Astronomiya

Aya dəqiq bucağı necə hesablamaq olar?

Aya dəqiq bucağı necə hesablamaq olar?

Rəfiqəm üçün hədiyyə olaraq bir cihaz düzəldirəm.

Bu cihazın işləməsi üçün ayı görmək üçün baxacağım bucağı (3D bucağı) hesablaya bilməliyəm.

Bu bucaqdan təsirlənir (və bəlkə də yalnız):

  • İlin vaxtı.

  • Saat.

  • Mən baxdığım yer üzündə yer.

Əminəm ki, bucağı yaxınlaşdıran bir düstur var.

Dəqiq bir dəyərə ehtiyacım yoxdur, + -1 dərəcə ilə yaşaya bilərəm.


Birdəfəlik hesablama üçün, ən asan həll stellarium kimi planetarium proqramından istifadə etmək olar.

Proqramlaşdırma həlli üçün pyephem kimi bir piton paketi, elektron cədvələ idxal edilə bilən bir şəkildə ayın mövqeyini dəfələrlə hesablamaq üçün təsirli bir yoldur.

Ayın görünən hərəkəti düşündüyünüzdən daha mürəkkəbdir. Ay Yerin fırlanması səbəbiylə saatda təxminən 15 dərəcə hərəkət edir. Ancaq bu kifayət qədər sadə hərəkətin üstündə Ayın eliptik (yəni eynilə bu hərəkət bərabər deyil, ay Yerə yaxın olduğu zaman daha sürətli hərəkət edir) olan Yerin ətrafında olan orbitidir və orbitin mövqeyi və meyli Günəş tərəfindən narahatdır. Narahatlıqlar kifayət qədər müntəzəmdir və hesablana bilər, lakin bu təsirlər (yerin fırlanması, ayın orbiti, orbitin ekssentrikliyi, orbitin pozulması) birləşərək həqiqi hesablamanı "düsturdan" daha mürəkkəb hala gətirir. elektron cədvələ asanlıqla daxil ola bilər, buna görə pyephem kimi bir paket tövsiyə olunur.


Bu cavabda göy cisimlərinin təxmini davranışı üçün lazımlı bir düsturun tapıldığı bir mənbəyi qeyd edirəm.

Astronomik Alqoritmlər Jean Meeus tərəfindən

Şəxsən məndə bir nüsxə yoxdur, buna görə ehtiyac duyduğunuz şeyin orada olub olmadığını tapa bilmərəm, ancaq bu səhifənin kiçik bir alt hissəsinin bu pdf dördüncü nəşr tərkibinə aşağıdakılar daxildir:

30. Ayın vəziyyəti ... 147 31. Ay diskinin işıqlı hissəsi ... 155 32. Ayın fazaları ... 159

bu səbəbdən 30-cu fəsil üçün bu yeddi və ya səkkiz səhifədə yaxşı bir şans var, aradığın şey ola bilər.

Zənn etdiyiniz "3D açılar" sadəcə hündürlük (və ya yüksəklik bucağı) və azimut olardı. Birincisi, üfüqün üstündəki (və ya altındakı) açı, ikincisi isə maqnit şimaldan deyil, həqiqi şimaldan başlamaq istisna olmaqla "kompas istiqaməti" kimidir.

Ən asan kompüter dillərindən biri olan Python'dan istifadə etmək rahatdırsa, Skyfield adlı bir paket var. Yaradılışınız elektromekanikdirsə, məsələn Raspberry Pi-də işlədilməsini təmin etməlisiniz. Paket çox dəqiqdir, buna görə ümumiyyətlə "şeyləri yoxlamaq" üçün bəzən biraz sinir bozucu olan bir internet bağlantısı lazımdır.

Yeriniz üçün bir cədvəl hesablaya bilərsiniz, sonra saxlaya və istifadə edirsinizsə kiçik bir kompüter və ya nəzarətçi işlədə bilərsiniz.

YAŞIL = Ay (təbii olaraq yaşıl Pendirdən hazırlanır) SARI = Günəş

nppy kimi np idxal matplotlib.pyplot kimi plt kimi skyfield.api idxal Loader, Topos halfpi, pi, twopi = [f * np.pi for f for 0.5, 1, 2] degs, rads = 180 / pi, pi / 180 load = Loader ('~ / Documents / fishing / SkyData') data = load ('de421.bsp') ts = load.timescale () de421 = load ('de421.bsp') earth = de421 ['earth'] sun = de421 ['günəş'] ay = de421 ['ay'] Hayfa = yer + Topos (32.82, 34.98) dəqiqə = np.aranjım (60 * 24) dəfə = ts.utc (2018, 9, 24, 0, dəqiqə ) duz, saz, sd = Haifa.at (dəfə) .görüş (günəş) .şəffaf (). altaz () səməni, maz, md = Haifa.at (dəfə) .observe (ay) .parparent (). altaz ( ) saltr, sazr, maltr, mazr = [x. x üçün radianlar (duz, saz, malt, maz)] sr, mr = [1. - x in (saltr, maltr)] sx üçün x / halfpi, sy in [sr * f (sazr) f in (np.sin, np.cos)] mx, my = [mr * f (mazr) for f in (np.sin, np.cos)] teta = np.linspace (0, twopi, 201) xc, yc = [f (theta) for f in (np.cos, np.sin)] üçün True: plt. rəqəm () plt.plot (sx, sy, '-y') plt.plot (mx, my, '-g') plt.plot (xc, yc, '-k', linewidth = 2) plt.plot ( [0], [0], 'ok') plt.xlim (-1.8, 1.8) plt.ylim (-1.8, 1.8) plt.text (-0.15, 0.1, 'Zenith', fontsize = 16) plt.text (-0.02, 1.04, 'N', fontsize = 16) # plt.text (-1.6, 1.0, 'North is up', fontsize = 16) plt.show () saltd, sazd, maltd, mazd = [x. x in dərəcələri (duz, saz, səməni, maz)] mbreaks = np.where (np.abs (mazd [1:] - mazd [: - 1] <0)) sbreaks = np.where (np.abs ( sazd [1:] - sazd [: - 1] <0)) saltd, sazd, maltd, mazd = [x [: - 1] for x in (saltd, sazd, maltd, mazd)] sazd [sbreaks] = np .nan mazd [mbreaks] = np.nan əgər True: plt.figure () plt.plot (sazd, saltd, '-y') plt.plot (mazd, maltd, '-g') plt.plot ([0 , 360], [0, 0], '-k') plt.xlabel ('azimuth (degs)', fontsize = 18) plt.ylabel ('hündürlük / eleva tion (degs) ', fontsize = 18) plt.xlim (0, 360) plt.show () if True: plt.figure () hours = minutes [: - 1] / 60. plt.subplot (2, 1, 1) plt.plot (hours, sazd, '-y') plt.plot (hours, mazd, '-g') # plt.xlabel ('UTC hours', fontsize = 16) plt.ylabel ('azimuth (degs)', fontsize = 16) plt.subplot (2, 1, 2) plt.plot (hours, saltd, '-y') plt.plot (hours, maltd, '-g') ) plt.xlabel ('UTC saat', fontsize = 16) plt.ylabel ('hündürlük / yükselme (degs)', fontsize = 16) plt.suptitle ("Haifa 24/9/2018", fontsize = 16) plt. göstərmək ()

Faza bucağı (astronomiya)

Faza bucağı astronomik müşahidələrdə müşahidə olunan bir cismə düşən işıq ilə cisimdən əks olunan işıq arasındakı açıdır. Astronomik müşahidələr kontekstində bu adətən Günəş obyekt-müşahidəçi bucağıdır.

Yerdəki müşahidələr üçün "Günəş-cisim-Torpaq" çox vaxt "Günəş-cisim-müşahidəçi" ilə eynidir, çünki fərq Ayın müşahidəsi vəziyyətində 1 ° ola bilən paralaksdan asılıdır. və ya iki tam ay diametri. Kosmik səyahətin inkişafı ilə yanaşı, kosmosdakı digər nöqtələrdən hipotetik müşahidələrdə də faz açısı anlayışı Günəşdən və Yerdən asılı olmaya başladı.

Terminin etimologiyası planetin fazaları anlayışı ilə əlaqədardır, çünki bir cismin parlaqlığı və "faz" kimi görünməsi faz açısının funksiyasıdır.

Faza açısı 0 ° ilə 180 ° arasında dəyişir. 0 ° dəyəri işıqlandırıcının, müşahidəçinin və obyektin kollinear olduğu, işıqlandırıcının və müşahidəçinin obyektin eyni tərəfində yerləşdiyi mövqeyə uyğundur. 180 ° dəyəri, obyektin aşağı bağlayıcı olaraq bilinən işıqlandırıcı ilə müşahidəçi arasındakı mövqedir. 90 ° -dən az olan dəyərlər, 90 ° -dən yuxarı olan geri saçılma dəyərlərini irəli səpələnməni təmsil edir.

Ay (Venera və Merkuri) kimi bəzi cisimlər üçün faz bucağı (Yerdən göründüyü kimi) 0-180 ° aralığını əhatə edir. Üstün planetlər daha qısa mənzilləri əhatə edir. Məsələn, Mars üçün maksimum faz açısı 45 ° -dir.

Bir cismin parlaqlığı, 0 ° yaxınlığında deyilən müxalif sünbül istisna olmaqla, ümumiyyətlə hamar olan faz bucağının bir funksiyasındadır, bu, qaz nəhənglərinə və ya atmosferi aydın olan cisimlərə təsir etmir və cisim kimi zəiflədikdə bucaq 180 ° -ə yaxınlaşır. Bu əlaqəyə faz əyrisi deyilir.


Ay & # 8217s məsafəsini ölçmək üçün özünüz edin

Dünyadan Aya qədər məsafə gələndə ətrafa atılan ümumi rəqəm 402.336 km (və ya 250.000 mil) təşkil edir. Bəs astronomların bu rəqəmi necə əldə etdiklərini hər düşündünüzmü? Və bu, həqiqətən nə qədər dəqiqdir? Lazer və ya hər hansı bir alətə ehtiyac duymayan Ayın məsafəsini ölçməyin bir neçə yolu var. Sadəcə gözləriniz, təmiz bir səmanız və bütün gecə sizinlə birlikdə çöldə dayanmaq istəyən başqası lazımdır.

Yerdən Aya olan məsafəni təkbaşına ölçməyin iki yolu var: Ay tutulması və paralaksdan istifadə. Əvvəlcə tutulmalara baxaq.

Qədim yunanlar Ay tutulmalarından və Yer kürəsindən peykinə qədər olan məsafəni təyin etmək üçün Yer fenomenlərinin birbaşa günəşlə Ay arasında keçməsindən istifadə etdilər. Yerin kölgəsinin Ayın üzərindən keçməsinin nə qədər vaxt çəkdiyini izləmək və təyin etmək sadə bir məsələdir.

Bir neçə tanınmışdan başlayın. Qədim yunanlar kimi, bilirik ki, Ay Yer kürəsini sabit bir sürətlə dolaşır və bir inqilabda təxminən 29 gündür. Yerin diametrinin 12.875 km və ya 8.000 mil olduğu da bilinir. Dünya kölgəsinin Ay üzərindəki hərəkətini izləyərək, Yunan astronomları, Yer kürəsinin Ayın görünən ölçüsündən təxminən 2,5 dəfə çox olduğunu və təxminən üç dəfə davam etdiyini aşkar etdilər. kölgənin ilk əlamətindən son əlamətlərinə qədər saat.

Bu ölçmələrdən Aristarxın (e.ə. 270) Ayın Yer kürəsinin 60 radius (təxminən 386.243 km və ya 240.000 mil) ətrafında olduğunu təyin etməsinə imkan verən sadə həndəsə idi. Bu, hazırda qəbul edilmiş 60.3 radius rəqəminə olduqca yaxındır.

Ay tutulmasına aydın bir baxışınız varsa, Aristarchus metodunu öz həyətinizdə izləyə bilərsiniz. Dəyişiklikləri və tutulma vaxtını çəkərək Yerdəki kölgənin Aydakı hərəkətini izləyin. Ayın məsafəsini təyin etmək üçün ölçmələrinizi istifadə edin.

Ay paralaksı: Ay tutulması zamanı eyni zamanda İtaliya və Çindən müşahidə olunduğu ay. Şəkil krediti: measureurethemoon.org/wordpress

İkinci metod üçün kömək edəcək bir dosta ehtiyacınız olacaq. Qədim yunanlar paralaks haqqında da bilirdilər, bir obyektin iki fərqli baxımdan göründüyü zaman mövqedə görünən dəyişikliyi. Bir qələmi qol uzunluğunda uzadıb bir dəfəyə bir gözlə baxaraq paralaks hiss edə bilərsiniz. Sol və sağ göz arasında keçid etdiyiniz zaman qələm irəli və irəli hərəkət etdiyi görünür.

Eyni şey nəhəng bir miqyasda görülə bilər. Dünyanın müxtəlif yerlərində olan iki müşahidəçi (ən azı 3200 km və ya 2000 mil aralı) Ayın vəziyyətini hesablamaların gecə səmasında olacağını söylədiklərindən fərqli olaraq görəcəklər.

Ayın Yerdən məsafəsini tapmaq üçün bir dostunuzla 3200 km aralısınız və hər biri eyni anda Ayın şəklini çəkirsiniz. Sonra şəkillərinizi müqayisə edin. Ay fərqli bir yerdə olacaq, ancaq arxa plan ulduzları eyni yerdə olacaq. Şəkillərinizin sizə verdiyi şey üçbucaqdır. Baza bilirsiniz (dostunuzla aranızdakı məsafə) və yuxarıdakı bucağı tapa bilərsiniz (Ayın bu üçbucaqdakı nöqtəsi). Sadə həndəsə sizə Ayın məsafəsi üçün bir dəyər verəcəkdir.

İnterneti axtarmaqdan daha az əmək tələb edə bilər, amma Ayın məsafəsini özünüz müəyyənləşdirməyiniz daha əyləncəli olacaq! Əgər həqiqətən iştirak etmək istəyirsinizsə, 10 dekabr 2011-ci ildə Beynəlxalq Ölçmə Ay Gecəsinə baxın. Dünyada öz tədbirlərini qeyd edən və görüntülərini və müşahidələrini bölüşən iştirakçılara qoşulun!


Aya dəqiq bucağı necə hesablamaq olar? - Astronomiya

Günəşin və ya ayın görünən diametrini necə ölçmək barədə fikirlər verə bilərsinizmi?

İnsan gözünün Ayın, Günəşin və ya başqa bir göy cisminin ölçüsünü birbaşa ölçməsi mümkün deyil. Əsas səbəb göyə baxdığımızda tamamilə dərinlik qavrayışının olmamasıdır. Bu o deməkdir ki, göyə baxanda bütün ulduzlar və planetlər bizdən eyni məsafədə görünür. Buna göy kürəsi deyirik: Yerin mərkəz olduğu və ulduzların olduğu görünən nəhəng bir sahə. (Qədim astronomların problemi eyni idi, bütün ulduzların belə bir kürəyə dayandığına və beləliklə hamısının bizdən eyni məsafədə olduğuna inanırdılar. Artıq bunun tamamilə olmadığını və bunun yalnız bir nəticə olduğunu bilirik. zəif görmə.)

Bu səbəbdən göyə baxdığımızda ölçə biləcəyimiz tək şey bucaq ölçüləri və açı məsafələridir. Bütün səma dairəsini bir dairə üçün etdiyiniz kimi 360 dərəcə böldüyünüz təqdirdə, cisimlərin bucaq ölçüsü və ya onların bucaq məsafələrindən (göy sferasındakı iki cismi ayıran görünən bucaq) danışa bilərsiniz. Bu açıları Günəş və Ay üçün hesabladığımızda təəccüblü şəkildə demək olar ki, eyni nəticəni tapırıq: dərəcə 1/2. (bu sadəcə bir təsadüfdür və xoşbəxtlikdən bizim üçün həqiqətən gözəl günəş tutulmalarının səbəbidir).

Gecə səmasına baxanda bucaq məsafələrini təxmini asanlaşdırmağın bir yolu var. Qolunuzu qarşınızda tam uzadıb saxlayın. Yumruğunuzu bağlayın və aranızdakı açı məsafəsini ölçməyə çalışdığınız obyektlərlə üst-üstə baxın. Yumruğunuzun bir kənarından digərinə qədər təxminən 10 dərəcədir. Bir knucle təxminən 2,5 dərəcədir və əlinizi açarsanız, barmağınızın ucundan kiçik barmağınızın ucuna qədər olan əlinizin tam uzunluğu göydə 20 dərəcədir.

İndi astronomlar açısal ölçüləri daha dəqiq bir şəkildə ölçürlər və bununla da obyektlərin həqiqi ölçülərini əldə edə bilirlər. Bunun üçün ölçdüyümüz obyektlərə olan məsafəni nəzərə almalıyıq. Buna bir nümunə, Günəş və Ayın eyni açısal ölçüyə sahib olmasına baxmayaraq, Günəş əslində Aydan daha böyükdür. Yalnız eyni ölçüdə görünürlər, çünki Günəş çox uzaqdır. Beləliklə, Günəşə və Aya olan məsafənin dəqiq ölçülməsindən və açısal ölçülərinin ölçülməsindən həqiqi ölçülərinin yaxşı qiymətləndirilməsini əldə edə bilərik. Aldığımız dəyərlər Günəşin radiusunun 696.000 km, Ayın radiusunun 1740 km olmasıdır.

Bu səhifə son dəfə 18 iyul 2015-ci ildə yeniləndi.

Müəllif haqqında

Amelie Saintonge

Amelie, radio xəritələrindən qalaktikaların siqnallarını aşkarlamaq yolları üzərində işləyir.


Aya dəqiq bucağı necə hesablamaq olar? - Astronomiya

Günəşin göydəki yerini (üfüqdəki bucaq) müəyyən bir tarix və günün vaxtı üçün necə hesablayacağımı anlamağa çalışıram. Yaşadığım şəhər və amp vəziyyəti üçün müəyyən bir tarixdə günəşin doğma vaxtını bilirəm. Bunu özüm başa düşmək üçün hesablamanı ala biləcəyim bir yer varmı və ya bunu mənim üçün edə biləcək bir veb sayt varmı?

ABŞ Hərbi Dənizçilik Rəsədxanasında Günəşin (və ya Ayın) bir gün ərzində vəziyyətini cədvələ salmaq üçün onlayn bir vasitə var. Üfüqün üstündəki bucaq hündürlükdür və üfüqün ətrafındakı, lazımi şimaldan saat istiqamətində ölçülən bucağa azimut deyilir.

Əgər cəza üçün qarınqulu olsanız, bunu özünüz hesablaya bilərsiniz.

Lynn tərəfindən yenilənmə (11 Mart 2003): Bir oxucu bizə elektron poçtla göndərdi və Günəş, Ay və planetlərin mövqelərini hesablayacaq Təxminən Astronomik Vəziyyətlər saytını təklif etdi. Həm də bir çox hesablamalar üçün tənliklər verir və bir çox hesablamaları izah edən saytlara keçidləri var. Şeyi özünüz hesablamaq istəyirsinizsə baxmaq üçün başqa yaxşı bir yerdir.

Bu səhifə son dəfə 27 iyun 2015-ci ildə yeniləndi.

Müəllif haqqında

Britt Scharringhausen

Britt Saturnun üzüklərini araşdırır. Doktora dərəcəsini 2006-cı ildə Cornell-dən almış və indi Wisconson'daki Beloit Kollecinin professorudur.


Astronomiya HQ-nı öyrənin

Ayın möhtəşəm fotolarını çəkmək üçün bir teleskop, kamera dayaqları və motor sürücüsünə ehtiyacınız yoxdur. Bəzən rəqəmsal bir kamera və bəzi telefoto qabiliyyətləri kifayətdir.

Astrofotoqrafiya yüksək dərəcədə texniki ola bilər, spesifik kameralar, montajlar, tripodda bir motor sürücüsü və səma obyektinin yerləşmə vaxtı və dəqiq təyin edilməsi ilə əlaqəli xüsusi tənzimləmələr tələb olunur. Bir çoxumuz üçün səy və xərc buna dəyər. Ancaq bir çoxumuz üçün, kompleks bilik və avadanlıqlar qorxuducu ola bilər. Ayın şəkillərini çəkmək istədiyiniz zaman belə deyil.

Ayın çəkilməsinin faydalarından biri də onu tapmaq çox asandır. Dolunay göydə üstünlük təşkil edir, əksər hallarda zəif ulduzlar və dərin kosmik obyektlər kimi digər səmavi hədəflər hesabına.

Avadanlıq

Bəs başqa nə asandır? Bu sadədir. Tələb olunan hələ ağır, incə bir teleskop yoxdur. Buna düzgün yanaşsanız, bir zona obyektivi və ya isteğe bağlı telefoto, bir ştativ və bəzi əsas rəqəmsal fotoşəkil tənzimləmə proqramı ilə rəqəmsal bir SLR kamera (DSLR) ilə təəccüblü ölçü və detallar əldə edə bilərsiniz.

Ucuz DSLR Kamera

Kameradan başlayaq. Rəqəmsal bir SLR kameranın dəyəri nəticələrinizi dərhal qiymətləndirmə qabiliyyətidir. Yeri gəlmişkən, SLR "Single Lens Reflex" mənasını verir. Bu, vizördə və ya kameranın rəqəmsal arxa panelində gördüklərinizin kameranın tam olaraq gördüyü deməkdir. Əksər rəqəmsal kameralarda kifayət qədər yayılmış bir xüsusiyyətdir, ancaq hər ehtimala qarşı bunun fərqində olmalısınız.

Amazonda möhkəm Tripod

Deklanşör sürətini, f-stopu və pozlama müddətini tənzimləməyinizə imkan verən bir kamera da lazımdır. Yəqin ki, təlimat kitabını çıxartmalı olacaqsınız və gündüz ayı səmada olanda gün işığında məşq etmək istəyə bilərsiniz, amma düzəlişləri başa düşdükdən sonra asan olmalıdır. Xoşbəxtlikdən, rəqəmsal kameralardakı əksər parametrlər görünməsi asan olan arxa işıqlı, rəqəmsal ekranda göstərilir. parametrləri dəyişdirmək üçün düymələrin harada olduğunu bildiyinizi düşünürsən.

Gecə istifadəsi üçün kameranızın tənzimləmələrini və mexanikalarını mənimsədikdən sonra möhkəm bir üçayaq olduğuna əmin olun. Bunu çıxarmaq üçün bir qədər telefoto qabiliyyətinə ehtiyacınız olacaq. Kameranızdakı bir zoom lensi və ya satın ala biləcəyiniz ayrı bir telefoto işləyə bilər.

Linzalar millimetrlə ölçülür. Bu ölçü, uzaq və ya yaxın obyektlərin görünməsini təyin edən fokus məsafəsini təyin edir. 50 millimetrlik bir obyektivə tez-tez "normal" bir lens deyilir, çünki görüntü tapan vasitəsi ilə gözlərinizlə gördüyünüz eyni ölçülü şeyləri göstərir. 35 mm-lik bir lens kimi daha kiçik bir rəqəmə sahib olan bir obyektivə tez-tez geniş açılı bir lens deyilir. Bəzi yayılmış lens tipləri və fokus uzunluqları.

Lens Fokus Uzunluğu Terminologiyası _______

· 21 mm-dən az həddindən artıq geniş açı

· 70 - 135 mm Orta Telefoto

Ucuz Canon Telefoto

Ay fotoqrafiyası üçün iki seçiminiz var. Ya sahib olduğunuz ən uzun fokus məsafəsi ilə çəkin və fotoşəkili kəsmək, böyütmək və genişləndirmək üçün foto proqram təminatından istifadə edin və ya çərçivəni ayla mümkün qədər doldurmaq üçün xüsusi bir telefoto linzadan istifadə edin.

Əgər aya daxil olacaq çəkilişlər üçün telefoto obyektiv almaq istəyirsinizsə və ya satın almağı düşünürsünüzsə, 300-400 mm-lik bir telefoto lens yaxşı olardı. 800 mm və daha çox fokus məsafələrində mövcuddur, ancaq Arktikada Qütb Ayılarının çəkilişinə çox vaxt sərf etməyi planlaşdırmadığınız təqdirdə, bu cür gücə sahib bir lens çox bahalı və quruda istifadə üçün bir qədər məhdud olacaqdır. Bununla birlikdə, bir çox rəqəmsal kamerada mövcud olan zoom linzalarında kifayət qədər standart olan 100 mm telefoto ilə əldə edə bilərsiniz. Bəziləri 200 mm-ə qədər böyüdülür.

Ayın hər hansı bir fotoşəkilinin açarı diyafram və deklanşör sürətinə nisbətən ümumi ifşadır. Kameranızdakı avtomatik pozlama ayarını istifadə etməkdən çəkinin. Görmə sahəsi ortalama olacaq və ya bitmiş və ya az məruz qalmış bir fotoşəkiliniz olacaq.

Bracketing, kameranızın açıqlığını açmağı və ya dayandırmağı əhatə edir. Spot sayğacınız f16 pozğunluğunu göstərirsə, f22-də başqa bir şəkil çəkin və üçüncüsü f12-ə qədər dayandı. Rəqəmsal kamera ilə işlədiyiniz üçün nəticəni dərhal anlaya biləcəksiniz. Ayrıca, standart 3 mötərizədən kənarda diafraqmanı dayandırmağa və ya açmağa cəhd edə bilərsiniz. Nəticədə, rəqəmsal kameralar film emalı üçün pul ödəməyinizi tələb etmir və bəyənmədiyiniz kadrları hər zaman silə bilərsiniz.

Maruz qalma vaxtı, qaranlıq, dərin məkan cisimləri, kometalar və planetlərə nisbətən ay kimi parlaq bir cisim olan bir amildir. Əslində, bu vəziyyətlər üçün, ehtimal ki, sizə ən yaxşı şəkildə motor sürücüsü və əvvəlində bəhs olunan kamera aksesuarları olan bir teleskop xidmət edir. Uzun müddətə məruz qalma mühərrik sürücüsünə ehtiyac duyur, beləliklə yerin fırlanması səbəbiylə görünüşünüz bulanmaz. Ay və rəqəmsal bir SLR kamerası ilə birdən-birə şəkliniz olacaq.

Yaradıcı olun

Bununla birlikdə, yerin fırlanmasından faydalana və vaxt kəsilmiş fasilələrlə pozğunluqları sadə bir şəkildə vurun. Bu, davam edən bir seriyada ayın səmada hərəkətini izləyən mütərəqqi bir sıra çəkilişlər edəcəkdir.

Bu cür quraşdırma ilə Ay fotoqrafiyası mövzusunda ciddisinizsə, tarix, gün vaxtı (və ya gecə), obyektivin fokus məsafəsi və hər hansı bir pozlama parametrlərini qeyd etməyi unutmayın. Bu, keçmişdəki möhtəşəm kadrları yenidən yaratmaq və zaman keçdikcə öyrəndiklərinizi izləmək imkanı verəcəkdir. Kamera montajları və motor sürücüsü ilə bir sahə istifadə etsəniz nə edərdiniz və sadə bir quraşdırma üçün belə yaxşı bir təcrübədir.

Şəkil proqramı

Nəhayət, bəzi rəqəmsal foto redaktə proqramlarından istifadə etmək istəyə bilərsiniz. Bu, fotoşəkil düzəltmək üçün bir çox kompüterdə olan proqramı istifadə etmək qədər sadə ola bilər və ya Adobe Photoshop kimi proqramlara investisiya qoya bilərsiniz. Etmək istədiyiniz ilk şeylərdən biri fotonuzu kəsməkdir. Ayı üfüqdə aşağı vurdunuz və okeanı, ağacları və ya digər ətraf mühitin ön elementlərini tutdunuzsa, ümumi kompozisiyanız üzərində işləyə bilərsiniz. Göydə ayı yüksək tutdunuzsa, şəkli böyütmək üçün əkinçilikdən istifadə etmək istəyə bilərsiniz. Proqramdakı kontrast, rəng doyma və xromu tənzimləmək üçün filtrlərdən də istifadə edə bilərsiniz. İstədiyiniz nəticəni görənə qədər təcrübə etmək asandır. Daha çox toxuma və detal yaratmaq üçün mötərizəli fotoları da qarışdıra bilərsiniz.

Çözünürlük və fayl ölçüsü

Unutmamalı olduğunuz başqa bir şey qətnamə və fayl ölçüsüdür. Əldə edə biləcəyiniz qədər çox qətnamə istəyirsiniz və fotoşəkili yüksək bir fayl ölçüsündə saxlamaq istərdiniz. Fotonuzu əkmək, rəng düzəltmək və ya böyütmək üçün yaxşı bir şans var və yaxşı bir qətnamə etdiyiniz rəqəmsal inkişaflara qarşı daha yaxşı dayanacaqdır.

Əksər insanlar ay fotoqrafiyası üçün dolunu seçirlər, ancaq ağlamaq və azalmaqda olan aylar tutulma zamanı təsadüfi qan ayının yanında dramatik fotoşəkillər də yarada bilər. Asılı olmayaraq, bunu nisbətən sadə və asanlıqla edə biləcəyiniz, illərdir zövq alacağınız möhtəşəm ay fotoları portfelini tez bir zamanda yığa biləcəyiniz deməkdir.

Yeni məzmun çıxdıqda yenilikləri almaq üçün aşağıdakı bülletenə qeydiyyatdan keçməyi unutmayın. E-poçt adresiniz paylaşılmayacaq.


Sahələr və cildlər

Problem 16 Günəş enerjisi və peyk dizaynı Şagirdlər peykin ehtiyacları ilə müqayisədə bir peykin nə qədər günəş enerjisi yarada biləcəyini müəyyənləşdirmək üçün sadə səth hesablamaları aparırlar. [Sınıf: 6 - 8 | Mövzular: Düzensiz poliqonların sahəsi] [Buraya vurun]

Problem 213: Kepler: Yerə bənzər planetlərin ovu- Şagirdlər bir ulduzun sahəsini bir planetin sahəsi ilə müqayisə edərək planetin Yerdən baxıldığı kimi ulduzdan keçərkən ulduzun işığının necə azaldığını müəyyənləşdirirlər. Bu, NASA-nın Kepler peykinin yeni planetləri aşkar etmək üçün istifadə etdiyi 'tranzit' metodunun əsasını təşkil edir. [Sınıf: 6-8 | Mövzular: Dairə nisbətlərinin sahəsi faiz.] [Buraya vurun]

Problem 333: Hubble: Bir Cırtdan Planeti açıqca görmək Son bir mətbuat açıqlamasına əsasən, tələbələr ən kiçik fərqlənən xüsusiyyətlərin ölçülərini müəyyənləşdirmək və ABŞ-dakı 48 əyalətin ölçüləri ilə müqayisə etmək üçün yayımlanan fotolardan istifadə edirlər. Plutonun sıxlığını da qiymətləndirirlər və bunu Plutonun tərkibinin bir 'modeli' yaratmaq üçün tanış maddələrin sıxlığı ilə müqayisə edirlər. Əlavə bir Sorğu Problemi, şagirdlərdən içəri iki komponent baxımından modelləşdirmələrini və Plutonun hansı hissəsinin qaya və ya buzdan ibarət olduğunu təxmin etmələrini xahiş edir. [Sınıf: 8-12 | Mövzular: tərəzi və nisbətlər sahə sıxlığı həcmi = kütlə / həcm] [Buraya vurun]

Problem 316: Hubble Kosmik Teleskopunda Kraterlərin sayılması Şagirdlər 2009-cu ildə Hubble Kosmik Teleskopundan çıxarılan Geniş Sahə Planet Kamerasının bir hissəsindəki kraterləri sayırlar. Krater dərəcəsini müəyyənləşdirirlər və bundan Beynəlxalq Kosmik Stansiyadakı günəş panellərinin hər gün nə qədər təsir göstərdiyini təxmin etmək üçün istifadə edirlər. [Sınıf: 6-9 | Mövzular: Sayma sahəsi sıxlığı] [Buraya vurun]

Problem 278: Spitzer Uzaq Planet Osiris'i araşdırır Şagirdlər, Osiris adlanan HD209458b planetinin sıxlığını öyrənir və Yupiterlə müqayisə edirlər. [Sınıf: 8-10 | Mövzular: Sferik həcmlərin sıxlığı Elmi qeyd] [Buraya vurun]

Problem 275: Ayda Su! Tələbələr Chandrayaan-1 kosmik gəmisində Deep Impact / EPOXI və NASA-nın Moon Minerology Mapper təcrübəsindən əldə edilən məlumatlardan istifadə edərək aydakı suyun miqdarını təxmin edirlər. [Sınıf: 8-10 | Mövzular: Həndəsə, Sferik həcmlər və səth sahələri, Elmi qeydlər] [Buraya vurun]

Problem 272: Spitzer Teleskopu Saturnun Yeni Halqasını Kəşf etdi! Tələbələr üzüyün həcmini hesablayır və Yerin həcmi ilə müqayisə edərək 1 milyard Yerin yeni üzüyə sığacağını iddia edən bir xəbər yayım rəqəmini yoxlayır. [Sınıf: 8-9 | Mövzular: Həndəsə, Cəbr, cild, elmi qeyd] [Buraya vurun]

Problem 189: Ulduz İstilik, Ölçü və Güc - Şagirdlər bir ulduz seçimi üçün temperatur, səth sahəsi və güc arasındakı əlaqəni araşdırmaq üçün əsas tənliklə işləyirlər. [Sınıf: 8-10 | Mövzular: Cəbr] [Buraya vurun]

Problem 177: Ay krateri: ehtimal və ehtimal- Tələbələr kraterlərin coveblack sahəsini və bunun təsir ehtimallarına necə çevriləcəyini təxmin etmək üçün krater saymaqla işləyirlər. [Sınıf: 4-7 | Mövzular: Bölgə ehtimalı] [Buraya vurun]

Problem 121 Merkuri üzərindəki buz? 1990-cı illərdən bəri radio astronomları Merkurinin xəritəsini hazırladılar. Görkəmli bir maraq budur ki, qütb bölgələrində bəzi kraterlərin bu kraterlərin kölgəli yerlərində 'anomal əks etdirmə' olduğu görünür. Təfsirlərdən biri də bunun yeraltı buzdan qaynaqlandığıdır. MESSENGER kosmik gəmisi yaxın bir neçə ildə bu məsələni araşdırmağı ümid edir. Bu fəaliyyətdə tələbələr bu potensial buz çöküntülərinin səthlərini ölçəcək və nəzərdə tutduqları suyun həcmini hesablayacaqlar. [Sınıf: 8-10 | Mövzular: Dairənin həcmi, sıxlığı, vahid çevrilməsi] [Buraya vurun]

Problem 96 Hinode Peyk Gücü - Şagirdlər Hinode günəş peykinin dizaynını öyrənəcək və günəş panellərindən nə qədər güc yarada biləcəyini hesablayacaqlar. [Not səviyyəsi: 6-8 | Mövzular: düzbucaqlı sahə, silindr sahəsi, vahid çevrilmə] [Buraya vurun]

Problem 59 Günəş sistemində bir dövrə əldə et! - Bədən yuvarlaqlaşmadan əvvəl nə qədər böyük olmalıdır? Bu fəaliyyətdə şagirdlər bir cisimin öz cazibə sahəsinin təsiriylə yuvarlaqlaşması üçün kritik ölçüsünü təyin etmək üçün asteroidlərin və planetlərin aylarının şəkillərini araşdırırlar. Bir çox İnternet görüntü arxivi sayəsində bu fəaliyyət günəş sistemindəki onlarla kiçik cismi əhatə edərək bu problem üçün araşdırma məlumatlarını genişləndirmək üçün genişləndirilə bilər. Yalnız bir neçə nümunə şəkillər verilir, ancaq bunlar tələbənin kobud cavab alması üçün kifayətdir! [Not səviyyəsi: 6-8 | Mövzular: Verilənlərin təhlili ondalık nisbətlərin qrafiki] [Buraya vurun]

Problem 2 Peyk Səthi Sahəsi Şagirdlər səkkizbucaqlı bir silindrin səthini hesablayır və səthini əhatə edən günəş hüceyrələrindən alacaq gücünü hesablayırlar. [Sınıf: 7-9 | Mövzular: səth sahələri altıbucaqlı onlu riyaziyyat] [Buraya vurun]

Problem 302: Planeti içəridən necə qurmaq olar Şagirdlər, müxtəlif sıxlıqları olan sferik nüvə və qabıqdan istifadə edərək bir planet modelləşdirirlər. Məqsəd, ümumi planet tikinti materiallarından istifadə edərək düzgün ölçülü və düzgün kütlə ilə bir planet yaratmaqdır. [Sınıf: 9-11 | Mövzular: Həndəsə həcmi elmi qeyd kütləsi = sıxlıq x həcm] [Buraya vurun]

Problem 283: Chandra Rəsədxanası Neytron Ulduzunun atmosferini görür Tələbələr Cas-A neytron ulduzunun karbon atmosferinin kütləsini təyin edirlər. [Sınıf: 8-10 | Mövzular: Sferik qabıq kütləsinin həcmi = sıxlıq x həcm] [Buraya vurun]

Problem 278: Spitzer Uzaq Planet Osiris'i araşdırır Şagirdlər, Osiris adlanan HD209458b planetinin sıxlığını öyrənir və Yupiterlə müqayisə edirlər. [Sınıf: 8-10 | Mövzular: Sferik həcmlərin sıxlığı Elmi qeyd] [Buraya vurun]

Problem 275: Ayda Su! Tələbələr Chandrayaan-1 kosmik gəmisində Deep Impact / EPOXI və NASA-nın Moon Minerology Mapper təcrübəsindən alınan məlumatlardan istifadə edərək aydakı suyun miqdarını təxmin edirlər. [Sınıf: 8-10 | Mövzular: Həndəsə, Sferik həcmlər və səth sahələri, Elmi qeydlər] [Buraya vurun]

Problem 272: Spitzer Teleskopu Saturnun Yeni Halqasını Kəşf etdi! Tələbələr üzüyün həcmini hesablayır və Yerin həcmi ilə müqayisə edərək 1 milyard Yerin yeni üzüyə sığacağını iddia edən bir xəbər yayım rəqəmini yoxlayır. [Sınıf: 8-9 | Mövzular: Həndəsə, Cəbr, cild, elmi qeyd] [Buraya vurun]

Problem 124 Ayın atmosferi! Şagirdlər ayın çox incə atmosferi haqqında sferik qabığın həcmi və ölçülmüş sıxlığı istifadə edərək ümumi kütləsini kiloqramda hesablayaraq öyrənirlər. [Sınıf: 8-10 | Mövzular: kürə həcmi, qabıq sıxlığı-kütlə-həcm vahid dönüşümləri] [Buraya vurun]

Məsələ 115 Günəşin riyazi modeli Şagirdlər günəşin kütləsini onun sıxlığının müxtəlif seçimləri üçün hesablamaq üçün kürə və qabıq formulundan istifadə edəcəklər. Məqsəd, günəşin ölçülmüş kütləsini və radiusunu bir nüvə bölgəsi və bir qabıq bölgəsindəki sıxlığını diqqətlə seçməklə çoxaltmaqdır. Şagirdlər düzgün ümumi kütlə əldə etmək üçün sıxlıq və qabıq ölçüsü dəyərlərini idarə edəcəklər. Bu əl ilə və ya bir Excel elektron cədvəlinin proqramlaşdırılması ilə edilə bilər. [Sınıf: 8-10 | Mövzular: kürənin elmi notasiya həcmi və sferik qabığın sıxlığı, kütləsi və həcmi.] [Buraya vurun]

Problem 104 Loopy Günəş ləkələri! Şagirdlər Hinode peykindən alınan məlumatları analiz edərək günəş ləkəsinin üstündəki maqnit döngəsinin həcmini və kütləsini təyin edəcəklər. Bir silindr həcminin düsturuna əsaslanan hesablanmış həcmdən, Hinode peyki tərəfindən təyin olunan plazmanın sıxlığından istifadə edərək maqnetik şəkildə tutulmuş materialın tonlarındakı kütləsini təyin edəcəklər. [Sınıf: 9-11 | Mövzular: şəkil tərəziləri silindr həcminin hesablanması elmi qeyd vahidi dönüşümləri] [Buraya vurun]


Tarixi Astronomiya: Qədim Yunanlar: Hipparx

  • İlk Yunan astronomu, parlaqlığı və 800-dən çox ulduzun vəziyyətini kataloqlaşdırır.
  • İlin uzunluğunu müəyyənləşdirir.
  • Equinoxes-in Precisionunu aşkar edir.
  • Episiklləri günəşə və aya tətbiq edir.

Hipparx haqqında çox az məlumat var. Əsas işlərindən heç biri qalmayıb və bilinənlərin çoxu Ptolemeyin Almagestdə söylədikləri ilə əlaqədardır. İndi Türkiyənin müasir İznik qəsəbəsi olan Nikaeada anadan olub. Rodos və İskəndəriyyədə yaşayıb işləmişdir.

Hipparx, tez-tez göyün sistematik müşahidələrini aparan ilk yunan olduğu üçün ilk həqiqi astronom adlanır. Həm də günəş sisteminin klassik yunan modelinin inkişafında böyük addımlar atan çox istedadlı bir riyaziyyatçı idi.

Hipparchus 800-dən çox ulduzun mövqeyini və parlaqlığını kataloqlaşdırır. Ekliptiki əsas xətt kimi istifadə edərək həqiqi açısal mövqeləri qeyd edən ilk şəxs idi. Ulduzları altı ballıq bir parlaqlıq şkalasına görə sıraladı.

O, yerin rotaionunun oxunda yüngül bir titrəməni, "Equinoxes Precession" da adlandırdı. Yerin fırlanma oxu hal-hazırda Polaris yaxınlığındakı bir nöqtəyə işarə edir - buna görə də gecə boyunca çox hərəkət etmədiyi üçün Şimal Ulduzu adlanır. Yüngül bir cazibə qüvvəsi olduğundan ox 26000 illik dövrlə yavaş-yavaş fırlanır və Hipparx, səma ekvatoru boyunca ekinoksların mövqeyinin yavaş-yavaş irəlilədiyini fərq etdiyi üçün bunu aşkarlayır.

İlin uzunluğunu 365 gün, 5 saat, 55 dəqiqə və 12 saniyə uzunluğunda hesablayır və səhvini 15 dəqiqədən çox olmayaraq hesablayır. (Belə çıxır ki, cəmi 6 dəqiqə fasiləlidir.)

Həm də aya olan məsafəni təyin etmək üçün başqa bir yol tapdı. Paralaksdan istifadə edərək ayın 59 ilə 67 radius arasında olduğunu düşünə bildi. (Düzgün orta məsafə 60-dır.) Bunu Günəş tutulmasından etdi. During a solar eclipse, the moon just covers the sun (remember that they are both about 1/2 degree in angular size.) However, only a very small portion of the earth can actually witness the eclipse in totality, because the shadow of the moon on the earth is fairly small. Hipparchus used data from a solar eclipse viewed from 2 different locations. The diagram below would represent a solar eclipse as viewed from 2 different places on the earth, labeled A and B.

Someone at A on the earth would see a total eclipse. Someone at B would only see a partial eclipse of the sun. In Hipparchus' case, he knew there was a total eclipse in the Hellespont (now called the Dardanelles) while the eclipse was only about 4/5 total in Alexandria, which is almost due south of the Hellespont. He would have known the latitudes of the 2 locations, and therefor know their angular separation. In the picture above, looking at the "bottom" edge of the moon, the small angle shown would be about 1/5 the size of the sun, or about 0.1 degrees. This lets him calculate the distance to the moon. One can approximate this as in the diagram below:.

Basically, we have 2 triangles with a common side. The distance between A and B is an arclength (and equal to the radius of the earth times the angular separation of And B.) One could also say that the distance between A and B is basically the arclength created as seen from the moon, so that it is equal to the distance to the moon times the small 0.1 degree angle Hipparchus had found. Both angles are small enough that we can assume that the arclengths are basically equal. (In the packet, I made up a problem using parallax that you can do without any approximations.)

Hipparchus also created the first reasonably accurate model of the motion of the sun and moon. Using the idea of epicycles, probably introduced by the mathematician Apollonius of Perga, he was able to create a model that accurately predicted some key positions of the moon's motion. He created a similar model to predict the position of the sun. (See the Ptolemy page for more information on epicycles and its subsequent use in the planetary models.) His model didn't work for all cases, but it marked the real beginning of trying to create a predictive model that matched data.

Even though the orbits are circular and going around the earth, the earth is not at the exact center of the orbits of the sun and moon. (They were eccentric orbits.) Hipparchus needed to use the epicycles and eccentric orbits because the observed motion of the sun around the ecliptic was not at a constant rate - in the winter the sun moved a little bit faster and in the summer the sun moved a little bit slower. Using an eccentric orbit for the sun and moon, and using small epicycles, Hipparchus gives the foundations of the classic Greek model of the solar system that approximately predicts the positions of the moon and sun that matched positions and predicted key dates and events pretty well. Eventually, Ptolemy takes this Hipparchan model and fully applies it to the motion of the planets - and eventually produces a full, working model of the solar system.

On a side note, Hipparchus was also a pioneer in the development of trigonometry, and was the first person to make and use a table of chords (similar to the sine function.) This makes it much easier to solve a general problem involving triangles. Because of this, some historians argue that Hipparchus really changed Greek astronomy from a more theoretical exercise to the developing an actual predictive model of the solar system.


Positions and Sizes of Cosmic Objects

Astronomers use angular measure to describe the apparent size of an object in the night sky. An angle is the opening between two lines that meet at a point and angular measure describes the size of an angle in degrees, designated by the symbol °. A full circle is divided into 360° and a right angle measures 90°. One degree can be divided into 60 arcminutes (abbreviated 60 arcmin or 60'). An arcminute can also be divided into 60 arcseconds (abbreviated 60 arcsec or 60").

The angle covered by the diameter of the full moon is about 31 arcmin or 1/2°, so astronomers would say the Moon's angular diameter is 31 arcmin, or the Moon subtends an angle of 31 arcmin.

If you extend your hand to arm's length, you can use your fingers to estimate angular distances and sizes in the sky. Your index finger is about 1° and the distance across your palm is about 10°.

The Small-Angle Formula

The angular sizes of objects show how much of the sky an object appears to cover. Angular size does not, however, say anything about the actual size of an object. If you extend your arm while looking at the full moon, you can completely cover the moon with your thumb, but of course, the moon is much larger than your thumb, it only appears smaller because of its distance. How large an object appears depends not only on its size, but also on its distance. The apparent size, the actual size of an object, and the distance to the object can be related by the small angle formula:

D = linear size of an object
θ = angular size of the object, in arcsec
d = distance to the object

A certain telescope on Earth can see details as small as 2 arcsec. What is the greatest distance you could see details as small the the height of a typical person (1.6 m)?

d = 206,265 D / θ = 206,265 × 1.6 m / 2 = 165,012 m = 165.012 km

This is much less than the distance to the Moon (approximately 384,000 km) so this telescope would not be able to see an astronaut walking on the moon. (In fact, no Earth based telescope could.)


Small Angle Formula

The sizes of viewed objects can be given in terms of their angular size as seen by an observer rather than their physical size. As portrayed in the picture above, the distance to the object being observed d, the physical size of the object D, and the angular size of the object θ (in radians) all form a right triangle with the trigonometric relationship:

The Small Angle Approximation for trigonometry states that:

The Small Angle Approximation can be applied when θ is small (< 10°), or when d >> D (much greater - not just a couple times as large, but a few, 10, even 100+ times as large). The angular sizes of many objects in the sky are small and the Small Angle Approximation can be applied when studying them. If we take the Small Angle Approximation and substitute it into our first equation, that equation then becomes:

which is called the Small Angle Formula, where again θ must be an angular size in radians.

θ is in units of radians, but we will sometimes have angular size measurements in units of degrees. Using the fact that 1 radian is 360/2π ≈ 57.3 degrees, we can rewrite the Small Angle Formula so that θ can be input as an angular size in degrees:

When dealing with astronomically distant objects, angular sizes are extremely small, and it is often more practical to use angular size measurements in units of arcseconds (") instead of degrees, where 1 arcsecond is 1/3600th of 1 degree. So 1 radian is (3600 x 360)/2π ≈ 206265 arcseconds, and we can again rewrite the Small Angle Formula, now as:

Is is easy to measure θ, the angular size of astronomical objects, so we often use the Small Angle Formula to solve for other unknowns (either D və ya d). If we know the distance d to an object we are observing, we can then use it with the angular size θ and the Small Angle Formula to find the physical size D of that celestial object. Or if two objects are roughly the same distance d from the observer, we can use that with the angular size θ and the Small Angle Formula to find the distance between the two objects (where here D is the distance between the two objects). Additionally, some objects in space have a 'typical size', a physical diameter D that we know is a good rough approximation for the size. When we know the values of both θ and D, we can use them with the Small Angle Formula to find the distance d to the celestial object.

On August 27, 2003, Mars made the closest approach to Earth in recorded history due to a near synchronization of Earth being at aphelion (the furthest point out in its orbit around the Sun) and Mars being at perihelion (the closest point to the Sun in its orbit around the Sun). The distance between the two planets that day was a mere 55.8 million km (kilometers). Observations of Mars were quite easy to make that night, since the angular diameter of the planet was quite large at about 25.1" (arcseconds). Given the information here, find the diameter of the Red Planet in km.

d = 55.8 million km = 55.8 x 10 6 km θ = 25.1"

Mars' diameter D is about 6790 km, a little more than half the diameter of Earth.


Videoya baxın: 6- السرعة الزاوية Angular velocity (Sentyabr 2021).