luta nu huvudet mot höger axel, och handen syns till vänster om det avlägsna objektet. Luta huvudet mot vänster axel, och handen verkar flyttas till höger om det avlägsna objektet. Eftersom jorden går i en bana runt solen, så observerar vi himlen från en position i rymden som hela tiden flyttar sig. Därför bör vi förvänta oss att se en årlig parallax, där positionerna för näraliggande objekt verkar vagga fram och tillbaka orsakat av vår förflyttning runt solen. Det här sker också, men avstånden även till de närmsta stjärnorna är så stort att man måste göra noggranna observationer med ett teleskop för att upptäcka det 2. Moderna teleskop gör det möjligt för astronomer att använda den årliga parallaxen för att mäta avståndet till närliggande stjärnor, med triangulering. Astronomerna mäter noga positionen hos stjärnorna vid två datum, som ligger sex månader från varandra. Ju närmare stjärnan är till solen, desto större är den skenbara avvikelsen i position mellan de två datumen. Under sexmånadersperioden har jorden förflyttat sig genom halva sin bana runt solen. Under tiden har dess position ändrats med 2 astronomiska enheter (förkortat AU. 1 AU är avståndet från jorden till solen, eller ungefär 150 miljoner kilometer). Det låter som ett verkligt långt avstånd, men till och med stjärnan som är närmast solen (alfa Centauri) är ungefär 40 biljoner kilometer bort. Därför är den årliga parallaxen mycket liten, typiskt mindre än en bågsekund, vilket är bara 1/3600 av en grad. Ett praktiskt avståndsmått för närliggande stjärnor är parsek, vilket är en förkortning av parallaxbågsekund. En parsek är avståndet som en stjärna skulle ha om den observerade parallaxvinkeln var en bågsekund. Det är lika med 3,26 ljusår, eller 31 biljoner kilometer Retrograd rörelse Retrograd rörelse är en banrörelse för en kropp i motsatt riktning mot den som är normal för kroppar i rymden för ett givet system. 2 De gamla grekiska astronomerna kände till parallaxen, men eftersom de inte kunde observera en årlig parallax, drog de slutsatsen att jorden inte kunde röra sig runt solen. Vad de inte insåg var att stjärnorna är miljontals gånger längre bort än solen, så att parallaxeffekten är omöjlig att se med blotta ögat. 3 Astronomer tycker så bra om den här enheten att de nu använder kiloparsek för att mäta avstånd med galaktisk skala, och Megaparsek för att mäta intergalaktiska avstånd, även om avstånden är alltför stora för att ha en verklig, observerbar, parallax. Andra metoder krävs för att kunna avgöra dessa avstånd 50

51 När vi observerar himlen, förväntar vi oss att de flesta objekt verkar röra sig i en viss riktning när tiden går. Den skenbara rörelsen för de flesta kroppar på himlen är från öster till väster. Det är möjligt att ibland observera en kropp som rör sig från väster till öster, som en konstgjord satellit eller rymdskyttel med en östgående bana. Den här banan anses som en retrograd rörelse. Retrograd rörelse används oftast med avseende på rörelsen hos de yttre planeterna (Mars, Jupiter, Saturnus, och så vidare). Även om dessa planeter verkar röra sig från öster till väster varje natt, beroende på att jorden snurrar, driver de i själva verket sakta österut i förhållande till de stillastående stjärnorna, vilket kan observeras genom att notera positionen för planeterna under flera nätter i rad. Den här rörelsen är dock normal för dessa planeter, och anses inte vara retrograd rörelse. Eftersom jorden fullbordar sin bana på en kortare tid än de yttre planeterna, passerar vi då och då förbi en yttre planet, som en snabbare bil på en flerfilig motorväg. När detta inträffar verkar planeten som vi passerar först att stanna driften österut, och verkar sedan driva bakåt västerut. Det här är retrograd rörelse, eftersom den är i en riktning motsatt den typiska för planeter. Till sist, när jorden svänger förbi planeten i sin bana, verkar den återta sin normala drift från väster till öster under följande nätter. Den här typen av retrograd rörelse förbryllade de gamla grekiska astronomerna, och var en av orsakerna att de namngav de här kropparna planeter, som betyder vandrare på grekiska Elliptiska galaxer Elliptiska galaxer är sfäriska koncentrationer av stjärnor som liknar storskaliga klotformiga stjärnhopar. De saknar i stort sett intern struktur, stjärntätheten avtar jämnt från koncentrationen i centrum till den diffusa kanten, och de kan ha ett stort antal olika ellipsformer (eller längdbredd förhållanden). Typiskt innehåller de mycket lite interstellär gas och stoft, och inga unga stjärnpopulationer (även om det finns undantag till dessa regler). Edwin Hubble kallade elliptiska galaxer för tidiga typer av galaxer, eftersom han trodde att de utvecklades till spiralgalaxer (som han kallade sena typer av galaxer). Nu tror astronomer i själva verket att motsatsen är fallet (dvs. att spiralgalaxer kan bli elliptiska galaxer), men Hubbles beteckningar, tidiga och sena typer, används fortfarande. Tidigare uppfattade som en enkel galaxtyp, vet man nu att elliptiska galaxer är riktigt komplexa objekt. En del av komplexiteten kommer från deras spännande historia: elliptiska galaxer anses vara slutprodukten av ihopslagningen av två spiralgalaxer. Man kan se en datorsimulerad MPEG-film av en sådan sammanslagning på den här NASA-HST webbsidan (varning: filen är 3,4 Mibyte). Elliptiska galaxer omfattar ett mycket brett område med storlekar och ljusstyrkor, från elliptiska jättegalaxer som är tusentals ljusår tvärsöver och nästan en biljon gånger ljusare än solen, till elliptiska dvärggalaxer som bara är något ljusare än en vanlig klotformig stjärnhop. De delas upp i flera morfologiska typer: cd-galaxer: Enorma och ljusa objekt som kan uppmäta nästan 1 Megaparsek (3 miljoner ljusår) tvärsöver. Dessa titaner hittar man bara nära centrum för stora, tätta galaxhopar, och de är troligen ett resultat av många galaxer som slagits ihop. Normala elliptiska galaxer Ihopdragna objekt med relativt hög central ljusstyrka på ytan. De omfattar elliptiska jättegalaxer (ge), elliptiska galaxer med intermediär luminositet (E), och små elliptiska galaxer. Elliptiska dvärggalaxer (de) Den här galaxtypen har fundamentala skillnader från normala elliptiska galaxer. Deras diameter är omkring 1 till 10 kiloparsek, med en ljusstyrka på ytan som är mycket lägre än normala elliptiska galaxer, vilket ger dem ett mycket diffusare utseende. De uppvisar samma karaktäristiska gradvis avtagande stjärntäthet från en relativt tät kärna, ut till en diffus rand. 51

52 Sfäriska dvärggalaxer (dsph) Ytterst svag luminositet, låg ljusstyrka på ytan, och har bara observerats i närheten av Vintergatan, och möjligen andra mycket näraliggande galaxgrupper, såsom Leo-gruppen. Deras absoluta magnitud är bara magnitud -8 till -15. Den sfäriska dvärggalaxen Draco har den absoluta magnituden -8,6, vilket gör den svagare än en vanlig klotformig stjärnhop i Vintergatan! Blåa kompakta dvärggalaxer (BCD) Små galaxer som är ovanligt blåa. De har fotometriska färger där B-V = 0,0 till 0,30 magnituder, vilket är typiskt för relativt unga stjärnor av spektralklass A. Det här anger att de aktivt skapar stjärnor just nu. Dessa system har också rikligt med interstellär gas (i motsats till andra elliptiska galaxer). TIPS Du kan se exempel på elliptiska galaxer i KStars, genom att använda fönstret Sök objekt (Ctrl+F). Sök efter NGC 4881, som är cd-jättegalaxen i Coma-galaxhopen. M 86 är en normal elliptiska galax i Virgogalaxhopen. M 32 är en elliptisk dvärggalax, som är en satellit till vår granne, Andromeda galaxen (M 31). M 110 är en annan satellit, som är ett gränsfall till en sfärisk dvärggalax (den kallas gränsfall eftersom den är något ljusare än de flesta andra sfäriska dvärgar) Spiralgalaxer Spiralgalaxer är enorma ansamlingar av miljarder stjärnor, de flesta tillplattade i en skivform, med en ljus, sfärisk utbuktning med stjärnor i centrum. Inne i skivan finns det typiskt ljusa armar där de yngsta, starkaste stjärnorna hittas. Armarna sträcks ut från centrum i ett spiralmönster, som ger galaxerna deras namn. Spiralgalaxer ser lite grand ut som orkaner, eller som vatten som släpps ut i ett avlopp. De är några av de vackraste objekten på himlen. Galaxer klassificeras med ett stämgaffeldiagram. Gaffelns skaft klassificerar elliptiska galaxer längs en skala från de rundaste, som kallas E0, till de som verkar plattast, som anges som E7. Stämgaffelns spetsar används för att klassificera de två typerna spiralgalaxer: normala spiralgalaxer och stavgalaxer. En stavgalax är en där kärnans utbuktning sträckts ut i en linje, så att den bokstavligen ser ut som att den har en stav med stjärnor i sin mitt. Båda typer av spiralgalaxer har underklasser beroende på hur framträdande deras centrala utbuktning av stjärnor, deras totala ytljusstyrka, och hur tätt deras spiralarmar ligger. Dessa kännetecken hör samman, så en Sa-galax har en stor central utbuktning, en hög ytljusstyrka, och tätt liggande spiralarmar. En Sb-galax har en mindre utbuktning, en ljussvagare skiva och glesare armar än en Sa-galax, och så vidare för Sc och Sd. Stavgalaxer använder samma klassificeringsmetod, som anges av typerna SBa, SBb, SBc och SBd. Det finns en annat galaxklass som kallas S0, som morfologiskt är en övergångstyp mellan verkliga spiralgalaxer och elliptiska galaxer. Dess spiralarmar ligger så tätt att de inte kan urskiljas. S0-galaxer har skivor med konstant ljusstyrka. De har också en ytterst dominerande utbuktning. Galaxen Vintergatan, som är hem för jorden och alla stjärnor på vår himmel, är en spiralgalax, och tros vara en stavgalax. Namnet Vintergatan hänvisar till ett stråk med mycket svaga stjärnor på himlen. Stråket är resultatet av att titta längs planet för vår galax skiva, från vårt perspektiv inifrån den. Spiralgalaxer är mycket dynamiska objekt. De är drivhus för stjärnbildning, och innehåller många unga stjärnor i sina skivor. Den centrala utbukningen tenderar bestå av äldre stjärnor, och den diffusa halon består av de allra äldsta stjärnorna i universum. Stjärnbildning är aktiv i skivorna, eftersom det är där gas och stoft finns i störst koncentration - gas och stoft är byggblocken vid stjärnbildning. 52

53 Moderna teleskop har visat att många spiralgalaxer härbärgerar ytterst massiva svarta hål i sina centrum, med massor som kan överskrida en miljard solar. Det är känt att både elliptiska och spiralgalaxer innehåller dessa exotiska objekt: I själva verket anser många astronomer nu att alla stora galaxer innehåller ytterst massiva svarta hål i sina kärnor. Det är känt att vår egen Vintergata har ett svart hål i sitt centrum, med en massa flera miljoner gånger större än en stjärnas massa. TIPS Det finns många storartade exempel på spiralgalaxer att betrakta i KStars, och många har vackra bilder tillgängliga i sina objektmenyer. Du hittar dem genom att använda fönstret Sök objekt. Här är en lista med några spiralgalaxer som har fina bilder tillgängliga: M64, Blåtiran (typ Sa) M 31, Andromedagalaxen (typ Sb) M 81, Bodes galax (typ Sb) M 51, Virvelgalaxen (typ Sc) NGC 300 (typ Sd) [använd DSS-bildlänk] M 83 (typ SBa) NGC 1530 (typ SBb) NGC 1073 (typ SBc) 5.30 Magnitudskalan För 2500 år sedan, så klassificerade den klassiska grekiska astronomen Hipparkos ljusstyrkan för de synliga stjärnorna enligt en skala från 1 till 6. Han kallade de allra ljusstarkaste stjärnorna på himlen för första magnituden, och de allra svagaste han kunde se sjätte magnituden. Förvånansvärt nog, två och ett halvt tusen år senare, är användningen av Hipparkos klassifikationssystem fortfarande utbredd bland astronomer, även om det har moderniserats och kvantifierats sedan dess. (Observera att magnitudskalan är baklänges mot vad man kan förvänta sig: ljusstarkare stjärnor har lägre magnitud än svagare stjärnor). NOT Magnitudskalan går baklänges mot vad man kan förvänta sig: ljusstarkare stjärnor har lägre magnituder än svagare stjärnor. Den moderna magnitudskalan är ett kvantitativt mått på ljusflödet som kommer från en stjärna, med en logaritmisk skala: m = m 0-2,5 log (F / F 0 ) Om du inte förstår matematiken, så säger det här bara att magnituden för en given stjärna (m) skiljer sig från en viss standardstjärna (m 0 ) med 2,5 gånger logaritmen av förhållandet mellan deras ljusflöden. Faktorn 2,5 * log, betyder att om förhållandet mellan ljusflöden är 100, så är skillnaden 5 i magnitud. Så en 6:e magnitudens stjärna är 100 gånger svagare än en 1:a magnitudens. Orsaken att Hipparkos enkla klassificering översätts till en relativt komplicerad funktion är att det mänskliga ögat reagerar logaritmiskt på ljus. Det finns flera olika magnitudskalor i användning, där var och en tjänar olika syften. Den vanligaste är skenbar magnitud. Detta är bara måttet på hur starka stjärnor (och andra objekt) ser ut 53

54 för det mänskliga ögat. Skenbar magnitud definierar stjärnan Vega som magnitud 0,0, och tilldelar magnitud till alla andra objekt med ovanstående ekvation, och ett mått av förhållandet mellan ljusflödet för varje objekt och Vega. Det är svårt att förstå stjärnor enbart med användning av skenbar magnitud. Tänk dig två stjärnor på himlen med samma skenbara magnitud, så att de ser lika ljusa ut. Bara genom att titta på dem kan du inte veta om båda har samma inneboende ljusstyrka. Det är möjligt att en stjärna har större inneboende styrka, men är längre bort. Om vi känner avståndet till en stjärna (se avsnittet om parallax), kan vi ta hänsyn till det och tilldela en absolut magnitud som motsvarar den verkliga, inneboende ljusstyrkan. Den absoluta magnituden definieras som den skenbara magnitud stjärnan skulle ha om den observerades från ett avstånd av 10 parsek (1 parsek är 3,26 ljusår, eller 3,1 x cm). Den absoluta magnituden (M), kan avgöras från den skenbara magnituden (m) och avståndet i parsek (d), med formeln: M = m * log(d), observera att M = m när d = 10. Den moderna magnitudskalan är inte längre baserad på det mänskliga ögat. Den är baserad på fotografiska plåtar och fotoelektriska fenomen. Vi kan se objekt med teleskop som är mycket svagare än vad Hipparkos kunde se med blotta ögat, så magnitudskalan har utökats bortom 6:e magnituden. I själva verket kan rymdteleskopet Hubble avbilda stjärnor som är nästan så svaga som 30:e magnituden, vilket är en biljon gånger svagare än Vega. En sista anmärkning: magnituden mäts oftast genom någon form av färgfilter, och magnituderna anges med en beteckning som beskriver filtret (dvs. m V är magnituden genom ett synligt filter, som är grönaktigt, m B är magnituden genom ett blått filter, m pg är magnituden för en fotografisk plåt, etc.) Stjärnor: Svar på grundläggande frågor 1. Vad är stjärnor? Stjärnor är gigantiska klot med (i huvudsak) vätgas, som hålls ihop av sin egen gravitation. Stjärnor är också termonukleära kraftverk. Kärnfusion äger rum djupt inne i en stjärnas mitt, där tätheten är extrem och temperaturen når tiomiljontals grader Celsius. 2. Är solen en stjärna? Ja, solen är en stjärna. Den är den dominerande centralpunkten i vårt solsystem. Jämfört med andra stjärnor är vår sol ganska vanlig. Den verkar så mycket större och ljusare för oss, eftersom den är miljontals gånger närmare än alla andra stjärnor. 3. Varför lyser stjärnor? Ett kort svar är: Stjärnor lyser eftersom de är mycket varma. Det är egentligen inte mer komplicerat än så. Alla objekt som värms upp till tusentals grader avger ljus, precis som stjärnorna gör. 4. Nästa uppenbara fråga är: Varför är stjärnor så varma? Det är en svårare fråga. Det vanliga svaret är att stjärnorna får sin värme från den termonukleära fusionsreaktionen i deras inre. Detta kan dock inte vara den ursprungliga orsaken till stjärnornas värme, eftersom en stjärna måste vara varm från början för att kärnfusion ska kunna starta. Fusionen kan bara bibehålla den varma temperaturen, den kan inte göra en stjärna varm. Ett riktigare svar är att stjärnor är varma eftersom de har kollapsat. Stjärnor formas av diffusa gasnebulosor. Medan nebulosans gas kondenseras så att en stjärna formas, avges materialets potentiella gravitationsenergi, först som kinetisk energi, och till sist som värme när tätheten ökar. 5. Är alla stjärnor likadana? Stjärnor har mycket gemensamt: De är alla kollapsade klot med varm, tät gas (i huvudsak väte), och kärnfusionsreaktioner sker i eller nära mitten av varje stjärna på himlen. 54

55 Men stjärnor uppvisar också en stor variation för vissa egenskaper. De ljusstarkaste stjärnorna lyser nästan 100 miljoner gånger ljusare än de svagaste stjärnorna. Stjärnornas yttemperatur går från bara ett fåtal tusen grader till nästan grader Celsius. Dessa skillnader beror till stor del på skillnader i massa: Massiva stjärnor är både varmare och ljusare än stjärnor med mindre massa. Temperaturen och ljusstyrkan beror också på stjärnans utvecklingsstadium. 6. Vad är huvudsekvensen? Huvudsekvensen är utvecklingsstadiet då stjärnans fusion av väte pågår i dess inre. Det är det första (och längsta) stadiet i en stjärnas liv (om inte stadierna som protostjärna inräknas). Vad som händer med en stjärna efter den får slut på väte i kärnan, beskrivs i avsnittet om stellär utveckling (som snart kommer). 7. Hur länge lever stjärnor? En stjärnas livstid beror väldigt mycket på dess massa. Massivare stjärnor är varmare och skiner mycket ljusare, vilket gör att de förbrukar sitt kärnbränsle mycket fortare. De största stjärnorna (grovt sett 100 miljoner gånger massivare än solen), får slut på bränslet efter bara några få miljoner år, medan de minsta stjärnorna (med ungefär 10 procent av solens massa), med sin mycket blygsammare förbrukningshastighet, kommer att skina (om än svagt) under biljoner år. Observera att detta är mycket längre än universum ännu har funnits Stjärnfärger och temperaturer Stjärnor verkar vara enbart vita vid första ögonkastet. Men om man tittar noga, märker man en hel rad färger: blått, vitt, rött och till och med gyllene. På vintern i stjänrbilden Orion, syns en vacker kontrast mellan den röda Betelgeuse i Orions armhåla, och den blåa Bellatrix vid skuldran. Vad som gör att stjärnor uppvisar olika färger förblev ett mysterium ända till för tvåhundra år sedan, när fysiker inhämtat tillräcklig förståelse för ljusets natur och egenskaper hos materia vid oerhört höga temperaturer. Närmare bestämt, var det svartkroppsstrålningens fysik som gjorde det möjligt för oss att förstå den stellära färgvariationen. Kort efter svartkroppsstrålningen förståtts, observerades det att stjärnspektra liknar strålningskurvor för svartkroppar vid olika temperaturer ytterst väl, från några få tusen Kelvin till ungefär Kelvin. Den uppenbara slutsatsen är att stjärnor liknar svartkroppar, och att stjärnornas färgvariation är en direkt följd av deras yttemperatur. Kalla stjärnor (t.ex. spektralklass K och M) strålar ut det mesta av sin energi i det röda och infraröda området av det elektromagnetiska spektrat, och verkar därför röda, medan heta stjärnor (dvs. spektralklass O och B) strålar vid blåa och ultravioletta våglängder, vilket gör att de verkar vara blåa eller vita. För att uppskatta yttemperaturen hos en stjärna, kan man använda det kända sambandet mellan temperatur för en svartkropp, och ljusvåglängden där dess spektrum har sin topp. Alltså när man ökar temperaturen hos en svartkropp, så flyttas toppen för dess spektrum till kortare (blåare) ljusvåglängder. Det här illustreras i figur 1, där intensiteten för tre tänkta stjärnor är uppritad i förhållande till våglängd. Regnbågen anger våglängdsområdet som är synligt för det mänskliga ögat. 55

56 Figur 1 Den här enkla metoden är principiellt riktig, men kan inte användas för att erhålla noggranna stjärntemperaturer, eftersom stjärnor inte är perfekta svartkroppar. Förekomst av olika grundämnen i en stjärnas atmosfär gör att vissa ljusvåglängder absorberas. Eftersom dessa absorptionslinjer inte fördelas jämt över spektrum, så kan de förskjuta spektraltoppen. Dessutom är det en tidskrävande process att ta fram ett användbart spektrum för en stjärna, och det är alltför ineffektivt för stora mängder stjärnor. En alternativ metod utnyttjar fotometri för att mäta intensiteten för ljus som får passera olika filter. Varje filter tillåter bara en specifik del av ljusspektrat att passera, medan alla övriga stoppas. Ett fotometrisystem med bred användning kallas Johnson UBV-systemet. Det använder tre bandpassfilter för områdena U ( ultraviolett ), B ( blått ) och V ( synligt ) av det elektromagnetiska spektrat. I processen med UVB-fotometri ingår användning av ljuskänsliga material (som film eller CCDkameror) och att rikta ett teleskop mot stjärnan för att mäta intensiteten hos ljuset som passerar genom vart och ett av de individuella filtren. Den här proceduren ger tre skenbara ljusstyrkor eller flöden (mängd energi per cm 2 per sekund) som betecknas med Fu, Fb och Fv. Förhållandena mellan flödena Fu/Fb och Fb/Fv är kvalitativa mått på stjärnans färg, och dessa förhållanden kan användas för att upprätta en temperaturskala för stjärnor. I allmänhet, ju större Fu/Fb och Fb/Fv förhållande för en stjärna, desto högre är dess yttemperatur. Stjärnan Bellatrix i Orion har till exempel Fb/Fv = 1.22, vilket anger att den är ljusare genom B filtret än genom V filtret. Dessutom är dess Fu/Fb förhållande 2,22, så den är ljusast genom U filtret. Det här anger att stjärnan måste vara verkligt het, eftersom positionen för spektraltoppen måste vara någonstans i området för U filtret, eller vid en ännu kortare våglängd. Yttemperaturen hos Bellatrix (bestämd genom att jämföra dess spektrum med detaljerade modeller som tar hänsyn till dess absorptionslinjer) är ungeför Kelvin. Vi kan upprepa den här analysen för stjärnan Betelgeuse. Dess Fb/Fv och Fu/Fb förhållanden är 0,15 och 0,18, så den är ljusast i V och mörkast i U. Alltså måste spektraltoppen för Betelgeuse vara någonstans i området för V-filtret, eller vid en ännu längre våglängd. Yttemperaturen hos Betelgeuse är bara Kelvin. Astronomer föredrar att uttrycka stjärnfärger som en skillnad i magnituder, i stället för ett förhållande mellan flöden. Därför, om vi återgår till den blåa Bellatrix, har vi ett färgindex som är lika med B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22, 56

57 På liknande sätt är färgindex för den röda Betelgeuse B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85 Färgindex, liksom magnitudskalan går baklänges. Heta och blå stjärnor har mindre och negativa B-V värden, jämfört med kallare och rödare stjärnor, enligt nedanstående illustration. En astronom kan sedan använda färgindex för en stjärna, efter att ha korrigerat för rödskift och interstellärt utdöende, för att erhålla en noggrann temperatur för stjärnan. Förhållandet mellan B-V och temperaturen åskådliggörs av figur 2. Figur 2 Solen med yttemperaturen K har ett B-V index på 0, Kosmiska avståndsstegen Den kosmiska avståndsstegen avser den följd av olika metoder som astronomer använder för att mäta avstånd till himmelsobjekt. Vissa metoder, som parallax fungerar bara bra för närliggande objekt. Andra metoder, som att använda den kosmologiska rödförskjutningen, fungerar bara för mycket avlägsna galaxer. Sålunda finns det flera metoder, var och en med sin begränsade giltighet, och därav namnet Direkta mätningar Den lägsta delen av stegen består av objekt vars avstånd kan mätas direkt, som månen (se LLR). Samma teknik, med användning av radiovågor, tillämpas också för att ta reda på avstånd till planeter. För närliggande stjärnor är det möjligt att mäta parallaxen som ger avståndet till stjärnan. 57

58 Standardljuskällor Standardljuskällor är objekt vars inneboende ljusstyrka vi vet säkert. Den skenbara magnituden, vilken är enkel att mäta, talar om för oss hur ljust ett objekt verkar vara, inte hur ljust det i själva verket är. Avlägsna objekt förefaller mindre ljusa, eftersom deras ljus sprids över ett större område. Enligt avståndslagen för ljusintensitet, avtar mängden ljus vi tar emot från ett objekt med avståndet i kvadrat. Vi kan sålunda beräkna avståndet till ett objekt om vi både känner till hur ljusstarkt det i själva verket är (absolut magnitud, M ) och hur ljusstarkt det verkar för oss på jorden (skenbar magnitud, m ). Vi kan definiera avståndsmodulen på följande sätt: Avståndsmodul = M - m = 5 log 10 d - 5 Här är d avståndet mätt i parsec. För dessa speciella standardljuskällor har vi något annat sätt att veta deras inneboende ljusstyrka, och kan därmed beräkna deras avstånd. Vanliga standardljuskällor som används inom astronomi är: Cepheidvariabel: En typ av periodisk variabel stjärna, vars periodiska variation är relaterad till luminositeten RR Lyraestjärna: En annan sådan periodisk variabel stjärna med ett välkänt förhållande mellan period och luminositet Supernova av typ Ia: En sådan supernova har en mycket väldefinierad luminositet som resultat av de fysiska lagar som styr den och kan sålunda fungera som en standardljuskälla Andra metoder Det finns många andra metoder. Vissa av dem förlitar sig på stjärnfysik, som förhållandet mellan luminositet och färg för olika stjärntyper (oftast åskådliggjort med ett Hertzsprung-Russeldiagram). Vissa av dem fungerar för stjärnhopar, som metoderna med rörliga stjärnhopar och huvudserieanpassning. Tully-Fisher-relationen som relaterar ljusstyrkan hos en spiralgalax till dess rotation kan användas för att ta reda på avståndsmodulen, eftersom galaxens rotation är enkel att mäta med Dopplereffekten. Avstånd till avlägsna galaxer kan bestämmas genom att mäta den kosmologiska rödförskjutningen, som är rödförskjutningen av ljus från avlägsna galaxer orsakad av universums expansion. För ytterligare information se Wikipedia om den kosmiska avståndsstegen. 58

59 Kapitel 6 Kstars verktyg KStars levereras med ett antal verktyg som låter dig utforska några mer avancerade aspekter av astronomi och natthimlen. Detaljinformation om objekt Astronomiräknare Uppritning av elevation mot tid Vad händer i natt? Skriptbyggare Visning av solsystemet Verktyget Jupiters månar Observationsplanering FITS-visning 59

60 6.1 Fönstret Information om objekt Fönstret Information om objekt visar avancerad data tillgänglig för ett specifikt objekt på himlen. För att använda verktyget, högerklicka på vilket objekt som helst, och välj alternativet Information... i menyn som visas. Fönstret är delat i ett antal flikar. Under fliken Allmänt, visas grundläggande data om nuvarande objekt. Det här omfattar namn och katalogbeteckningar, objekttyp och magnitud (styrka). Under fliken Position finns objektets ekvatoriella och horisontella koordinater, samt uppgångs-, nedgångs- och övergångstid. Under fliken Länkar, kan du hantera Internetlänkar som hör ihop med objektet. Bild- och informationslänkarna som hör ihop med objektet visas. Det är länkarna som syns i menyn vid ett högerklick på objektet. Du kan lägga till egna länkar till objektet med knappen Lägg till länk... Då visas ett fönster där du fyller i webbadress och länktext för den nya länken (du kan också prova webbadressen i webbläsaren från fönstret). Kom ihåg att den egna länken enkelt kan peka på en fil på din lokala disk, så du kan använda funktionen för att indexera personliga astronomiska bilder eller observationsloggar. Du kan också ändra eller ta bort vilken länk som helst med knapparna Redigera länk... och Ta bort länk... Fliken Avancerat (inte tillgänglig för alla objekt) låter dig skicka frågor till professionella astronomiska databaser på Internet efter information om det aktuella objektet. För att använda databaserna, dubbelklicka på den önskade databasen i listan för att se resultatet av frågan i ett webbläsarfönster. Frågan ställs med det huvudsakliga namnet för objektet som du klickade på för att öppna informationsdialogrutan. Följande databaser är tillgängliga för frågor: High Energy Astrophysical Archive (HEASARC). Här kan du hämta data om aktuellt objekt från ett antal högenergi -observatorier, som täcker ultravioletta, röntgen och gammastrålningsdelarna av det elektromagnetiska spektrat. Multimission Archive at Space Telescope (MAST). Space Telescope Science Institute erbjuder möjlighet att komma åt hela samlingen bilder och spektra som tagits med rymdteleskopet Hubble, samt flera andra rymdbaserade observatorier. 60

61 NASA astrofysiska datasystem (ADS). Den här otroliga bibliografiska databasen omfattar hela mängden litteratur som publicerats i internationella sakkunnigbedömda tidskrifter om astronomi och astrofysik. Databasen är uppdelad i fyra allmänna ämnesområden (astronomi och astrofysik, astrofysiska förhandsutgåvor, instrumentering, och fysik och geofysik). Vart och ett av dessa har tre underavdelningar som hanterar frågor till databasen på olika sätt. Nyckelordsökning returnerar artiklar som angav objektets namn som ett nyckelord. Titelordsökning returnerar artiklar som innehöll objektets namn i titeln, och Titel- och nyckelordsökning använder båda alternativen tillsammans. NASA/IPAC extragalaktiska databas (NED). NED tillhandahåller inkapslad data och bibliografiska länkar om extragalaktiska objekt. Du bör bara använda NED om objektet är extragalaktiskt, dvs. om det själv är en galax. Set of Identifications, Measurements, and Bibliography for Astronomical Data (SIMBAD). SIM- BAD liknar NED, utom att det tillhandahåller data om alla sorters objekt, inte bara galaxer. SkyView tillhandahåller bilder från alla himmelskartläggningar som har utförts i dussintals olika delar av spektrat, från gammastrålar till radiovågor. KStars gränssnitt hämtar en bild från vilken som helst av dessa kartläggningar, centrerad kring det valda objektet. Till sist, under fliken Logg kan du skriva in text som hör till det här objektets informationsfönster. Du kan till exempel använda det för att bifoga personliga observationsanteckningar. 6.2 Astronomiräknaren KStars astronomiräknare tillhandahåller flera moduler som ger dig direkt åtkomst till algoritmer som används av programmet. Modulerna är organiserade enligt ämne: KOORDINATKONVERTE- RING Vinkelavstånd Skenbara koordinater Ekliptiska koordinater Ekvatoriella/galaktiska koordinater Horisontella koordinater Godetiska koordinater SOLSYSTEMET Planetkoordinater TIDRÄKNARE Almanacka Dagjämningar och solstånd Juliansk dag Siderisk tid 61

62 6.2.1 Modulen Vinkelavstånd Verktyget Vinkelavstånd används för att mäta vinkeln mellan två godtyckliga punkter på himlen. Du anger helt enkelt ekvatoriella koordinater för önskat par av punkter, och erhåller vinkeln mellan de två punkterna. Modulen innehåller också ett körläge. I körläget anger du en indatafil som innehåller fyra tal per rad: RA- och Dek-värden för par av punkter. Som alternativ kan du ange ett enda värde för någon av de fyra koordinaterna i räknarens ruta (motsvarande värden i indatafilen ska hoppas över om de anges i räknaren). När du väl har angett ett indatafilnamn och ett utdatafilnamn, tryck helt enkelt på knappen Kör för att skapa utdatafilen. 62

63 6.2.2 Modulen för skenbara koordinater Modulen för skenbara koordinater konverterar katalogkoordinaterna för en punkt på himlen till dess skenbara koordinater för godtyckligt datum. Koordinaterna för objekt på himlen är inte fasta, på grund av precession, nutation och avvikelser. Den här modulen tar hänsyn till dessa effekter. För att använda modulen, skriv först in önskat måldatum och tid i rutan Måldatum och tid. Skriv därefter in katalogkoordinater i rutan Katalogkoordinater. Du kan också ange katalogens epok här (oftast för moderna objektkataloger). Därefter visas objektets koordinater för måldatumet i rutan Skenbara koordinater. 63

64 6.2.3 Modulen Ekliptiska koordinater Den här modulen konverterar mellan Ekvatoriella koordinater och Ekliptiska koordinater. Välj först Datum och tid. Fyll därefter antingen i motsvarande koordinatvärden i rutan Ekliptiska koordinater eller Ekvatoriella koordinater. Som ett alternativ kan ekvatoriella koordinater anges genom att välja ett objekt med dialogrutan Sök objekt. Därefter fylls motsatsens koordinater i. Modulen innehåller ett körläge för att konvertera flera koordinatpar på en gång. Du måste skapa en indatafil, där varje rad innehåller två värden: paret med indatakoordinater (antingen ekvatoriella eller ekliptiska). Ange därefter vilka koordinater du använder som indata, och identifiera indata- och utdatafilnamnen. Tryck till sist på knappen Kör för att skapa utdatafilen, som kommer att innehålla de konverterade koordinaterna (ekvatoriella eller ekliptiska, motsatsen till vad du valde som indatavärden). 64

65 6.2.4 Modulen för ekvatoriella/galaktiska koordinater Den här modulen konverterar från ekvatoriella koordinater till galaktiska koordinater, och omvänt. Fyll i koordinatvärden, antingen i rutan Galaktiska koordinater eller Ekvatoriella koordinater. Som alternativ kan du ställa in ekvatoriella koordinater genom att välja ett objekt med dialogrutan Sök objekt. Då fylls motsvarande koordinater i Modulen för horisontella koordinater 65

66 Den här modulen konverterar från ekvatoriella koordinater till horisontella koordinater. Välj först datum, tid och geografiska koordinater för beräkningen. Fyll sedan i ekvatoriella koordinater som ska konverteras eller använd dialogrutan Sök objekt under Ekvatoriella koordinater. Motsvarande horisontella koordinater visas irutan Horisontella koordinater Modulen för geodetiska koordinater Det normala geografiska koordinatsystemet antar att jorden är ett perfekt klot. Det är nästan sant, så för de flesta ändamål är geografiska koordinater utmärkta. Om mycket hög precision är nödvändig, måste man ta hänsyn till jordens verkliga form. Jorden är en ellipsoid, med avståndet runt ekvatorn ungefär 0,3 % längre än storcirkeln som går genom polerna. Det geodetiska koordinatsystemet tar hänsyn till den ellipsoida formen, och uttrycker positionen på jordens yta med kartesiska koordinater (x, y och z). För att använda modulen, välj först vilka koordinater som ska vara indata under Välj indatakoordinater, Välj därefter en ellipsoid modell och fyll antingen i rutan Kartesiska koordinater eller Geografiska koordinater. När du trycker på knappen Konvertera, fylls de motsvarande koordinater i. 66

67 6.2.7 Modulen Planetkoordinater Modulen Planetkoordinater beräknar positionsdata för alla större kroppar i solsystemet, för vilken tid och datum som helst och för vilken geografisk plats som helst. Välj helt enkelt Kropp i solsystemet från kombinationsrutan, och ange önskat datum, önskad tid och geografisk plats (värdena är förinställda till KStars inställningar). Därefter beräknas och visas ekvatoriella, horisontella och ekliptiska koordinaterna för kroppen. Modulen innehåller ett körläge. Du måste skapa en indatafil, där varje rad anger värden för indataparametrarna (kropp i solsystemet, datum, tid, longitud och latitud). Du kan välja att ange ett konstant värde för några av parametrarna i räknarens fönster (dessa parametrar ska hoppas över i indatafilen). Du kan också ange vilka av utdataparametrarna (ekvatoriella, horisontella och ekliptiska koordinater) ska beräknas. Ange till sist indata- och utdatafilnamnen, och tryck på knappen Kör för att skapa utdatafilen med de beräknade värdena. 67

68 6.2.8 Modulen för dagslängd Den här modulen beräknar dagens längd, samt tider för soluppgång, solövergång (middag), och solnedgång för godtyckligt kalenderdatum, och godtycklig plats på jorden. Välj först önskade geografiska koordinater och datum, och därefter beräknas och visas data Modulen Dagjämningar och solstånd Modulen Dagjämningar och solstånd beräknar datum och tid för en dagjämning eller solstånd för ett givet år. Du anger året, och datum och tid för händelserna (vårdagjämning, sommarsolstånd, höstdagjämning eller vintersolstånd) visas. 68

69 Modulen innehåller ett bakgrundsläge. För att använda det, skapa helt enkelt en indatafil vars rader var och en innehåller ett år då dagjämning eller solstånd ska beräknas. Ange därefter indataoch utdatafilnamnen, och tryck på knappen Beräkna för att skapa utdatafilen. Varje rad i utdatafilen innehåller indataåret, datum och tid för varje händelse, och längden för varje årstid Modulen för Juliansk dag Den här modulen konverterar mellan kalenderns Datum och tid, Juliansk dag, och justerad Juliansk dag. Den justerade Julianska dagen är helt enkelt lika med den Julianska dagen ,5. För att använda modulen, välj vilket av de tre datumen som ska vara indata, så visas motsvarande värden för övriga två datum. TIPS Övning: Vilket kalenderdatum motsvaras av MJD = 0,0? 69

70 Modulen för siderisk tid Den här modulen konverterar mellan universell tid och lokal siderisk tid. Välj först en geografisk plats och ett datum för beräkningen. Därefter visas motsvarande värde för den andra tiden. 6.3 Verktyget Elevation mot tid Det här verktyget ritar upp elevationen för ett objekt som funktion av tiden, för godtyckligt datum och godtycklig plats på jorden. Överdelen är ett diagram med elevationsvinkel längs den 70

71 vertikala axeln, och tid längs den horisontella. Tiden visas både som vanlig lokal tid längs underkanten, och siderisk tid längs överkanten. Underdelen av diagrammet är grönskuggad för att ange att punkter i det här området är under horisonten. Det finns ett antal sätt att lägga till kurvor i diagrammet. Det enklaste sättet är att helt enkelt skriva in dess namn i inmatningsfältet Namn, och trycka på returtangenten eller knappen Rita. Om texten du skrev in hittas i objektdatabasen, så läggs objektets kurva till i diagrammet. Du kan också trycka på knappen Sök objekt för att öppna fönstret Sök objekt och välja ett objekt i listan med kända objekt. Om du vill lägga till en punkt som inte finns i objektdatabasen, skriv helt enkelt in ett namn för punkten, och fyll sedan i koordinaterna i inmatningsfälten RA och Dek. Tryck därefter på knappen Rita för att lägga till kurvan för ditt eget objekt i diagrammet (observera att du måste välja ett namn som inte redan finns i objektdatabasen för att detta ska fungera). När du lägger till ett objekt i diagrammet, så ritas kurvan för dess elevation mot tid med en tjock vit linje, och namnet läggs till i listrutan längst ner till höger. Alla objekt som redan fanns ritas med en tunnare röd linje. Du kan välja vilket objekt som ritas med den tjocka vita linjen genom att markera dess namn i listrutan. Kurvorna visar objektets elevation (vinkel ovanför horisonten) som funktion av tiden. När en kurva passerar från underdelen till överdelen, har objektet gått upp, och när den går ner till underdelen igen, har det gått ner. I skärmbilden går till exempel asteroiden Ceres upp omkring 08:00 lokal tid, och går ner omkring 20:00. Elevationen hos ett objekt beror både på var du befinner dig på jorden, och på datumet. Normalt anpassas verktyget efter plats och datum i KStars nuvarande inställningar. Du kan ändra parametrarna under fliken Datum och tid. För att ändra plats, kan du trycka på knappen Välj stad... för att öppna fönstret Ange geografisk plats, eller skriva in longitud- och latitudvärden för hand i inmatningsfälten, och trycka på knappen Uppdatera. För att ändra datum, använd nummeroch kombinationsrutorna, och tryck därefter på Uppdatera. Observera att kurvor som redan var uppritade när du ändrar datum och/eller plats, automatiskt uppdateras. TIPS Övning: Rita upp solens elevationskurva. Försäkra dig om att den geografiska platsen inte är nära ekvatorn. Ändra datum till någon dag i juni, och därefter till någon dag i januari. Du kan lätt se varför vi har årstider: på vintern är solen ovanför horisonten mycket kortare tid (dagarna är kortare), och elevationen är aldrig särskilt hög. 71

72 6.4 Verktyget Vad händer i natt? Verktyget Vad händer i natt? visar en lista med objekt som är synliga på natten från vilken plats som helst, vilket datum som helst. Normalt tas datum och plats från nuvarande inställningar i huvudfönstret, men du kan ändra båda värden med knapparna Ändra datum och Ändra plats längst upp i verktygets fönster. Verktyget visar också en kort almanacka med information för aktuellt datum: uppgångs- och nergångstider för solen och månen, nattens längd, och månens lyskraft. Under almanackan visas objektinformationen. Objekten är organiserade i kategorier. Välj en objekttyp i rutan som heter Välj en kategori, så visas alla objekt av typen som är ovanför horisonten den aktuella natten i rutan som heter Funna objekt. I skärmbilden har till exempel kategorin Planeter valts, och fyra planeter som syns den aktuella natten visas (Mars, Neptunus, Pluto och Uranus). När ett objekt i listan väljes, visas dess uppgångs- och nergångstid i nedre högra rutan. Dessutom kan du trycka på knappen Information om objekt... för att öppna objektets Informationsfönster. Normalt visar verktyget objekt som är ovanför horisonten mellan solnedgång och midnatt (dvs. på kvällen ). Du kan välja att visa objekt som är uppe mellan midnatt och gryning ( på morgonen ), eller mellan skymning och gryning ( När som helst inatt ) med kombinationsrutan nära fönstrets överkant. 6.5 Verktyget Skriptbyggaren KDE-program kan styras externt från ett annat program, från en terminal, eller från ett skalskript med hjälp av protokollet för kommunikation mellan processer (D-Bus). KStars utnyttjar den här funktionen för att tillåta att skapa skript med relativt komplicerade beteenden, som kan spelas upp när som helst. Detta kan till exempel användas för att skapa en demonstration i klassrummet för att illustrera astronomiska begrepp. Problemet med D-Bus-skript är att skriva dem är lite grand som programmering, och kan verka vara en skrämmande uppgift för de som saknar programmeringsvana. Skriptbyggaren tillhandahåller ett grafiskt gränssnitt där man kan peka och klicka för att skapa KStars D-Bus-skript, vilket gör det mycket enkelt att skapa komplexa skript. 72

73 6.5.1 Introduktion till skriptbyggaren Innan förklaringen av hur skriptbyggaren används, följer en mycket kort inledning till alla grafiska komponenter: För mer information, använd funktionen Vad är det här?. Skriptbyggaren visas i skärmbilden ovanför. Rutan till vänster är Aktuellt skript. Den visar listan med kommandon som utgör det aktuella arbetsskriptet. Rutan till höger är Funktionsbläddraren. Den visar listan med tillgängliga skriptfunktioner. Under funktionsbläddraren finns en liten ruta som visar kortfattad dokumentation av skriptfunktionen som är markerad i funktionsbläddraren. Panelen under rutan Aktuellt skript är rutan Funktionsargument. När en funktion är markerad i rutan Aktuellt skript, visar rutan objekt för att ange värden för alla argument som den markerade funktionen kräver. Längs fönstrets överkant finns en rad knappar som gäller skriptet som helhet. Från vänster till höger är de: Nytt skript, Öppna skript, Spara skript, Spara skript som... och Testa skript. Knapparnas funktion bör vara uppenbar, möjligen med undantag för den sista knappen. Genom att trycka på Testa skript, görs ett försök att köra aktuellt skript i KStars huvudfönster. Du bör flytta skriptbyggarens fönster ur vägen innan du trycker på knappen, så att du kan se resultatet. I fönstrets mitt finns en kolumn med knappar som hanterar individuella funktioner i skriptet. Uppifrån och ner är de: Lägg till funktion, Ta bort funktion, Kopiera funktion, Flytta upp och Flytta ner. Lägg till funktion lägger till funktionen som för närvarande är markerad i Funktionsbläddraren i rutan Aktuellt skript (du kan också lägga till en funktion genom att dubbelklicka på den). Övriga knappar hanterar funktionen som är markerad i rutan Aktuellt skript, genom att antingen ta bort den, duplicera den eller ändra dess position i det aktuella skriptet Använda skriptbyggaren För att illustrera hur skriptbyggaren används, presenterar vi ett kort handledningsexempel, där vi skapar ett skript som följer månen medan klockan går med accelererad hastighet. Om vi ska följa månen, måste vi först peka skärmen mot den. Funktionen looktoward används för att göra detta. Markera funktionen i funktionsbläddraren, och observera dokumentationen som visas i rutan under funktionsbläddraren. Tryck på knappen Lägg till funktion för att lägga till funktionen i rutan Aktuellt skript. Rutan Funktionsargument innehåller nu en kombinationsruta 73

74 som heter Riktning. Detta är riktningen som skärmen ska peka. Kombinationsrutan innehåller bara kompassens kardinalpunkter, inte månen eller något annat objekt. Du kan antingen skriva in Moon i rutan för hand, eller trycka på knappen Objekt för att använda fönstret Sök objekt. Här kan du välja månen i listan med namngivna objekt. Observera att som vanligt aktiveras automatiskt följning vid centrering på ett objekt, så det finns inget behov av att lägga till funktionen settracking efter looktoward. När vi nu har tagit hand om pekningen mot månen, vill vi som nästa steg få tiden att gå med en accelererad hastighet. Använd funktionen setclockscale för detta. Lägg till den i skriptet genom att dubbelklicka på den i funktionsbläddraren. Rutan Funktionsargument innehåller nu inställning av tidssteg för att ange önskat tidssteg för simulatorklockan. Ändra tidssteget till 3 timmar. Ja, nu har vi pekat på månen och accelererat klockan. Nu vill vi bara att skriptet ska vänta flera sekunder medan skärmen följer månen. Lägg till funktionen waitfor i skriptet, och använd panelen Funktionsargument för att ange att det ska vänta i 20 sekunder innan det fortsätter. För att avsluta, låt oss återställa klockans tidssteg till det normala värdet 1 sekund. Lägg till ytterligare ett anrop till setclockscale, och ställ in värdet 1 sek. I själva verket är vi inte riktigt klara än. Vi bör troligen försäkra oss om att skärmen använder ekvatoriella koordinater innan skriptet följer månen med ett accelererat tidssteg. Annars, om skärmen använder horisontella koordinater, roterar den mycket snabbt med stora vinklar när månen går upp eller går ner. Det kan vara mycket förvirrande, och kan undvikas genom att ställa in visningsalternativet UseAltAz till 0. För att ändra något visningsalternativ, använd funktionen changeviewoption. Lägg till funktionen i skriptet, och titta på rutan Funktionsargument. Där finns en kombinationsruta som innehåller en lista med alla alternativ som kan justeras av change- ViewOption. Eftersom vi vet att vi vill använda alternativet UseAltAz, kunde vi helt enkelt välja det i kombinationsrutan. Listan är dock rätt lång, och det finns ingen förklaring av vad varje alternativ är till för. Därför kan det vara enklare att trycka på knappen Bläddringsträd, som visar ett fönster med en trädvy av tillgängliga alternativ, organiserade enligt ämne. Dessutom har varje alternativ en kort förklaring av vad det gör, och datatyp för alternativets värde. Vi hittar UseAltAz i kategorin Alternativ för himmelskartan. Markera bara alternativet och tryck på Ok, så väljes det i kombinationsrutan i rutan Funktionsargument. Till sist, ställ in värdet till 0 eller false. Ytterligare ett steg: Att ändra UseAltAz i slutet på skriptet gör ingen nytta. Vi måste ändra det innan någonting annat händer. Försäkra dig om att funktionen är markerad i rutan Aktuellt skript, och tryck på knappen Flytta upp till den är första funktionen. Nu när vi är klara med skriptet, bör vi spara det på disk. Tryck på knappen Spara skript. Då visas först ett fönster där du kan ange ett namn på skriptet, och fylla i ditt namn som författare. Skriv in Följa månen som namn, och ditt namn som författare, och tryck på Ok. Därefter ser du KDE:s vanliga dialogruta för att spara en fil. Ange skriptets filnamn, och tryck på Ok för att spara det. Observera att om filnamnet inte slutar med.kstars, läggs ändelsen automatiskt till. Om du är nyfiken, kan du titta på skriptet med vilken texteditor som helst. När vi nu har ett fullständigt skript, kan vi köra det på ett antal olika sätt. Från en terminal kan du helt enkelt köra skriptet, under förutsättning att en instans av KStars för närvarande kör. Som ett alternativ kan du köra skriptet inne i KStars med alternativet Kör skript... i menyn Arkiv. 74

75 6.6 Visning av solsystemet Det här verktyget visar en modell av vårt solsystem som det ser ut ovanifrån. Solen ritas som en gul punkt i mitten av diagrammet, och planeternas banor ritas som ellipser med riktig form och orientering. Aktuell position för varje planet längs sin bana ritas som en färgad punkt tillsammans med en beteckning. Skärmen kan zoomas in och ut med tangenterna + och -, och kan centreras om med piltangenterna, eller genom att dubbelklicka var som helst i fönstret med musen. Du kan också centrera på en planet med tangenterna 0 9 (0 är solen, och 9 är Pluto). Om du centrerar på en planet, följs den medan tiden går i verktyget. Visning av solsystemet har sin egen klocka, oberoende av klockan i KStars huvudfönster. Det finns en komponent för att styra tidssteget, som liknar den i huvudfönstrets verktygsrad. Dock används normalt tidssteget 1 dag av komponenten (så att planeternas rörelser syns), och den börjar med klockan stoppad när verktyget visas. NOT Den nuvarande modellen som används för Plutos bana är bara användbar för datum inom omkring 100 år från dagens datum. Om du låter solsystemets klocka gå framåt förbi intervallet, ser du att Pluto beter sig mycket konstigt. Vi är medvetna om problemet, och kommer snart att försöka förbättra Plutos banmodell. 75

76 6.7 Verktyg för Jupiters månar Det här verktyget visar positionen för Jupiters fyra största månar (Io, Europa, Ganymedes och Callisto) i förhållande till Jupiter, som en funktion av tiden. Tiden ritas vertikalt, enheterna är dagar och tid = 0,0 motsvarar aktuell simuleringstid. Den horisontella axeln visar vinkelavståndet från Jupiters position i bågminuter. Avståndet mäts längs Jupiters ekvators riktning. Varje månes position som en funktion av tiden, motsvarar en sinusformad väg i diagrammet, när månen rör sig i sin bana runt Jupiter. Varje spår tilldelas en egen färg för att skilja det från de övriga. Beteckningarna längst upp i fönstret anger färgen som används av varje måne. Diagrammet kan hanteras med tangentbordet. Tidsaxlarna kan expanderas och komprimeras med tangenterna + och -. Tiden som visas mitt i fönstret kan ändras med tangenterna [ och ]. 6.8 Observationsplanering Från och med KDE 4.4 programvarusamling, har Prakash Mohans arbete under Google Summer of Code ingått i KStars. Nu har KStars en enastående observationsplanering för att planera dina observationssessioner. Alternativet Utför session låter dig logga information om objekt medan du observerar dem. Som alternativ kan du också skriva en kort logg i själva sessionsplaneringen. Vi önskar dig mycket nöje vid planering av dina observationer med KStars. Du kan till och med lägga till bilder i objekten. Bildlistan är en Google bildsöklista. För att lägga till en bild i ett objekt är det enda du behöver göra att klicka på knappen Sök bild till höger och därefter hitta en bild som du tycker om. Om du inte har en anslutning till Internet kan du öppna en bild på hårddisken. Observera att bilder som används beskärs till 600x600. Det första sättet att göra detta är att trycka på Ctrl+2 eller Ctrl+L för att öppna observationslistan, och därefter klicka på knappen Lägg till objekt. 76

77 Knappen Spara alla bilder utför en sökning efter SDSS-bilder och visar istället DSS-bilden om den begärda rektascensionen och deklinationen är utanför SDSS område. Det här är en SDSS-bild av en galax 77

78 Det här är en DSS-bild av samma galax Knappen Ta bort alla bilder gör motsatsen: Den tar bort alla nerladdade bilder. Galaxens bild har nu tagits bort Du kan lägga till fler objekt genom att klicka på knappen Lägg till objekt. Den har en mycket noggrann metod för att sortera fram objekt, beroende på vilka alternativ du anger. De är: Alla, Stjärnor, Solsystem, Stjärnhopar (Klotformiga och Öppna), Nebulosor (Gas och Planetära), Galaxer, Kometer, Asteroider och Stjärnbilder samt namnfiltret. Här kan du se objektets synlighet beroende på tid och datum. Ledlinjen visar tiden just nu. 78

79 Och nedanför detta kan du lägga till anteckningar om observationen av objektet. Observera att önskelistan inte är sessionsplanen. I önskelistan kan du lägga till objekt som du vill observera vid något tillfälle. Därifrån kan du lägga till dem i sessionsplanen. Du kan se meddelandefönstret som dyker upp efter att ha högerklickat på ett objekt. Lägga till objekt i fönstret Sessionsplan Här är det andra sättet att lägga till objekt i observationsplanen och använda den. För att använda det här sättet behöver du bara klicka på den fjärde ikonen i övre vänstra hörnet av guiden för observationsplanering (som är färglagd i gult). Trots att det ser annorlunda ut på det här sättet är det egentligen samma som den första, även om det kunde ha lite fler detaljer. Här kan du se samma objektkategorier. 79

80 Du kan välja var dessa objekt ska finnas på himlen. Det finns fyra alternativ tillgängliga: Över hela himlen (vilket är standardvärdet), enligt stjärnbild och i ett område (rektangulärt eller cirkulärt). 80

81 Du kan välja observationens datum och platsen du kommer att observera från. Du kan välja magnitudtröskel för objekten som ska visas. I astronomi mäter absolut magnitud den inneboende ljusstyrkan hos ett objekt (också känd som absolut visuell magnitud när den mäts i det standardiserade fotometriska V-bandet). 81