Sterrekunde

Diameter van astronomiese voorwerp met behulp van vergroting

Diameter van astronomiese voorwerp met behulp van vergroting


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ek het 'n foto van Jupiter deur my teleskoop geneem met behulp van 'n iPhone. Ek ken die vergroting van die teleskooplens wat ek gebruik het, en kan Google die vergroting van die iPhone-lens kry (die vergroting sonder om in te zoem). Met behulp van 'n standaard foto-redakteur ken ek ook die pixels regoor Jupiter in my beeld.

Kan ek, met behulp van al hierdie inligting hierbo, bereken hoeveel kilometer een pixel voorstel, en gevolglik die deursnee van Jupiter?


U kan u beeld gebruik om die hoekgrootte van Jupiter die aand te skat. Om die werklike deursnee van Jupiter te bepaal, moet u ook die afstand wat Jupiter van die Aarde is, ken, en aangesien Jupiter en Aarde albei om die son wentel, verander hierdie afstand.

U kan die afstand vind met sagteware (bv. Stellarium) of deur die Nasa se Horizons-webkoppelvlak te gebruik (u moet die kolom "delta" gebruik wat afstand gee in astronomiese eenhede). Om die deursnee te bepaal, moet u trigonometrie doen. (Diameter = afstand $ maal $ hoekgrootte in radiale)

Alternatiewelik kan u die gepubliseerde Diameter van Jupiter (70000km) gebruik en u waarnemings gebruik om die afstand te bereken.

Om die afstand tot Jupiter te bereken sonder om te weet dat dit deursnee is, is meer as een enkele waarneming nodig. U moet:

  1. 'N Lang genoeg reeks waarnemings om die wentelperiode en elemente van Jupiter vas te stel.
  2. Kennis van Kepler se wette van planetêre beweging
  3. Kennis van die afstand van die aarde vanaf die son, en om dit te kry, kan u 'n ekspedisie na die Suid-Stille Oseaan finansier tydens die vervoer van Venus.
  4. 'N Skerp potlood om al die wiskunde te doen.

Ek is 'n bietjie glibberig ... Die punt is dat dit meer as 150 jaar se navorsing geneem het tussen die wye aanvaarding van heliosentriese sonnestelsel, en ons kennis van die omvang daarvan, of die werklike groottes van planete.


Vergroting word gedefinieer as (hoek onderwerp deur beeld) / (hoek onderwerp deur voorwerp). In 'n astronomiese teleskoop is dit amper presies dieselfde as (brandpuntlengte van objektief) / (brandpuntlengte van oogstuk).

Die teoretiese onder- en boonste bruikbare grense vir vergroting hou verband met (onder andere) die grootte van die uittreepupil.

Laer limiet

Een definisie van die minste bruikbare vergroting is wanneer u die deursnee van die pupil uitlaat = deursnee van die oogpupiel As verlaat leerling & gt & delta, word die doel deur leerling gestaak. Dit is natuurlik heeltemal moontlik om die vergroting nog verder te verminder, maar uitgebreide voorwerpe sal nie helderder word nie. As die vergroting te ver in 'n belemmerde teleskoop verminder word (byvoorbeeld Newtonian of Cassegrainian), kan die obstruksie sigbaar word.

Vandaar die onderste bruikbare limiet vir vergroting, M ', word gegee deur:
M '= D / & delta
Vir volwassenes van middeljarige ouderdom, & delta

0.2 & quot M '= 5D, waar D is in duim. [& delta

5mm M '= D / 5, waar D is in mm]

Boonste perk

As u die vergroting vergroot, verminder u die uitgangspupil (en sommige afwykings van die ooglens). As u die uitgangspupilie onder 0,75 mm (0,75 mm) verminder, lei dit tot 'n progressiewe verswakking van die gesig.

Die teoretiese boonste vergrotingsgrens, M & quot, word dus gegee deur:
M & quot = D / 0,03 of M & quot = 30D (D in duime)

Dit word ook beperk deur die kwaliteit van die objektiewe / primêre en deur die optiese kwaliteit van die oogpunte met kort brandpuntlengte, wat baie geboë oppervlaktes moet hê.

Die verswakking wat veroorsaak word deur klein uittredende pupille, beïnvloed moontlik nie die sig so nadelig dat dit hoër vergrotings en mdash kan voorkom nie; die afwykings van die oog kan deur baie klein uittredende pupille verswak word. Die & quotrule of thumb & quot is 50D (wat dikwels die meeste, of meer as, die atmosfeer toelaat), hoewel verby 70D kan soms vir noue dubbelsterre moontlik wees. Sommige waarnemers gebruik tot ongeveer 140D, maar hierdie hoë vergrotings vergoed waarskynlik vir 'n gebrek aan gesigskerpte. Baie groot vergrotings kan nuttig wees as u om dieselfde rede 'n visie gebruik (verminderde skerpte).

Besluit

Die minimum vergroting, Mnr, waarvoor die beeld in die fokusvlak volledig deur die oog opgelos word 13D duim (of die helfte van die deursnee van die objektief in mm). Die kommentaar hierbo oor toenemende vergroting om te vergoed vir minder as perfekte gesigskerpte, is ook hier van toepassing.


Die Groot Orionnevel & # 8211 M42

'N Tradisionele teiken is uiteraard die pragtige pienk-newel M42. Sy sterk helderheid en sy groot stuk maak dit maklik sigbaar in die lug, selfs met die blote oog. 'N Eenvoudige verkyker openbaar die interne strukture daarvan. Orion is die helderste newel van die Noordelike Halfrond, geleë in die konstellasie met dieselfde naam waarvan die sigbaarheid ongeveer middel Oktober begin en aan die einde van Maart eindig. Die intense kleure van stof en gaswolke is nie met die blote oog waarneembaar nie, maar kan blootgestel word met 'n teleskoop wat toegerus is met 'n beeldsensor, soos Stellina.


Diameter van astronomiese voorwerp met vergroting - sterrekunde

ASTRONOMIESE FORMULE / FORMULE VIR TELESKOPE

  • waar D die opening van die doelwit is
    F is die brandpunt van die doel
    f is die f-nommer (f / D) van die doelstelling

Skynbare veld: die naaste skeidingsoog kan gesien word, is 4 minute boog, meer prakties 8-25 minute, 1-2 minute vir goeie oë. Die Zeta Ursae Majoris-dubbelpunt (Mizar / Alcor) is 11,75 minute. Epsilon Lyrae is 3 minute.

Ware veld (in grade) = 0,25 * tyd * cos van die deklinasie
Ware veld (in minute) = 15 * tyd * cos van die deklinasie
waar die tyd die tyd is om die oogveld in minute oor te steek

'N Ster het dus 'n skynbare weswaartse beweging teen die volgende tempo:
15 grade / uur (1,25 grade / 5 minute) by 0 grade afwyking
13 grade / u (1.08 grade / 5 min) teen 30 grade afname
7,5 grade / uur (0,63 grade / 5 minute) by 60 grade afname.

  • waar M die vergroting is
    F is die brandpunt van die doel
    f is die brandpuntsafstand van die okulêre

By primêre fokus (grondglas) is die vergroting 1x vir elke 25 mm F

  • waar M die vergroting is
    D is die deursnee van die doelwit
    d is die uitgangspupiel (5-6 mm is die beste 7 mm lewer nie 'n skerp beeld nie)
  • (deur F / f te vervang deur M) waar d die uitgangspupil is
    f is die brandpuntsafstand van die okulêre
    f-getal is die f-nommer (f /) van die doelstelling

Deur d = 7 (die scotopiese opening van die menslike pupil) te vervang en dit met die f-getal te vermenigvuldig, word die langste bruikbare brandpuntlengte van die okulêr gegee.

  • (deur d met 6 mm te vervang en die resiprook te neem) waar M die minimum vergroting is sonder om lig te vermors vir 'n donker-aangepaste oog (0,17x per mm diafragma)
    D is die deursnee van die objektief in mm

HOË KRAGWET VIR BEPERKING VAN VERGROTING
M = D / 0,63 = 1,58 * D

die maksimum praktiese vergroting is + 50%).

BEPERKING VAN VISUELE MAGNITUDE (LIG-BYKOMENDE KRAG)
m = 6,5-5 log Delta + 5 log D

  • waar m die benaderde beperkte visuele grootte is
    Delta is die pupillêre deursnee in mm (aanvaarde waarde 7.5)
    D is die deursnee van die objektief in mm

HUIDIGE RADIUS VAN LUCHT (DIFFRAKSIE) DISC
r = (1,12 * Lambda * 206265) / D
= 127,1 / D

  • waar r die hoekstraal (die helfte van die deursnee van die hoek) van die Airy-skyf (onherleibare minimum grootte van 'n ster-skyf) in sekondes boog is
    Lambda is die golflengte van die lig in mm
    206265 is die aantal sekondes boog in 'n radiaal
    D is die deursnee van die objektief in mm

Die Airy-skyf in die voorkoms is helderder in die middel, dowwer aan die kante.

  • waar r die liniêre radius (die helfte van die liniêre deursnee) van die Airy-skyf in mm is (verander 1,12 tot 0,043 vir duim)
    Lambda is die golflengte van die lig in mm (geel lig 0.00055)
    f is die f-nommer (f /) van die doelstelling
  • waar c die diepte van die veld in mm is
    Afstand is die afstand tot die doelwit vanaf die voorwerp wat gesien of afgebeeld word (in mm)
    Lambda is die golflengte van die lig in mm (geel lig 0,00055 vir die piek van die visuele sensitiwiteit van die mens)
    D is die deursnee van die objektief in mm

Opmerking: hierdie formule is ook 'n goeie benadering wat geld vir ons Questar langafstandmikroskope.

  • waar Theta die kleinste oplosbare hoek in sekondes boog is
    D is die deursnee van die objektief in mm

Atmosferiese toestande laat Theta selde 0,5 sekondes boog toe. Die Dawes Limit is die helfte van die hoekige deursnee van die Airy (diffraksie) skyf, sodat die rand van die een skyf nie verder as die middel van die ander skyf uitsteek nie). Die werkwaarde is twee keer die Dawes Limit (deursnee van die Airy-skyf), sodat die rande van die twee sterre net raak.

    waar M die vergroting is wat benodig word
    480 is die aantal sekondes boog vir 'n oënskynlike veld van 8 minute boog
    d is die hoekskeiding van die dubbelster

  • waar Resolusie die kleinste oplosbare maanfunksie in km is
    2 * Dawes Limit is die Airy-skyf ('n meer praktiese werkwaarde is twee keer so hoog)
    1800 is die hoekgrootte van die maan in sekondes boog
    3476 is die deursnee van die maan in km

Om die relatiewe liggryp van twee hooflense wat met dieselfde vergroting gebruik word, te vergelyk, vergelyk die vierkante van hul effektiewe diameters (& quoteffective & quot beskou obstruksies, oppervlakgladheid, transmissie en weerkaatsing).

FORMULES VIR ASTROFOTOGRAFIE

  • waar f / die f-nommer van die stelsel is (objektief)
    F is die brandpunt van die doel
    D is die deursnee van die doelwit
  • waar f / die f-nommer van die stelsel is
    F minute is die effektiewe brandpuntafstand van die stelsel
    Fe is die brandpuntsafstand van die oog (gedeel deur enige Barlow-vergroting)
    D is die deursnee van die doelwit
    M is die vergroting
    Fc is die brandpunt van die kamera
    F is die brandpunt van die doel
    Fc / Fe is die projeksie-vergroting
    M / D is die krag per mm

Die deursnee van die eerste beeld is gelyk aan die filmdiagonaal (44 mm vir 35 mm film) gedeel deur die vergroting.

  • waar f / die f-nommer van die stelsel is
    F minute is die effektiewe brandpuntafstand van die stelsel
    D is die deursnee van die doelwit
    F is die brandpunt van die doelwit (keer enige Barlow-vergroting)
    B is die sekondêre beeld (& quotthrow & quot), die afstand van die oogpunt vanaf die fokusvlak van die film, gelyk aan ((M + 1) * Fe) / A
    A is die primêre beeld, die afstand van die oogpunt vanaf die fokuspunt van die teleskoopoogmerk
    M is die projeksie-vergroting, gelyk aan (B / Fe) -1
    Fe is die brandpuntafstand van die oog
  • waar f / die f-nommer van die stelsel is
    F minute is die effektiewe brandpuntafstand van die stelsel
    D is die deursnee van die doelwit
    B is die afstand van die Barlow-sentrum vanaf die fokusvlak van die film
    A is die afstand van die Barlow-sentrum vanaf die fokuspunt van die teleskoopoogmerk
    B / A is die projeksie-vergroting (Barlow-vergroting)

BLOOTSTELLING VERGELYKING MET UITGEBREIDE VOORWERPE
= (f / S) ^ 2 / (f / E) ^ 2 = ((f / S) / (f / E)) ^ 2

  • waar blootstellingskompensasie die blootstellingskompensasie is wat aan die voorbeeldstelsel gemaak moet word
    f / S is die f-nommer (f /) van die onderwerpstelsel
    f / E is die f-nommer (f /) van die voorbeeldstelsel
  • waar blootstellingskompensasie die blootstellingskompensasie is wat aan die voorbeeldstelsel gemaak moet word
    De is die objektiewe deursnee van die voorbeeldstelsel
    Ds is die objektiewe deursnee van die onderwerpstelsel

LIG-OPNEMENDE KRAG VAN 'N STELSEL: Krag = r ^ 2 / f ^ 2

  • waar Power die ligopneemkrag van die stelsel is
    r is die radius van die doelwit
    f is die f-nommer (f /) van die stelsel

Voorbeeld: 'n 200 mm f / 8-stelsel vergeleke met 'n 100 mm f / 5-stelsel
(100 ^ 2) / 8 ^ 2 vergeleke met (50 ^ 2) / 5 ^ 2
156,25 vergeleke met 100 of 1,56 keer meer ligopname-krag

  • waar Print EFL die effektiewe fokuspunt van die druk is
    Kamera F. L. is die fokuspunt van die kamera
    Drukvergroting is die hoeveelheid vergroting van die drukwerk (3x is standaard vir 35mm film)
  • waar Gidsbeeld M die vergroting is wat nodig is om astrofotografie te lei
    f is die fotografiese brandpuntlengte in mm

Ondervinding dui daarop dat die minimum geleidingsvergroting ongeveer f gedeel is deur 12,5, presies wat 'n 12,5 mm-geleidende okulêre gebruik word in 'n geleier van buite as vir fotografie met 'n primêre fokus. Aangesien visuele vergroting die verhouding is tussen die objektiewe en die okale brandpuntlengte, gee die kombinasie van primêre fokuskamera en geleider van buite-as met 'n 12,5 mm-oog 'n rigtingvergroting van f / 12,5. f / 7.5 (soos met 'n tipiese brandpuntverminderaar wat die effektiewe brandpuntafstand met 'n faktor van 0,6 verklein) is dit 'n beduidende verbetering. f / 5 of hoër vergroting is vir leiding van topgehalte.

    waar die Guidescope M die vergroting van die gidskaart is (moet & gt = 1 wees, verkieslik 5-8)
    Guidescope EFL is die effektiewe brandpuntlengte van die gids, die fokusafstand van die geleideskoop is enige Barlow-vergroting (moet & gt = tot die fokuspunt van die primêre en die gids se vergroting wees, 0,2x per mm brandpuntlengte van die doelwit, 0,1x per mm die kameralens
    Druk EFL is die effektiewe brandpuntafstand van die druk

  • waar riglyntoleransie in mm is
    0,076 is 1 sekonde boog op 'n 254 mm-leesafstand vanaf die drukwerk ('n dwarshaarweb is ongeveer 0,05 mm)
  • waar S die fout (& quotslop & quot) in sekondes boog is
    F is die brandpuntafstand in mm
    E is die hoeveelheid vergroting van die drukwerk (3x is die standaard vir 35 mm film)

Die helling is afgelei van die formule Theta = K * (h / F), met K = 206265 (die aantal sekondes in 'n radiaal) en h = 0,04 mm beeld-drywingtoleransie ('n empiriese waarde van astrofotografie).

  • waar EFL die effektiewe brandpuntlengte in mm is
    57.3 is die aantal grade in 'n radiaal
    206265 is die aantal sekondes boog in 'n radiaal
  • waar Resolving Power die is van 'n fotografiese stelsel met Kodak 103a of kleurfilm
    F is die brandpuntafstand van die stelsel in mm
  • waar die maksimum resolusie die maksimum resolusie is vir 'n perfekte lens f die f-nommer (f /) van die lens is

Die meeste films, selfs vinnige, los slegs 60 lyne / mm op, die menslike oog los 6 lyne / mm op (minder gee 'n & quotwooly & quot voorkoms). 80 lyne / mm vir 'n 50 mm-lens word uitstekend beoordeel (gelyk aan 1 minuut boog). 'N 200 mm-lens word uitstekend gegradeer met 40 lyne / mm. 2415 films lewer 320 lynpare (160 lyne) / mm (gelyk aan 1 sekonde boog) Kodak Tri-X lewer 80 lyne / mm.

  • waar die minimum resolusie die minimum resolusie is wat nodig is vir film
    Maksimum resolusie is die maksimum resolusie vir 'n perfekte lens
    Drukvergroting is die hoeveelheid vergroting van die drukwerk (3x is standaard vir 35mm film)
  • waar die skynbare hoekgrootte die skynbare hoekgrootte van die voorwerp in grade is
    Lineêre breedte is die lineêre breedte van die voorwerp in m
    Afstand is die afstand van die voorwerp in m

'N Graad is die skynbare grootte van 'n voorwerp waarvan die afstand 57,3 keer sy deursnee is.

  • waar h die liniêre hoogte in mm van die beeld is met die hoof fokus van 'n objektief of 'n tele-lens
    Theta is die hoekhoogte van die voorwerp (gesigshoek) in eenhede wat ooreenstem met K
    F is die effektiewe brandpuntlengte (brandpuntlengte keer Barlow vergroting) in mm
    K is 'n konstante met 'n waarde van 57,3 vir Theta in grade, 3438 in minute boog, 206265 vir sekondes boog (die aantal onderskeie eenhede in 'n radiaal)

Die eerste formule lewer die beeldgrootte van die son en die maan op as ongeveer 1% van die effektiewe brandpunt (Theta / K = 0,5 / 57,3 = 0,009).

Die tweede formule kan gebruik word om die beeldhoek (Theta) vir 'n gegewe filmraamgrootte (h) en lensfokale lengte (F) te vind. Voorbeeld: die 24 mm hoogte, 36 mm breedte en 43 mm diagonaal van 35 mm film lewer 'n beeldhoek van 27 grade, 41 grade en 49 grade vir 'n 50 mm lens.

Die derde formule kan die effektiewe brandpuntlengte (F) bepaal wat benodig word vir 'n gegewe filmraamgrootte (h) en die beeldhoek (Theta).

  • waar h die lineêre hoogte in mm van die beeld is met die hoof fokus van 'n objektiewe of tele-lens
    Lineêre breedte is die lineêre breedte van die voorwerp in m
    Afstand is die afstand van die voorwerp in m
    F is die effektiewe brandpuntlengte (brandpuntlengte keer Barlow vergroting) in mm
  • waar Lengte die lengte in mm is van die sterroete op film
    F is die brandpuntlengte van die lens in mm
    T is die blootstellingstyd in minute
    0.0044 is afgelei van (2 * Pi) / N vir minute (N = 1440 minute per dag)

BLOOTSTELLINGSTYD VIR STERRAIL OP 35 MM FILM
T = 5455 / F.

waar T die blootstellingstyd in minute is vir 'n lengte van 24 mm (die kleinste afmeting van die film van 35 mm)
F is die brandpuntlengte van die lens in mm

Die aarde draai binne 20 sekondes 5 minute boog, wat 'n skaars waarneembare sterroete lewer met 'n 50 mm-ongeleide lens. 2-3 minute (8-12 sek.) Is nodig vir 'n onopspoorbare roete, 1 minuut boog (4 sek.) Vir 'n kundige blootstelling. Verdeel hierdie waardes deur die proporsionele toename in brandpuntlengte oor 'n 50 mm-lens. Byvoorbeeld, vir 3 minute boog (12 sek.) Sou 'n 150 mm-lens 1/3 (1 minuut en 4 sek.) Wees en 'n 1000 mm-lens 1/20 (0,15 minute en 0,6 sekondes). ). Let op dat om hierdie waardes te vergoed, die konstante in die formule 1000 sal wees vir 'n skaars waarneembare roete, 600 vir 'n onopspoorbare roete en 200 vir 'n kundige blootstelling.

N.B. Die bostaande formules neem 'n afname van 0 grade aan. Vir ander afname, vermenigvuldig u die lengtes en deel die blootstellingstye deur die volgende cosinusse van die onderskeie deklinasiehoeke: 0,98 (10 grade), 0,93 (20 grade), 0,86 (30 grade), 0,75 (40 grade), 0,64 (50 grade), 0,50 (60 grade), 0,34 (70 grade), 0,18 (80 grade), 0,10 (85 grade).

  • waar e die blootstellingsduur in sekondes is vir 'n beeldgrootte van & gt = 0,1 mm
    f is die f-nommer (f /) van die lens
    S is die film se ISO-snelheid
    B is die helderheidsfaktor van die voorwerp (Venus 1000, Maan 125, Mars 30, Jupiter 5.7)

Dus, 'n blootstelling van 2 minute by f / 1.4 is gelykstaande aan 'n blootstelling van 32 minute by f / 5.6 (4 keer vierkante keer 2 minute). Dit ignoreer die wederkerigheid in die film, wat sou beteken dat die blootstelling van 32 minute selfs langer sou moes duur.

  • waar B die helderheid van die oppervlak is van die (ronde) uitgebreide voorwerp
    M is die grootte van die voorwerp (totale helderheid van die voorwerp), gelinear in die formule
    D is die hoekdeursnee van die voorwerp in sekondes boog (D ^ 2 is die oppervlakte van die voorwerp)
  • waar e die blootstellingsduur in sekondes is vir 'n beeldgrootte van & gt = 0,1 mm
    M is die grootte van die voorwerp
    S as die film se ISO-spoed
    a is die opening van die doelwit
  • waar F die brandpuntlengte in mm is wat nodig is om 'n herkenbare voorwerp te fotografeer
    Afstand is die afstand van die voorwerp in m
    Lineêre veld is die lineêre veld van die voorwerp in m
    Beeldgrootte is die beeldgrootte in mm (gelyk aan 24 mm gedeel deur die vergroting van die drukwerk [3x is die standaard vir 35mm film] vir die kleinste dimensie van 35mm film)

FORMULE VIR DIE MENSLIKE OOG

Die skotopiese opening (donker aangepas, wissel tussen ongeveer 400 en 620 nm en bereik 'n hoogtepunt van 510 nm) van die menslike pupil is gewoonlik 6 (teoreties 7 of 5 as ouer as 50) mm. Aangesien die menslike pupil 'n brandpuntlengte van 17 mm het, is dit f / 2,4 en lewer dit 0,17 per mm diafragma. 2,5 mm is die fotopiese (lig-aangepaste, wissel tussen ongeveer 400 en 750 nm en bereik 'n hoogtepunt van ongeveer 555 nm).

d is die deursnee van die gesonde oog se maksimum pupilopening in mm (aanvaarde waarde van tipiese jong volwassene is 7,0-7,5). 'N Oog wat met dwelms verwyd is, kan 9,0 mm of meer bereik, maar die resolusie en diepte van die veld sal aansienlik verlore gaan. Terwyl hy oud word, verloor die Iris elasties, en dit kan geleidelik tot 5,0 mm of minder daal.

Detail vir die oog word opgemerk wanneer een streek kontrasteer of 'n ander vlak van helderheid het met 'n ander streek. Vanweë die eindige golflengte van die lig, kan die oog nie kontras opmerk nie, of die helderheid verander, veel fyner as ongeveer die golflengte van die lig. Hierdie streek staan ​​bekend as die Airy-skyf.

MAGNITUDE limiet van ongekykte oog

Die oorspronklike magnitude-skaal het Magnitude 6 geïdentifiseer as die swakste waarneembaar deur die gemiddelde menslike oog. Aangesien die skaal hersien word, word dit algemeen aanvaar dat 5.5 die swakste is wat gewoonlik waargeneem word. Dit veronderstel goeie gesondheid, 7,0 mm toegangspupil en uitstekende atmosferiese deursigtigheid.

  • waar Theta die kleinste oplosbare hoek in sekondes boog is
    d is die deursnee van die ingangspupil in mm

Die Dawes Limit is die helfte van die hoekige deursnee van die Airy (diffraksie) skyf, sodat die rand van die een skyf nie verder as die middel van die ander skyf uitsteek nie). Die werkwaarde is twee keer die Dawes Limit (deursnee van die Airy-skyf), sodat die rande van die twee sterre net raak. Vir 'n toegangspupiel van 7,0 mm sou dit boog van 16,54 sekondes lewer (ongeveer 1/3 minuut boog)

KLEINSTE OPLOSBARE LYNPAR

Die menslike oog neem 6 lyne / mm op (minder gee 'n & quotwooly & quot voorkoms).

Die Uurhoek is negatief oos van en positief wes van die meridiaan (namate die regte hemelvaart ooswaarts toeneem).

  • waar n die reeksvolgorde van die planete vanaf die son is (Mercurius se 2n = -2,5, Venus se n = 0, Aarde se n = 1, asteroïde gordel = 2.8)
  • waar Theta die hoekgrootte van die voorwerp in grade is
    h is die lineêre grootte van die voorwerp in m
    d is die afstand vanaf die oog in m
    byvoorbeeld vir die breedte van 'n kwart op armlengte: (55 * 0,254) / 0,711 = 2 grade
  • hoe groter die Skemerprestasie is, hoe beter sal die instrument (bv. 'n verkyker) wees om in skemer te sien of vir astronomiese gebruik na skemer (slegs ligte toestande). Dit is slegs geldig as u optika van soortgelyke gehalte vergelyk, kyk byvoorbeeld hoe 'n 5,0 liter Ferrari-enjin anders sal presteer as 'n Ford 5,0 liter-enjin.
    = Vierkante wortel
    D is die deursnee van die doelwit
    M is die vergroting
  • hoe groter die relatiewe helderheidswaarde, hoe beter is die instrument (bv. 'n verkyker) om in skemer te sien of vir sterrekundige gebruik na skemer (slegs lae ligtoestande). Weereens is dit slegs geldig as u optika van soortgelyke gehalte vergelyk.
    d is die deursnee van die uitgangspupil
    D is die deursnee van die doelwit
    M is die vergroting
  • waar L die lineêre grootte, of werklike lengte in die ruimte, in km is
    A is die maksimum hoeklengte soos waargeneem in grade
    D is die bekende hoogte van die meteoor wanneer dit in km die atmosfeer binnedring
  • waar doeltreffendheid die doeltreffendheid van die lens is om 'n gemiddelde te fotografeer (in 'n meteorietbui)
    F is die brandpuntafstand van die lens
    f is die f-nommer (f /) van die lens

HOEKMETINGS MET 'N MIKROMETERRETIKEL
Om die lineêre skaal van 'n mikrometer te kalibreer

  • waar LS die lineêre skaal-indelingsafstand is) in sekondes boog
    F is die brandpunt van die teleskoop-objektiewe lens

BESKATTING VAN DIE WEGLIKE AFSTAND IN ARC DEG / MIN / SECS

    die rotasieperiode van die aarde is 86164.09890369732 sekondes Universele Tyd, of 23 uur 56 minute en 04.09890369732 sekondes. Die rotasiesnelheid van die aarde is 15.04106717866910 sekondes boog per sekonde van die tyd.


Hubble vang opvallende nuwe beeld van NGC 691 op

Hierdie Hubble-beeld toon die spiraalstelsel NGC 691. Die beeld bevat optiese en infrarooi waarnemings van Hubble se Wide Field Camera 3 (WFC3) instrument. Vier filters is gebruik om verskillende golflengtes te monster. Die kleur is die gevolg van die toekenning van verskillende kleure aan elke monochromatiese beeld wat met 'n individuele filter geassosieer word. Beeldkrediet: NASA / ESA / Hubble / A. Riess / M. Zamani.

NGC 691 is 'n spiraalagtige sterrestelsel wat ongeveer 125 miljoen ligjare weg in die sterrebeeld van die Ram geleë is.

Hierdie sterrestelsel is op 13 November 1786 deur die Duits-gebore Britse sterrekundige William Herschel ontdek.

Dit is die grootste lid van die NGC 691-groep, 'n versameling van nege sterrestelsels van verskillende vorms en kleure.

Ook bekend as LEDA 6793, UGC 1305 en TC 448 in verskillende astronomiese katalogusse, het NGC 691 'n deursnee van 130 000 ligjare.

Dit het 'n veelvoudige ringstruktuur, met drie ringe wat in die infrarooi lig herken word.

"Voorwerpe soos NGC 691 word deur Hubble waargeneem deur 'n reeks filters te gebruik," het Hubble-sterrekundiges verduidelik.

"Elke filter laat slegs sekere golflengtes van lig toe om Hubble's Wide Field Camera 3 (WFC3) te bereik."

"Die beelde wat met verskillende filters versamel word, word dan gekleur deur gespesialiseerde beeldende kunstenaars wat ingeligte keuses kan maak oor watter kleur die beste ooreenstem met watter filter."

"Deur die gekleurde beelde uit individuele filters te kombineer, kan 'n volkleurbeeld van die astronomiese voorwerp herskep word," het hulle bygevoeg.

"Op hierdie manier kan ons opmerklik goeie insig kry in die aard en voorkoms van hierdie voorwerpe."


Hoekgrootte

Leerdoelstellings: Studente sal ondersoek instel na hoe 'n voorwerp se afstand, fisiese grootte en hoekgrootte met mekaar verband hou, en leer hoe sterrekundiges hierdie verhouding gebruik om die groottes van verafgeleë voorwerpe te bepaal. Deur die gebruik van slegs die materiaal en die begrip van die hoekgrootte deur die hele laboratorium, sal studente 'n metode ontwikkel om die deursnee van die koepel van die Ou Hoofstad met hul laboratoriumgroepe te skat.

Hulpbronne: Aanlyn werkblad (PDF), Aanlyn werkblad (teksdokument), Stellarium Web, Google kaarte, Maatband, meterstokkies, liniale, papier, band, skuifspelde, binders

Agtergrond

As u na 'n voorwerp kyk, meet u die voorwerp hoekgrootte - die hoeveelheid ruimte wat dit in u gesigsveld inneem in grade, minute (1/60 van 1 graad) en sekondes (1/60 van 1 minuut of 1/3600 van 1 graad). Of u kan die hoekgrootte in radiale kwantifiseer as u wiskundig geneig is. U kan die grootte van 'n voorwerp nie direk in sentimeter of duim meet nie, tensy u daarheen loop en 'n liniaal gebruik. U weet dat voorwerpe ver daarvandaan klein lyk en voorwerpe in die omgewing groot lyk. As u na 'n voorwerp kyk, kombineer u brein die hoekgrootte van die voorwerp met u raaiskoot van die afstand om u 'n idee te gee van die werklike grootte.

Mense het 'n verkykervisie ontwikkel om ons te help om hierdie afstandsraaiings te maak vir dinge wat ons oorlewing kan beïnvloed (bv. Leeus, tiere en bere - o wee!). Om die afstand tot iets te bepaal, gebruik ons ​​brein ook die skynbare groottes van bekende voorwerpe wat naby die voorwerp van belang is, soos geboue en bome in die omgewing van die voorwerp. In die Sterrekunde is groottes meer onseker dat voorwerpe wat naby mekaar aan die hemel verskyn, baie ligjare uitmekaar kan wees. Ons basiese meting van grootte in Sterrekunde is hoekgrootte.

Om die ware fisiese grootte van 'n voorwerp te leer, moet ons eers die hoekgrootte opneem en die afstand na die voorwerp volgens 'n onafhanklike metode vind. Omgekeerd, as die fisiese grootte van 'n voorwerp bekend is, kan dit gekombineer word met die skynbare hoekgrootte om die afstand daarvan te bepaal. In hierdie verwantskappe kan 'n derde gewenste hoeveelheid altyd bereken word as twee groottes bekend is. Dit word gedoen deur die kleinhoekformule te gebruik.

Komplekse en presiese instrumente bestaan ​​en kan gekonstrueer word om die hoekgrootte van voorwerpe te meet, maar 'n stel growwe meetinstrumente kan gevind word aan die einde van die arms van die meeste mense. Aangesien mense meestal in dieselfde afmetings gebou is, sal u hande in u gesigsvlak ongeveer dieselfde hoekgrootte in u gesigsvlak hê, ongeag of u lank, kort, groot of klein is. U vingers en kneukels kan gebruik word om die groottes en afstande van die hemel grof te meet, soos in die diagram links getoon.

Daar is ook ander nuttige liniaal vir hoekgrootte. Byvoorbeeld, die volle maan is byna presies 'n halwe graad, gesien vanaf die aardoppervlak. Sekere konstellasies en sterretjies strek oor spesifieke hoeveelhede lugruimtes.


Volskermmodus

Nadat u die volskermmodus geaktiveer het, is daar 'n paar belangrike funksies tot u beskikking. Eerstens kan en moet u die veld uitbrei en verklein om te sien hoeveel detail u kan sien, of hoe groot die voorwerp is. Die uitbreidings- en krimpopsies hang af van die rekenaar wat u gebruik. Vir 'n rekenaar met 'n muis met 'n wiel bo-in tussen die linker- en regs-klikknoppies, sal die draai van die wiel dit doen. Vir ander muise of 'n aanraakblok, om op of af te blaai (asof u na die bokant of onderkant van 'n webblad gaan) moet dit doen, of 'n beweging van 'n vinger druk of 'n vinger uitbreiding op die touchpad gebruik . (As dit lyk asof u die beeld van u voorwerp tydens die uitbreiding en inkrimping verloor het, verfris die bladsy (spring uit die volskermmodus en voer dit weer in as u dit nodig het).) Tweedens, terwyl u die wyser in die uitgebreide skuif beweeg beeld, sal die linker boonste hoek van die venster u die koördinate van die wyserligging in grys gee. Dit kan u help om die posisie te vind van 'n voorwerp van belang wat u in die veld opmerk.

'N Ander nuttige toepassing van die geleesde wyser van die wyser is dat u die hoekdeursnee van die voorwerp wat u kyk, kan meet. Die maklikste manier is om 'n deursnee te meet, is deur die deklinasie-koördinaat te gebruik. Beweeg die wyser na die bokant van u voorwerp (hou in gedagte dat die rande van astronomiese voorwerpe soms ietwat willekeurig is), en let op die afname van die punt (voorbeeld van die linkerbeeld hieronder). Beweeg dan die wyser na die onderkant van die voorwerp en teken die deklinasie op daardie punt aan (voorbeeld hieronder van die regte prentjie). Die hoekdeursnee (in die noord-suid-rigting) is die verskil in die afname bo en onder. Onthou dat deklinasie in grade, boogminute en boogsekondes gegee word (linkerbovenhoek van albei die voorbeelde hieronder, met zoom / toegevoegde uiteensetting in groen). Gee u antwoord in die eenhede wat die deursnee die gemaklikste uitdruk.



'N Voorbeeld van die gebruik van die volskermmodus om die hoekdeursnee van 'n astronomiese voorwerp te meet. Hier getoon, het die Helixnevel 'n afname op sy top van ongeveer 57,5 ​​boogminute. Die deklinasie aan die onderkant van die voorwerp is ongeveer 44 boogminute. Die hoekdeursnee (in die noord-suid-rigting) is die verskil in die afname van bo- en onderkant, dus is die hoekdeursnee van die Helixnevel 57,5 ​​boogminute - 44 boogminute = 13,5 boogminute.


In vergelyking met die blote oog vergroot 'n teleskoopbeeld nooit die helderheid van die oppervlak nie. Hierdie feit hou verband met die begrip 'etendue'.

Alhoewel die beeld wat op u retina gevorm word nooit helderder is as die ooreenstemmende beeld met die blote oog nie, word die beeld deur 'n teleskoop vergroot. Dit beteken dat as u deur 'n teleskoop na die son kyk, u hele retina kan blootstel aan die helderheid wat met die blote oog tot slegs een of enkele retinselle beperk sal word. Die verskil is dus dat u met die blote oog die neiging het om 'n paar selle te vernietig, terwyl u met 'n teleskoop u hele retina onmiddellik kan vernietig.

By die waarneming van die maan: die helderheid van die maan is vergelykbaar met dié van woestyne op aarde wat aan helder sonlig blootgestel word. Om na die maan te kyk deur middel van 'n teleskoop wat maksimum helderheid lewer ('n teleskoop en okular wat saam 'n uittreepupilie so groot soos u oogpopulier skep) is soos om sonder sonbrille deur 'n woestyn te loop. Dit is dus gemakliker om 'n grys filter in die ligpad te hê. Dit gesê, en hoewel ek geen mediese spesialis is nie, wil ek die volgende oorweeg. Ek sal verbaas wees as die maan deur 'n teleskoop sonder filters permanente skade kan berokken aan gesonde oë: die skadelike UV-komponente sal nie deur die glas van die okularis beweeg nie.


Stagazing LIVE Astronomy Week Deel twee: Kies u toerusting

U het nie 'n teleskoop nodig om 'n amateur-sterrekundige te word nie & # 8230 Hier is 'n paar wenke vir die aankoop van 'n kit om die naghemel dop te hou.

Die maan is 'n gewilde voorwerp om te sien vir baie amateur-sterrekundiges.

Geskryf deur Gemma Lavender

Die stokperdjie van sterrekunde kan vir die beginner verbysterend wees sonder raad om hulle te lei. Daar is soveel soorte teleskope, om nie te praat van monteerders, ooglede, filters en ander verskillende bykomstighede dat dit maklik is om vinnig deurmekaar te raak nie. Hopelik kan ons u egter help om deur die weg te beweeg en die keuse van die regte instrument 'n aangename ervaring in plaas van 'n skrikwekkende ervaring te maak.

Baie mense dink dat jy 'n teleskoop moet hê om 'n sterrekundige te wees. Dit is nog lank nie die waarheid nie! Die oog sonder hulp kan u konstellasies, die maan, helder planete, selfs die vreemde sterrestelsel of sterretros in 'n donker nag wys. 'N Verkyker is 'n goedkoop opsie om die verskeidenheid wat u kan sien, te vergroot. Die beste is 'n paar 10x50's, wat met 'n lensdeursnee van 50mm en 'n vergroting van 10x die mane van Jupiter, die kraters op die maan, die helderste sterrestelsels, newels en sterretrosse, selfs die sterre van die Melkweg. Die minimum grootte en vergroting van die verkyker vir sterrekunde is 7 & # 21540, wat moontlik by ouer waarnemers pas - namate u ouer word, word die deursnee van u verwydde pupil krimp, wat beteken dat sommige waarnemers nie die voordeel sal kry as die verkyker van 10 & # 21550 met 'n groter deursnee bied nie. Natuurlik, as u besluit dat sterrekunde nie iets vir u is nie, het u ten minste nie honderde ponde aan 'n verkyker bestee nie en kan dit steeds gebruik word vir aardse voorwerpe.

'N Hemelkaart en fakkel met rooi lig is albei handige toerusting vir astronomie in die buitelug.

As u wel vir 'n teleskoop gaan, is die opening deursnee, nie die vergroting nie, die belangrikste eienskap waarna u moet let. Pasop vir goedkoop 'speelgoed'-teleskope wat klein is, maar eis' 500x vergroting! ' Om dowwe voorwerpe te sien, moet u teleskoop soveel lig as moontlik kan versamel, en hoe wyer die diafragma (d.w.s. hoe groter die deursnee van die teleskoopbuis), hoe flouer is die voorwerp wat u kan sien. 'N Minimum opening is ongeveer 100 mm (vier duim) vir 'n brekende teleskoop en 100-150 mm (vier tot ses duim) vir 'n weerkaatsende teleskoop soos 'n Dobsonian. Refraktors gebruik lense om die ligreflektore met spieëls te fokus. You may also want to consider spending a little more on a computerised GoTo mount, which features a hand controller that can direct your telescope to any astronomical object you wish to have a gander at. A good beginners telescope should cost between £200 and £500, and they are available from reputable dealers such as those that are advertised with All About Space to manufacturers such as Celestron, Meade and Sky-Watcher.

Only powerful scopes will get views like this, but you can still see Jupiter with binoculars and low-end telescopes.

Know your mount

Alt-Azimuth
The most basic type of mount allowing up and down as well as left and right motion of your telescope.

Equatorial
By aligning with the North Star (Polaris), the equatorial mount allows the user to track the motion of stars about the sky.


Diameter of Astronomical Object Using Magnification - Astronomy

Did you know that when you look at a non-stellar object through a telescope that it's usually dimmer than looking at it with your naked eye? It's true, so why do telescopes make these object easily visible? The answer is the telescope makes them bigger, even if it makes them dimmer. This effect applies only to non-stellar or diffuse objects such as galaxies and nebulas or clusters where you can t resolve the individual stars. Stellar objects behave differently which could be the subject of another article.

Most of the diffuse objects are so small your eye can't detect them because they don t illuminate enough retinal cells in the eye. By making them bigger with a telescope or binoculars, you're allowing the image of the object to illuminate more retinal cells which makes the object visible. If you don't have a large enough telescope aperture the image of the object will never be as bright as the naked eye brightness. Here's how this works.

Let s start with some basic information on how your eye works. Refer to the following drawings. The light enters the eye through the cornea and passes through the pupil which is the opening of the iris. The iris is a variable aperture opening that controls how much light enters the eye. The light is then focused by the lens to form a sharp image on the retina at the back of the eye. The cornea also helps in the job of focusing the light and it is this part of the eye that refractive eye surgery modifies to eliminate or minimize the need to use glasses.

The drawings on the left shows the eye with a large pupil opening which represents the eye at night or in a dark setting. The drawing on the right shows a small pupil opening which is appropriate for a day time setting or when looking at a very bright object at night such as the moon through a telescope. In both of these situations, the diameter of the pupil (aperture) determines how much light enters the eye. The dark adapted eye can have an aperture as large as 7mm (5mm when you get older) and is usually about 2mm when outside on a bright day. The two drawings show how the pupil size controls the size of the light beam entering the eye.

The drawings also show that light entering from any given direction as parallel rays is focused to a point at the back of the eye on the retina. Thus, the entire aperture is used for each point on the object we re looking at. This is a critical idea so you can understand that the size of the beam of light entering the eye affects how bright the object appears. If you could force the size of the pupil to vary while looking at an object, you d be able to vary how bright it looks. Now let s see how this applies to using a telescope at night for dim deep-sky objects.

Imagine you're looking at the sky with your naked eye and your pupil opening is 7mm in diameter. Think of this as using a telescope with a magnification of 1X and an aperture of 7mm (0.276"). That s a very small telescope! Now, let's assume that the object we want to look at requires 100X of magnification to make its image large enough to see detail and we re using a scope with a 305mm (12") aperture. This aperture is referred to as the entrance pupil. A telescope with an eyepiece also has an exit pupil which is the optical size of the opening at the observer end of the eyepiece. The exit pupil size is calculated by dividing the aperture of the telescope (entrance pupil) by the magnification it's being used at. For this example, 305mm divided by 100 is equal to 3.05mm which is less than half of the eye s dark adapted pupil of 7mm. This is effectively the same as having the eye's pupil only opening to 3.05mm!

As previously seen in the drawings, the brightness of the image is affected by the size of the entering beam of light. The telescope s exit pupil does the same thing by limiting the size of the beam of light to the size of its exit pupil. In the last example, the size of the beam of light is 3.05mm which effectively stops the eye down to this size. The brightness is proportional to the cross-sectional area of the light beam, which varies as the square of the diameter. In other words, a light beam that is two times larger in diameter will be four times brighter. In the previous example, if the exit pupil could be increased to 7mm, the image of the object will be 7^2 / 3.05^2 = 49 / 9.3025 = 5.27 times (or 1.75 magnitudes) brighter.

We could use the equation that we used to calculate the exit pupil backwards to find the telescope aperture necessary to achieve a 7mm exit pupil with a magnification of 100X. To do this, multiply the exit pupil by the magnification to find the desired aperture. So, 7mm times 100 is equal to 700mm (27.6"). Wouldn t we all like to have such a large telescope!

Ok, so now we all own 27.6" telescopes, but what if we wanted to make the object bigger now by cranking up the magnification some more. Let's say we push the magnification up to 150X so we could see some more detail. Now the exit pupil is 700mm divided by 150 to give us an exit pupil of 4.67mm. So now our object is bigger, but it s a little dimmer, but still brighter than we had with the 12" scope. We could go through the same exercise as before and find that we now need a 1050mm (41.3") telescope. Of course we are now in a size range that most of us wouldn t even consider, so we ll just have to accept the slightly dimmer image of the object. The difference in this case is only 2.27 times or 0.9 magnitudes.

So far I ve only showed you how to size the scope for a given magnification to achieve the same brightness as the naked eye. What happens if we make the scope bigger than that to try to make it even brighter? Let s use the example of 100X magnification and use the 200" Hale telescope at the Palomar Observatory which has an aperture of 5080mm. The exit pupil is 5080 divided by 100 which is equal to 50.8mm. Now that s a large light beam and a lot of light! The only problem is that our eye has an aperture of 7mm and only that much of this 50.8mm light beam can get in. Our own pupil effectively stops this large telescope to 700mm, so the image is not any brighter than in the 27.6" telescope and no brighter than the naked eye view!!

Actually, the situation is worse than it seems. If the 200" Hale telescope were a refractor we d be done with our calculations, but it isn t. Reflecting telescopes usually have some sort of central obstruction we have to deal with. I don t know what the central obstruction of the Hale scope is, but let s use a small obstruction of 15% of the diameter of the scope which is 762mm or 30". The size of the obstruction in the exit pupil is calculated the same way as the size of the exit pupil itself. It will also have the same percent of obstruction in the exit pupil, so 15% of 50.8mm is 7.62mm. In this case, the obstruction is larger than our eye s pupil so no light will get through and we don t see anything. If we want to use the Hale scope to best advantage, we should use a magnification that produces a 7mm exit pupil. This magnification is found by dividing the telescope aperture by the exit pupil to give, 5080mm divided by 7mm, which equals 726X.

So why do we build such large telescopes? Well, they re not used for visual observing. The cameras and other instruments normally used have entrance pupils large enough so they don t limit the telescope and can take advantage of the large aperture. The instruments are designed for the scopes they re used on and the designers take the characteristics of the telescope in mind while in the design phase.

Even in amateur size telescopes, the size of the central obstruction in the exit pupil needs to be accounted for. If it gets large compared to the pupil of the eye, it will block the light from the central part of the eye and make observing difficult. Some of you have probably seen this when using low magnifications to observe the moon or when trying to use the scope in the day time. The bright object or lighting causes the eye to stop down so the central obstruction is a larger percentage of the eye s pupil.

The bottom line is that you just can t make an dim astronomical object appear any brighter than with the naked eye. You can make it easier to see by making it bigger and maximize how bright you can see it by using a telescope with the right size aperture.


Topics similar to or like Astronomical object

Study of astronomy using the techniques of spectroscopy to measure the spectrum of electromagnetic radiation, including visible light and radio, which radiates from stars and other celestial objects. A stellar spectrum can reveal many properties of stars, such as their chemical composition, temperature, density, mass, distance, luminosity, and relative motion using Doppler shift measurements. Wikipedia

Ephemeris gives the trajectory of naturally occurring astronomical objects as well as artificial satellites in the sky, i.e., the position (and possibly velocity) over time. En. Wikipedia

Photography of astronomical objects, celestial events, and areas of the night sky. Astronomical object was taken in 1840, but it was not until the late 19th century that advances in technology allowed for detailed stellar photography. Wikipedia

Any astronomical object that is not an individual star or Solar System object (such as Sun, Moon, planet, comet, etc.). Used for the most part by amateur astronomers to denote visually observed faint naked eye and telescopic objects such as star clusters, nebulae and galaxies. Wikipedia

Branch of astronomy that deals with the motions of objects in outer space. Historically, celestial mechanics applies principles of physics (classical mechanics) to astronomical objects, such as stars and planets, to produce ephemeris data. Wikipedia

Division of astronomy that is concerned with recording data about the observable universe, in contrast with theoretical astronomy, which is mainly concerned with calculating the measurable implications of physical models. Practice and study of observing celestial objects with the use of telescopes and other astronomical instruments. Wikipedia

Use of the analytical models of physics and chemistry to describe astronomical objects and astronomical phenomena. Ptolemy's Almagest, although a brilliant treatise on theoretical astronomy combined with a practical handbook for computation, nevertheless includes many compromises to reconcile discordant observations. Wikipedia

Astronomical object that is believed or speculated to exist or to have existed but whose existence has not been scientifically proven. Such objects have been hypothesized throughout recorded history. Wikipedia

Astronomical symbols are abstract pictorial symbols used to represent astronomical objects, theoretical constructs and observational events in European astronomy. The earliest forms of these symbols appear in Greek papyrus texts of late antiquity. Wikipedia

All of space and time and their contents, including planets, stars, galaxies, and all other forms of matter and energy. Prevailing cosmological description of the development of the universe. Wikipedia

Astronomical object in interstellar space that is not gravitationally bound to a star. Object that is on an interstellar trajectory but is temporarily passing close to a star, such as certain asteroids and comets . Wikipedia

There are probably a few thousand astronomical objects named after people. These include the names of a few thousand asteroids and hundreds of comets. Wikipedia

Planet, natural satellite, subsatellite or similar body in the Solar System whose existence is not known, but has been inferred from observational scientific evidence. Over the years a number of hypothetical planets have been proposed, and many have been disproved. Wikipedia

Space science that employs the methods and principles of physics in the study of astronomical objects and phenomena. Among the subjects studied are the Sun, other stars, galaxies, extrasolar planets, the interstellar medium and the cosmic microwave background. Wikipedia

Phenomenon when a celestial body passes directly between a larger body and the observer. As viewed from a particular vantage point, the transiting body appears to move across the face of the larger body, covering a small portion of it. Wikipedia

Hypothetical life which may occur outside Earth and which did not originate on Earth. Such life might range from simple prokaryotes (or comparable life forms) to intelligent beings and even sapient beings, possibly bringing forth civilizations which might be far more advanced than humanity. Wikipedia

Astronomical phenomenon of interest that involves one or more celestial objects. Some examples of celestial events are the cyclical phases of the Moon, solar and lunar eclipses, transits and occultations, planetary oppositions and conjunctions, meteor showers, and comet flybys, solstices and equinoxes. Wikipedia

In astronomy, the term compact star (or compact object) refers collectively to white dwarfs, neutron stars, and black holes. It would grow to include exotic stars if such hypothetical, dense bodies are confirmed to exist. Wikipedia

Graph of light intensity of a celestial object or region, as a function of time. Usually in a particular frequency interval or band. Wikipedia

Observational branch of astronomy which deals with the study of X-ray observation and detection from astronomical objects. Absorbed by the Earth's atmosphere, so instruments to detect X-rays must be taken to high altitude by balloons, sounding rockets, and satellites. Wikipedia

Astrophysical X-ray sources are astronomical objects with physical properties which result in the emission of X-rays. There are a number of types of astrophysical objects which emit X-rays, from galaxy clusters, through black holes in active galactic nuclei (AGN) to galactic objects such as supernova remnants, stars, and binary stars containing a white dwarf (cataclysmic variable stars and super soft X-ray sources), neutron star or black hole (X-ray binaries). Wikipedia