cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Да станеш лош
Други медиуми
На 7 ноември 2018, новината на Албукерки го најави почетокот на снимањето во градот на филм заснован на серијалотм, „ Ел Камино“ - филмот на Да станеш лош, исто така, продуциран и напишан од Винс Гилиган. Веста подоцна беше потврдена од филмската канцеларија во Ново Мексико. Следниот ден беше потврдено дека филмот ќе биде продолжение на телевизиската серија и ќе се фокусира на ликот на Џеси Пинкман и неговото бегство од слобода по финалето на петтата и последната сезона.
Колудеј (село)
Колудеј — поранешно село во Ениџевардарско, Егејска Македонија, на територијата на денешната општина Вртикоп на Постолскиот округ во Централна Македонија, Грција.
Географија
Селото се наоѓало североизточно од Колибите и југозападно од Гропино.
Историја
Во XIX век селото било мал чифлик со македонско население. На грчкиот попис од 1913 г. селото веќе нема жители, што значи дека тоа се распандало пред тоа. Неговите жители се преселиле во с. Колибите.
Уметноста во 1953 година
1953 година во уметноста содржи некои значајни настани.
Поповица (Габровник)
Поповица — археолошко наоѓалиште во велешкото село Габровник. Наоѓалиштето претставува населба од римското време. На 1,5 км северно од селото, од двете страни на патот, на 0,5 хектари се среќаваат делови од керамички садови, питоси и градежен материјал. Биле најдени и монети кои не се зачувани.
Хетеборн
Хетеборн (Heteborn) — село и поранешна општина во округот Харц, во Саксонија-Анхалт, Германија. Од 1 јануари 2010 е дел од општината Зелке-Ауе.
Аренфиел
Аренфиел (Ahrenviöl; Arenfjolde; севернофризиски: Årnfjål) — општина во округот Северна Фризија, во Шлезвиг-Холштајн, Германија.
Бајанлиг
Бајанлиг (Баянлиг) е област во Монголија во покраината Бајанхонгор.
Александар Христовски
Александар Христовски (Лазарополе, 24 мај 1933 - Скопје, 23 јануари 2000) - македонски поет и преведувач. Завршил Филолошки факултет во Скопје. Работел како управник на Центарот за странски јазици при Работничкиот универзитет „Кочо Рацин“ во Скопје. Член на ДПМ од 1967 година.
Кросно
Кросно или вратило  — делови од разбој за ткаење, кои се направени од дрво или метал во целата ширина на разбојот. Двата ваљаци имаат механизам на краевите со кочница со кој се регулира процесот на намотување на нишките на основата на основинито кросно, нивното затегнување како и постапката на намотување на исткаениот дел од ткаенината на кросното за ткаенина.
NGC 3087
NGC 3087 — спирална галаксија во соѕвездието Секстант, заведена во Новиот општ каталог на длабоконебесни тела.
Лабрадорска струја
Лабрадорската струја ― студена струја во Северниот Атлантски Океан која тече од Северноледениот Океан на југ по брегот на Лабрадор и минува околу Њуфаундленд, продолжувајќи на југ по источниот брег на Канада во близина на Нова Шкотска. Во близина на Нова Шкотска, оваа струја на студена вода се среќава со топлата Голфска струја што се движи кон север. Комбинацијата на овие две струи создава густа магла и исто така создаде едно од најбогатите риболовни полиња во светот.
NGC 3087
Објектот бил предмет и на други истражувања, па освен како NGC 3087 се споменува и како MCG 0-26-3, CGCG 8-12.
Откривање
Објектот е откриен на 22 јануари 1865 година од страна на Алберт Март, со помош на рефлекторски телескоп, чијашто леќа имала пречник од 18,7 см.
Лабрадорска струја
Пренос на санти мраз
Лабрадорската струја има тежнеење понекогаш да оди подалеку на југ и/или на исток од нормалното. Ова може да создаде опасни услови при испорака, бидејќи може да носи санта мраз во областа на Атлантикот каде што обично не се наоѓаат. Познато е дека струјата пренесува ледени брегови на југ до Бермудите и на исток до Азорите. По потонувањето на Титаник во 1912 година, Меѓународната ледена патрола била создадена за да ги следи ледените брегови, вклучувајќи ги и оние пронајдени во областите на океанот каде што ретко се наоѓаат.
NGC 3087
Податоци од набљудување
Според морфолошката класификација на галаксиите, NGC 3087 е од видот Sb. Видливиот сјај со голо око изнесува 13,9 m, а оној во рамките на интервалот од минималната до максималната честота 14,7 m, додека површинскиот сјај изнесува 13 m/лм2. NGC 3087 има привидни димензии од 1,2' х 0,4'.
Астрономски податоци
Објектот е од епохата Ј2000.0. Неговата ректасцензија, односно аголот измерен меѓу еклиптиката и небесниот екватор со теме во пролетната точка, изнесува 10 ч 0 м 10,9 с, а неговата деклинација, односно висината на лакот на тој агол, - 2° 58' 33". Положбениот агол на објектот е во износ од 145°.
Други поделби
Проучување на NGC 3087 е вршено од повеќе истражувачи, па поради тоа е вклучен и во други познати збирки според различн критериуми на поделба. Така, во Каталогот на најважните галаксии (PGC), објектот се среќава со ознаката 28924. Во рамките на атласот на длабокото небо, Уранометрија 2000.00, објектот припаѓа на групата означена со бројот 234; додека во Каталогот на основни ѕвезди (GSC) е групиран под бројот 7177.
Уметноста во 1954 година
1954 година во уметноста содржи некои значајни настани.
Радислебен
Радислебен — село и поранешна општина во округот Харц, во Саксонија-Анхалт, Германија. Од 1 јануари 2010, е дел од градот Баленштет.
Скала на вселенски растојанија
Скала на вселенски растојанија (или вонгалактичка скала на растојанија) — низа на методи кои се користени од страна на астрономите, за да се определи растојанието до небесните тела. Вистинско директно мерење на растојанието на астрономско тело е можно само за оние тела кои се „доволно близу“ (околу илјада парсеци) од Земјата. Техниките за определување на растојаниета до подалечните тела се засновани на методи за блиски растојанија и методи за далечни растојанија. Некои од методите се засноваат на стандардна свеќа, односно астрономско тело за кое е позната сјајноста.
Аналогијата со скала произлегува бидејќи ниту една техника не може да се користи за мерење на различните растојанија во астрономијата. Па така, за блиските тела се користи една техника, а дрѕуга техника се користи за блиски и средни растојанијаитн. Секој чекор на скалата обезбедува информации за растојанијата на следниот повисокиот чекор.
Директни мерења
Во основата на скалата се основните мерења за растојанија, каде растојанијата се определени директно, без да се има потреба да се знае природата на телото кое се разгледува. Прецизното мерење на местоположбите на ѕвездите е дел од дисциплината наречена астрометрија.
Астрономска единица
Директното мерење на растојанијата се заснова на астрономска единица (ае), што пак е дефинирана како средното растојание меѓу Земјата и Сонцето. Кеплеровите закони обезбедуваат прецизни односи за големините на орбитите на телата во орбита околу Сонцето, но обезбедува мерење за големината на целокупниот орбитален систем. За да се определи растојанието меѓу некое тело и Земјата се користи радар. Од тоа мерење и односот на двете големини на орбитите, се пресметува Земјината орбита. Оваа орбита е определена со апсолутна точност од неколку метри и релативна прецизност од околу.
Историски, набљудувањата на премините на Венера биле од огромно значење за определување на ае; во првата половина на век,од голема важност биле и набљудувањата на астероидите. Моментално орбитата на Земе определена со голема прецизност користејќи радарски мерења за растојанието до Венера и останатите блиски планети и астероиди, и преку следењето на летовите на вселенските летала во нивните орбити околу Сонцето, низ Сончевиот Систем.
Паралакса
Најважните основни мерења за растојанието се добиени преку тригонометриската паралакса. Како што Земјата се движи околу Сонцето, положбата на блиските ѕвезди малку ќе се промени во однос на подалечните позадински ѕвезди. Овие промени се агли на рамнокрак триаголник, при што основата на триаголникот ќе биде 2 ае (растојанието меѓу крајните положби во Земјината орбита околу Сонцето), а пак растојанието до ѕвездата во крајните положби на основата ќе биидат краците на тој триаголник. Големината на промената е многу мала, околу 1 лачна секунда за тело на растојание од 1 парсек (3,26 светлосни години), и понатамошно се смалува како што растојанието се зголемува. Астрономите вообичаено растојанието го изразуваат во единица мерка парсеци (паралаксна лачна секунда), светлосна година е мерка која ја користат средствата а информирање.
Бидејќи паралаксата станува се помала за поголеми ѕвездени растојанија, прецизни мерења може да се добијат само за ѕвезди, кои се доволно блиски да имаат паралакса поголема неколкупати од прецизноста на мерењето. Во 1990-ите, на пример, мисијата „Хипаркос“ ги определила паралаксите за преку стотина илјади ѕвезди со прецизност од околу лачни милисекунди, со што се добиени корисни растојанија за ѕвездите на растојанија од неколку стотина парсеци. WFC3 на вселенскиот телескоп „Хабл“ поседува потенцијал да даде прецизност од 20 до 40 микролачни секунди, со што би се добиле веродостојни мерења сè до 5.000 парсеци или 16.000 ly за мал број на ѕвезди. Во 2018 година, Податочната база 2 од вселенската мисија Гаја обезбедува слично прецизни растојанија за повеќето ѕвезди чии светлосни велични не надминуваат 15.
Ѕвездите поседуваат брзина која е релативна во однос на Сонцето, која пак е причина за сопственото движење (преминот преку небесниот свод) и радијалната брзина (движење кон или од Сонцето). Сопственото движење се определува со исцртување на променетата положба на ѕвездите во текот на многу години, додека пак радијалната брзина се добива преку мерење на Доплеровата промена на ѕвездениот спектар предизвикана од движењето долж линијата на набљудување. За група на ѕвезди од истата спектрална класа и слична светлосна величина, средна паралакса може да се добие од статистичката анализа на сопствените движења релативно на радијалните брзини. Овој метод на статистичка паралакса е корисен за определување на растојанието до сјајни ѕвезди кои е на растојанија поголеми од 50 парсеци и џиновски променливи ѕвезди, како што се кефеидите и променливите од типот на RR Лира.
Движењето на Сонцето низ просторот обезбедува подолга основа со што се зголемува прецизноста на мерењата на паралаксата, познати како секуларна паралакса. За ѕвездите во дискот на Млечниот Пат, ова соодвествува на основа од 4 ае годишно, додека пак за ѕвездите од ореолот основата изнесува 40 ае годишно. По неколку десетолетија, основата може да биде неколкупати поголема од основата Земја-Сонце, која се користи за определување на традиционалната паралакса. Сепак, секуларната паралакса внесува поголема неодреденост поради тоа што релативната брзина набљудувана кај ѕвездите е дополнителна непозната. Кога ќе се примени кај поголем број на ѕвезди, неодреденоста се намалува; неодреденоста е обратнопропорционална на квадратниот корен на големината на примерокот.
Паралаксата на подвижно јато е техника каде движењата на поединечните ѕвезди во блиско јато може да се искористат да се одреди растојанитето до јатото. Оваа техника може да се користи само кај расеаните јата кои се доволно блиску до Земјата. На пример растојанието добиено за Хијадите историски е важен чекор во скалата на растојанија.
Други поединечни тела, може да имаат мерења за заснована проценка на растојанието при специјални услови. Ако ширењето на облакот гас, како на пример кај остатокот на супернова или пак планетарната маглина, може да се набљудува во текот на определен временски период, може да се добие тн. ширечка паралакса и може да се добие проценка за растојанието до облакот. Овие мерења сепак имаат неодредености поради отстапувањето на телото од сферноста. Двојните ѕвезди кои се и видливи и спектроскопски двојни ѕвезди, на ист начин може да се процени растојанието, и не се јавува геометриска неодреденост. Заедничката одлика на овие методи е дека мерењето на аголното движење се зема заедно со мерењето на апсолутната брзина (вообичаено добиена преку Доплеровиот ефект). Проценката на растојанието потекнува од пресметката колку далеку треба да биде телото за да апсолутната брзина се усогласи со набљудуваното аголно движење.
Ширечките паралакси може да дадат проценки за растојанието до тела кои се навистина многу далечни, бидејќи изблиците материја од суперновата имаат големи брзини на ширење и величина (споредбено со ѕвездите). Дополнително, тие може да се набљудуваат со радиоинтерферометри кои може да мерат многу мали аголни движења. Преку взаемност на овие мерења се добива процената за растојанијата до суперновите во другите галаксии. Иако од корист, овие случаи се доста ретки, па се важни за проверки за постојаност на скалата на вселенските растојанија, отколку за директно определување на растојанијата.
Стандардни свеќи
Скоро сите астрономски тела користени како показатели за физичкото растојание се припадници на класа која поседува позната сјајност. Преку споредување на оваа позната сјајност со онаа на набљудуваното тело, растојанието до тоа тело може да се определу со употреба на законот за обратните квадрати. Овие тела чија сјајност е позната се познати под името стандардни свеќи, поим смислен од страна на Хенриета Сван Ливит.
Сјајноста на телото може да се изрази преку апсолутната величина. Оваа величина е изведена од логаритмот за сјајноста набљудувана на растојание од 10 парсеци. Привидната величина, односно величината која што е набљудувана од набљудувачот (се користи инструмент наречен болометар), може да се исмери и употреби заедно со апсолутната величина за да се пресмета растојанието D до одредено тело во килопарсеци (при што 1 kpc е 1000 pc) и следи:
или
каде m е привидната величина, а пак M е апсолутната величина. За ова да биде попрецизно, двете величини мора да се во истиот честотен појас и не може да постои релативно движење во радијалната насока.
Потребни се и методи кои ќего земат предвид на меѓуѕвезденото згаснување, што предизвикува телата да бидат потемни и поцрвени, особено ако телото е во прашинесто или гасовито подрачје. Разликата меѓу апсолутната и привидната величина на телото се нарекува модул на растојание, и астрономските растојанија, особено меѓугалактичките растојанија се пресметуваат на овој начин.
Проблеми
Постојат два проблеми за секоја класа на стандардни свеќи. Првиот е баждарењето, односно определувањето на точната апсолутна величина на телото, кое ќе биде стандардна свеќа. Овде се вклучува и дефинирањето на класата доволно добро за да се препознаат поединечните членови, и изнаоѓањето на доволно членови од класата со добро определени растојанија за да постои можност нивната вистинска апсолутна величина да се определи со голема прецизност. Вториот проблем е во препознавањето на членовите на класата, и по грешка да не се искористи стандардна баждарна свеќа на тело кое не е припадник на класата. При крајни растојанија, каде што е и потребата од употреба на показател за растојанија, овој проблем на препознавање може да биде доста сериозен.
Значаен проблем со стандардните свеќи е и постојаното прашање колку се тие всушност стандардни. На пример, сите набљудуваља на суперновите од тип-Ia укажуваат дека оние кои се на исти растојанија имаат иста сјајност (при што исправка се врши преку обликот на светлинската крива). Основата за оваа близина во сјајноста е прикажана подолу; сепак постои можност дека подалечните супернови од тип-Ia имаат поинакви својства од поблиските супернови од тип-Ia. Употребата на суперновите од типот-Ia е од голема важност за определување на точниот космолошки модел. Ако навистина својствата на сууперновите од типот-Ia се различни за поголеми растојанија, т.е. ако екстраполацијата на нивното баждарење до арбитраните растојанија не е точно, занемарувајќи ја овааа промена може да доведе до опасна пристрасност во добивањето на космолошките параметри, особено при добивањето на параметарот за густина на материјата.
Дека не станува збор за чисто филозофско прашање може да се забележи од историјата на мерењата за растојанија со употреба на Кефеиди. Во 1950-ите, Валтер Баде забележал дека блиските Кефеиди кои се користеле за баждарење на стандардната свеќа биле од различен тип од оние кои се користеле за мерење на растојанието до блиските галаксии. Блиските Кефеиди биле ѕвезди од ѕвезденото население I, ѕвезди со многу повисока металичност за разлика од подалечните Кефеиди, ѕвезди припадници на ѕвезденото население II. Како резултат на ова, ѕвезденото население II биле посјајни од она што се мислело, и кога ќе се направеле исправки, се добивале растојанија двојно поголеми до ѕвездените јата во блиските галаксии, а со тоа и за полупречникот на Млечниот Пат.
Стандардна сирена
Гравитационите бранови со потекло од воспиралната фаза кај збиените двојни системи, како што се неутронски ѕвезди или црни дупки, имаат корисно својство енергијата што ја оддават како гравитационо зрачење произлезено исклучиво од орбиталната енергија на парот, и последичното смалување на нивните орбити директно се набљудувани како зголемување на честотата на оддадените гравитациони бранови. Исправката на чекорот на промена на честотата f е определен од
каде G е гравитационата константа, c е брзината на светлината, и \mathcal{M} е единствен (а и пресметлив ) број наречен делотворна маса на системот, комбинација на масите(m_1,m_2) на двете тела
Преку набљудување на брановиот облик, може да се пресмета делотворната маса а преку нејзе и моќноста (чекорот на оддаавање на енергијата) на гравитационите бранови. Па така, овој гравитационен бранов извор е стандардна сирена со позната гласност.
Како и стандардните свеќи, според оддадените и примените амплитуди, обратноквадратниот закон го определува растојанието до изворот. Но сепак постојат одредени разлики од стандардните свеќи. Гравитационите бранови не се оддаваат изотропски, но мерењето на поларизацијата на бранот обезбедува доволно информации за да се определи аголот на оддавање. Детекторите на гравитационите бранови исто така поседуваат анизотропски антенски шеми, па потребно е да се знае местоположбата на изворот на небото релативно во однос на детекторот за да се определи приемниот агол. Воопштено, ако бранот е детектиран од мрежа на три детектори на различни местоположби, мрежата ќе измери доволно информации за да ги направи потребните исправки и да се определи растојанието. Исто така за разлика од стандардните свеќи, на гравитационите бранови не им е потребно баждарење со други измерени растојанија. Мерењето на растојанието сепак побарува баждарење на детекторите на гравитационите детектори, но тогаш растојанието е дадено основно преку повеќекратни бранови должини на ласерската светлина во употреба во гравитационо-бранов интерферометар.
Постојат и други услови кои ја ограничуваат прецизноста на растојанието, покрај баждарењето на детекторите. За среќа, гравитационите бранови не подлежат на згаснувањето кога минуваат низ определена средина. Но тие подлежат на гравитационо искривување, на ист начин како и светлината. Ако сингналот е силно гравитационо искривен, тогаш можно е да биде детектиран како повеќе настани, временски раздвоени (налик на повеќекратните слики на квазарите). Потешко за контрола и разликување е ефектот на слабо гравитационо искривен, при што сигналот при своето движење е под влијание на многубројни мали зголемувањачки или намалувањачки настани. Ова ќе биде од важност за сигналот кој потекнува од космолошки црвени поместувања поголеми од 1. Конечно, тешко е за детекторските мрежида ја измерат прецизно поларизацијата на сигналот, доколку двојниот систем е набљудуван скоро челно; овие сигнали страдаат од значително поголеми грешки при мерењето на грешките. За несреќа, двојните ѕвезди зрачат претежно нормално на орбиталната рамнина, па така челните сигнали се природно силни и најчесто набљудувани.
Ако парот се состои од неутронски ѕвезди, нивното спојување ќе биде проследено од експлозија на килонова/хипернова што ќе овозможи прецизно определување на местоположбата со помош на електромагнетни телескопи. Во овие случаи, црвеното поместување на родната галаксија овозможува определување на Хабловата константа H_0. Ваков случај е и GW170817, која била употребена за да се направи првото вакво мерење. Дури и кога нема електромагнетен содружник може да се препознае како збир на сигнали, можно е да се искористи статистички метод за да се потврди вредноста на H_0.
Стандарден линијар
Друга класа на показател за физичко растојание е стандарден линијар. Во 2008 година, предложено е галактичките пречници да се сметаат како стандарден линијар за определување на космолошките параметри. Неодамна во употреба била и физичката скала добиена од барионски акустични осцилации (БАО) во почетокот на универзумот. Во младиот универзум (пред рекомбинацијата) барионите и фотоните се расејуваат едни од други, и образуваат силно сврзана течност која може да спроведува звучни бранови. Брановите имаат извори во исконските густински превирања, и се движат со брзина која може да се предвиди од густината на барионите и другите космолошки параметри. Вкупното растојание кои овие звучни бранови можат да го изминат пред да настане рекомбинацијата се определува непроменлива скала, која се шири заедно со универзумот по рекомбинацијата. Па така БАО може да обезбеди стандарден линијар кој може да се измери во галактичките прегледи од ефектите на барионите на галактичките јата. Методот поискува обемно галактичко прегледување со цел да се направи скалата видлива, но е измерена со одредено процентуално ниво на прецизност (Погледајте барионски акустични осцилации). Скалата зависи од космолошки параметри како што се густините на барионите и материјата, и бројот на неутрина, па растојанијата засновани на БАО се позависни од космолошкиот модел отколку од оние засновани на месните мерења.
Светлосното ехо може да се користи како стандарден линијар, иако е предизвик точно да се определи геометријата на изворот.
Показатели за галактички растојанија
Со неколку исклучоци, растојанијата засновани на директните мерења се достапни само до околу илјада парсеци, што е скромен дел од нашата галакција. За растојанија поголеми од овие, мерењата зависат од физичките претпоставки, односно, помислата дека некој би го препознал телото кое е предмет на набљудување, и класата на тела е доволно хомогена на начин што нејзините членови може да се употребат за значајни проценки на растојанијата.
Физички показатели за растојанија, кои прогресивно се користат на поголемите скали за растојанија ги вклучуваат:
Фитување со главната низа
Кога ќе се исцрта апсолутната светлосна величина на група ѕвезди наспроти спектралната класификација на ѕвездата, во ХР-дијаграмот, се добиваат развојни шеми кои се поврзани со масата, староста и составот на ѕвездата. Особено, при периодот на водородното согорување, ѕвездите се наоѓаат на крива на дијаграмот наречена главна низа. Со мерењето на овие својства од ѕвездениот спектар, може да се определи местоположбата на ѕвездата на ХР-дијаграмот, и со тоа е определена апсолутната светлосна величина.Споредбата на оваа вредност со пивидната светлосна величина овозможува да се добие приближна вредност за растојанието, по земањето предвид на меѓуѕвезденото згаснување на сјајноста поради присуството на гас и прашина.
Склала на вонгалактички растојанија
Скалата на вонгалактички растојанија е низа на техники кои се користат денес од астрономите за да се определи растојанието до космолошките тела надвор од нашата галаксија, кои не може лесно да се определат со традиционалните методи. Некои процедури ги користат својстата на овие тела, како што се ѕвездите, збиените ѕвездени јата, маглините, и галаксиите како целини. Други методи се засновани повеќе на статистика и веројатности на тела како што се галактичките јата.
Вилсон–Бапуев ефект
Откриен во 1956 година од страна на Олин Вилсон и Ваину Бапу, Вилсон–Бапуевиот ефект го користи ефектот познат како спектроскопска паралакса. Многу од ѕвездите имаат особености во нивните спектри, како што се калциумовата K-линија, укажувачи на нивната апсолутна ѕвездена величина. Растојанието до ѕвездата може да се пресмета од нивната привидна ѕвездена величина користејќи го модулот на растојание.
Постојат големи ограничувања за овој метод за ѕвездени растојанија. Баждарењето на јачината на спектралните линии има ограничена прецизност и побарува исправка за меѓуѕвезденото згаснување. Иако теориски овој метод ја има можноста да обезбеди веродостојни пресметки за растојанијата до ѕвездите сè до растојанија од 7 мегапарсеци (Mpc), но во пракса се користи за ѕвезди кои се на растојанија од стотици килопарсеци (kpc).
Класични Кефеиди
За растојанија надвор од дофатот на Вилсон–Бапуевиот ефект, следниов метод се заснова на односот период-сјајност на класичните Кефеиди. Следниов математички запис може да се искористи за а се пресмета растојанието до галактичките и вонгалактичките класични Кефеиди:
Неколку проблеми го усложнуваат користењето на Кефеидите како стандардни свеќи и активно се тема на разговор, поистакнати се: природата и линеарноста на односот период-сјајност при различни појаси и улогата која ја има металичноста врз нулата и косината на овие равенки, и ефектите од фотометриското загадување (треперење) и променлив (вообичаено непознат) закон за згаснување кај растојанијата до Кефеидите.
Овие нерешени проблеми доведуваат до тоа вредноста на Хабловата константа да се движи меѓу 60 км/с/Mpc и 80 км/с/Mpc. Решавањето на овој провблем е еден од најважните нерешени проблеми во астрономијата од причина што некои од космолошките параметри на универзумот може да се определат попрецизно доколку е прецизно определена Хабловата константа.
Кефеидите биле важен инструмент во заклучоците на Едвин Хабл во 1923 година за M31 (Андромеда) дека е галаксија надвор од нашата, односно не станува збор за маглина во Млечниот Пат. Тој бил во можност да го пресмета растојанието до M31 и добил дека изнесува 285 Kpc, денешната пресметана вредност изнесува 770 Kpc.
Колку што е набљудувано до денес, спиралната галаксија NGC 3370, во соѕвездието Лав, ги содржи најдалечните Кефеиди кои се забележани и тоа на растојание од 29 Mpc. Кефеидите во никој случај не се совршени за определување на растојанијата: кај ближните галаксии тие даваат грешка од околу 7% и до 15% за подалечните галаксии.
Супернови
Постојат неколку различни методи во кои суперновите може да се искористат за да се определат вонгалактичките растојанија.
Мерење на фотосферата на супернова
Може да се претпостави дека суперновата се шири сферично симетрично во сите насоки. Ако суперновата е доволно близу, за да може да се измери аголната ширина, θ(t), на фотосферата, може да се искористи равенката:
каде d е растојанието до суперновата, Vej е радијалната брзина на исфрлениот материјал (може да се претпостави дека Vej еднаква на Vθ и е сферично симетрична).
Овој метод е добар само доколку суперновата е доволно близу за прецизно да се определи фотосферата. Слично, обвивката на гас не е совршено сферична ниту пак е апсолутно црно тело. Дополнително и меѓуѕвезденото згаснување ќе повлијае на прецизните мерења на фотосферата. Овој проблем станува сè поголем од страна на суперновите чии јадра колабираат. Сите овие фактори придонесуваат до појава на грешка од околу 25%.
Светлинска крива на супернова од типот Ia
Суперновите од типот Ia се еден од најдобрите начини за да се определат вонгалактичките растојанија. Овој вид на супернови се случува кога постои двојна ѕвезда, пришто една од компонентите е бело џуџе кое ја насобира материјата од придружната ѕвезда. Како што белото џуџе стекнува материја, и последователно ќе ја надмине Чандрасекаровата граница оод.
Кога оваа маса е достигната, ѕвездата постанува нестабилна и започнува неконтролирана фузиона реакција. Бидејќи сите супернови од типот на Ia експлодираат при иста маса, и нивните апсолутни светлосни величини се исти. Ова ги прави да бидат многу корисни стандардни свеќи. Сите супернови од типот Ia имаат стандардна сина и видлива величина од:
Па така, кога се набљудува супернова од типот Ia, ако е можно да се определи максималната светлосна величина, може да се определи и растојанието до истата. Но не е потребно суперновата да се набљудува при максимумот, ако се употреби методот на повеќебојниот облик на светлинската крива (ПОСК), обликот на светлинската крива (снимен по разумен временски период по првичната експлозија) се спореди со семејството на параметарски криви со кои ќе се определи апсолутната светлосна величина при максималната сјајност. Овој метод исто така го зема предвид и меѓуѕвезденото згаснување, предизвикано од прашината и гасот.
На сличен начин, развлечниот метод ја споредува светлинската крива со определени светлински криви за светлосните величини на суперновите. Оваа шема, не е претставува неколку светлински криви при различни бранови должини како кај (ПОСК) туку е една светлинска крива која е развлечена (или збиена) во времето. Користејќи го овој развлечен фактор,може да се определи максималната светлосна величина.
Новите како определувачи на растојанија
Новите може да се користат на ист начин како и суперновите за да се определат вонгалактичките растојанија. Постои директна поврзаност помеѓу максималната величина кај новите и времето кое е потребно за да се намали видливата светлина за две величини. Оваа равенка може да се запише на следниов начин:
каде \dot{x} е изводот од светлосната величина на новата, опшувајќи го просечниот чекор на опаѓање за првите две величини.
Откако ќе се ослабат новите, тие се сјајни како и повеќето Кефеиди, па така и двете техники ги имаат истите максимални растојанија: ~ 20 Mpc. Грешката која е јавува кај овој метод како неопределеност изнесува околу ±0,4.
Светлосна функција на збиено ѕвездено јато
Врз основа на методот на споредба на сјајностите на збиените ѕвездени јата (сместени во галактичкиот ореол) од далечните галаксии во јатото Девица, светлосната функција на збиено ѕвездено јато има неопределеност во пределувањето на растојанијата од околу 20% (или 0,4 величини).
Американскиот астроном Вилијам Алвин Баум е првиот кој се обидел да искористи збиено ѕвездено јато за да го определи растојанието до елиптичните галаксии. Тој го споредувал најсјајното ѕвездено јато во галаксијата Девица A со оние во галаксијата Андромеда, земајќи предвид дека сјајностите на јатата се исти во двете галаксии. Знаејќи го растојанието до Андромеда, Баум претпоставил постоење на директна поврзаноср и го пресметал растојанието до Девица A.
Баум користел само едно збиено ѕвездено јато, но поединечните јата се слаби стандардни свеќи. Канадскиот астроном Рене Расин претпоставил дека употребата на светлосната финкција ќе доведе до подобра процена. Бројот на збиени ѕвездени јата како функција од величините е определена од:
каде m0 е стандардната величина, M0 е величината на јатото во Девица, а сигма е расејувањето од ~ 1,4 mag.
Важно е да се запомни дека е претпоставено дека сите збиени ѕвездени јата поседуваат подеднакви сјајности низ универзумот. Не постои сеопфатна светлосна функција на збиено ѕвездено јато која би се применувала за сите галаксии.
Светлосна функција на планетарна маглина
Како и претходно спомнатиот метод, сличен метод на бројчена анализа може да се искористи и за планетарните маглини (имајте во предид дека се повеќе од една!) во далечните галаксии. Светлосната функција на планетарна маглина (СФПМ) била првично предложена кон кеајот на 1970-ите од страна на Холанд Кол и Дејвид Џенер. Тие предложиле дека сите планетарни маглини можно е да имаат подеднаква максимална природна сјајност, која денес е преметана и изнесува M = −4,53. Ова би ги направило истите да бидат можни стандардни свеќи за определување на вонгалактичките растојанија.
Астрономот Џорџ Хауард Џејкоби и неговите соработници подоцна предложиле дека функцијата на СФПМ е еднаква на:
каде N(M) е бројот на планетарни маглини, со апсолутна светлосна величина од M. M* е еднаква на маглината си најсјајната величина.
Метод на површински светлосни промени
Следниов метод се занимава со целокупните основни својства на галаксиите. Овие методи, иако имаат променливи процентни грешки, имаат способност да дадат проценка за растојанија поголеми од 100 Mpc, иако се користи само месно.
Методот на површинските светлосни промени (ПСП) ја користи предноста на CCD камери и телескопи. Поради просторните промени во површинската сјајност, одредени пиксели кај овие камери ќе опфатат повеќе ѕвезди од други. Сепак, како што се зголемува растојанието сликата ќе станува се помазна. Анализата на ова опишува величина на промена од пиксел до пиксел, што едиректно поврзана со растојанието до галаксијата.
Однос D–σ
Односот D–σ, кој се користи кај елиптичните галаксии, се поситоветува со аголниот пречник (D) на галаксијата и нејзината расејувачка брзина. Од голема важност е точно да се објасни што претставув D, за да се разбере овој метод. Станува збор, попрецизно, за пречникот на галаксијата до површинска сјајност од 20,75 B-mag arcsec−2. Оваа површинска сјајност е независна од растојанието до нас. Па така, D е обратнопропорционално на растојанието до галаксијата, запишано како d. Оттука, овој однос не користи стандардни свеќи. Наместо тоа, D е стандарден линијар. Овој однос меѓу D и σ е:
каде C е константа која зависи од растојанието до галактичките јата.
Овој метод има можност да стане еден од најсилните методи за преметување на галактичките растојанија, можеби и надминувајќи го опсегот на Тали-Фишеровиот метод. Денес, сепак, елиптичните галаксии не се доволно сјајни за да обезбедат баждарење на овој метод со употребата на техники како кај Кефеидите. Наместо ова, баждарењето е направено со погруби методи.
Преклопување и размер
Последователните показатели за растојанија, што всушност се скалата за растојанија, е од потреба за да се определат растојанијата до галаксиите. Причината е што телата што се доволно сјајни за да се препознаат и измерат при тие растојанија се многу ретки од причина што неколку или ниедно не се во непосредна близина, па така од малкуте примери кои се доволно близу со веродостојна тригонометриска паралакса за баждарење на показателот. На пример, Кефеидите, едни од најдобрите показатели за спиралните галаксии, не може да се избаждарат само преку паралаксата, иако мисијата „Гаја“ може да помогне во разрешувањето на овој метод. Оваа ситуација е дополнително усложнета од фактот што различни ѕвездени населенија не ги поседуваат сите видови на ѕвезди. Кефеидите особено се масивни ѕвезди, со краткорочен животен век, и тие ќе се забележат само на места каде ѕвездите се создадени неодамна. Последователно, бидејќи елиптичните галаксии одамна немаат големи ѕвездени збирови, тие немаат Кефеиди. Наместо тоа, мора да се користат показателите за растојанија чии потекла се во големина на ѕвездените населенија (како новите и променливите од типот на RR Лира). Сепак, променливите од типот на RR Лира се со помала сјајност од Кефеидите, и новите се непредвидливи и потребно е постојано набљудување и среќа за програмот да може да собере доволно нови во целната галаксија за да направи добра проценка на растојанието.
Бидејќи подалечните чекори во вселенската скала на растојанија зависат од поблиските, подалечните чекори во себе ги вклучуваат и ефектите од грешките во поблиските чекори, дали систематски или статистички. Резултатот од овие пропагациони грешки значи дека растојанијата во астрономијата ретко се познати до ниво на прецизност како во другите науки, и дека проценката на растојанието до подалечните тела е уште понепрецизна.
Друг загрижувачки проблем, особено за многу сјајните стандардни свеќи, е нивната "стандардност": односно колку се хомогени телата при нивната вистинска апсолутна светлосна величина. Кај некои од овие различни стандардни свеќи, хомогеноста се заснова на теории за создавањето и развојот на ѕвездите и галаксиите, и од оваа причина подлежи на неопределености. За најсјајните показатели на растојанија, суперновите од типот на Ia, познато е дека имаат слаба хомогеност, сепак не постои друга класа на тела кои се посјајни за да се забележат на тие растојанија, па оваа класа е од важност бидејќи не постојат други реални решенија.
Резултатот од набљудувањара на Хабловиот закон, пропорционалната врска меѓу растојанието и брзината со која галаксијата се движи од нас (познато како црвено поместување) е прозивод на вселенската скала на растојанија. Едвин Хабл забележал дека потемните галаксии се со поголема црвена поместеност. Определувајќи ја вредноста на Хабловата константа било резултат на работа низ десетлетија од бројни астрономи, кои ги насобирале податоците за црвените поместувања на галаксиите и подоцна за нивно баждарење во чекорите на вселенската скала на растојанија. Хабловиот закон е главниот начин за процена на растојанијата до квазарите и далечните галаксии кај кои не може да се разделат и видат поединечните показатели за растојанија.
Јеховини сведоци
Јеховини сведоци се милениумска  обновителна христијанска деноминација со нетринитаријарни верувања за разлика од главното христијанство. Според годишникот од 2016 на Јеховините сведоци, од август 2019 година, организацијата известува за целиот свет членство од над 8,6 милиони следбеници кои се вклучени во евангелизирање, присуство на над 12 милиони, и на годишниот меморијал присуство од над 20.919.041. Тие се управувани од страна на водечко  тело на Јеховините сведоци, група на старешини во Бруклин, Њујорк, кој ги воспоставува сите доктрини. Верувањата на Јеховините сведоци "се засновани на нивните толкувања на Библијата и тие предпочитаат да го користат својот превод, Новиот Свет Превод на Светото Писмо. Тие веруваат дека уништувањето на денешниот свет систем на Армагедон е неизбежно и дека воспоставувањето на Божјото царство на земјата е единствено решение за сите проблеми со кои се соочува човештвото.
Групата се појавила од библиското студентско движење основано во доцните 1870-тите од страна на Чарлс Тејз Расел со формирањето на здружението сионска стражарска кула,со значителни организациски и доктринални промени под раководство на Јосиф Франкин Ратерфорд. Името Јеховини сведоци, е врз основа на Исаија 43:10-12, кое било усвоено во 1931 година за да се разликуваат од другите библиски студентски групи и да симболизира прекин од наследството од Раселовите традиции.
Религијата се развила како одговор на она што го виделе како компромис и корупција во општото христијанство. Не ги признаваат Светото тројство, пеколниот оган, бесмртноста на душата и свештенството како важечки додатоци на изворното христијанско учење. Името „Јеховини сведоци“ е земено од Исаија 43:10 во 1931 година. Горенаведената организација издава религиозни материјали од крајот на 19 век; најпознати се списанијата „Стражарска кула“ и „Разбудете се!“. Во 2019 имале околу 20,92 милиони луѓе што редовно или повремено ги посетуваат нивните собири. Сепак, како членови ги вбројуваат само оние што се јавуваат како објавители секој месец. За 2019 службена година, (од септември 2018 до август 2019) најголем број на објавители бил 8.683.117.
Главната тема на нивното учење е прославување на Божјето име и оправдување на Неговиот суверенитет, преку Неговото царство, со Исус Христос како негов владетел. Сведоците веруваат дека владеењето на Исус започнало со Второто пришествие или присуство на Спасителот, што било означено како пророштво на крајот на „Времињата на паганите“. Веруваат дека ова се случило невидливо во 1914 година.
Други учења на Сведоците ја вклучуваат употребата на еврејското Господово име, Јехова (или Јахве) коешто се сретнува повеќе од 7 000 пати во изворните библиски списи, обично преведено како „ЈХВХ“ или Јахве и верувањето дека употребата на неговото име и познавањето на неговото име е важен дел од обожувањето. Веруваат дека смртта на Исус била неопходна за исправањето на гревот направен од првиот човек, Адам, отворајќи го патот на надежта за вечен живот на човечкиот род. Исто така дел од нивното учење е дека 144 000 луѓе ќе добијат живот на небото како совладетели со Исус Христос, кои ќе го водат остатокот од човештвото до совршеност на рајска Земја за време на илјадагодишното владеење. Јеховините сведоци веруваат дека за време на Армагедон, којшто треба да се случи во блиска иднина, грешните ќе бидат уништени, а преживеаните, покрај милионите што ќе бидат воскреснати, ќе оформат ново општество над кое ќе владее небесна влада, со Спасителот Исус Христос како Цар. Така човештвото ќе има можност да живее вечно во земен рај - можност, бидејќи сѐ зависи од нивните дејствија по воскреснувањето.
Позицијата на религијата во врска со приговорот на совеста на воената обврска и одбивањето да ги поздрават националните знамиња ја донеле во конфликт со некои влади. Како резултат на тоа, некои Јеховините сведоци биле прогонувани и нивните активности се забранети или ограничени во некои земји. Постојаните правни предизвици од страна на Јеховините сведоци имаат влијание законодавство поврзано со човековите права во неколку земји.
Во Македонија првите припадници на оваа религиска група се појавиле во Струмица во 1938 година, под влијание на словенечкиот брачен пар Тучек, кој престојувал таму, а првата заедница на Јеховините сведоци била формирана во селото Вељуса, Струмичко во 1957 година.
Слобода на говорот и мисла
Доктрините на Јеховините сведоци се воспоставуваат од страна на водечкото тело, без консултација со другите членови. Религијата не толерира дисидентство за доктрините и практиките. Членовите кои отворено не се согласуваат со учењата на религијата се избегнувани. Публикациите на здружението Стражарска кула силно ги обесхрабруваат следбениците од преиспитување на своите доктрините, со расудување дека на Друштвото е да му се верува како "Божја организација". Таа, исто така, предупредува членовите да "се избегнува  независно размислување", тврдејќи дека ваквото размислување "било воведено од страна на Сатана ѓаволот" и "ќе предизвика поделби". . Тие кои отворено не се согласуваат со официјалните учења се осудени како "отпадници".
Одбивање на трансфузија на крв
Јеховините сведоци одбиваат трансфузија на крв, кои ги сметаат за кршење на Божјиот закон, врз основа на нивната интерпретација на Дела 15:28, 29 и некои други стихови. Од 1961 година свесното прифаќање на трансфузија на крв од страна на непокајнички член е основа за екскомуникација од религијата. Литературата на "Општество стражарска кула"  ги насочува Сведоците да одбиваат трансфузија на крв, дури и во "живот или смрт ситуација". Јеховините сведоци прифаќаат безкрвни алтернативи и други медицински процедури наместо на трансфузија на крв, и "Општество стражарска кула" обезбедува информации за сегашните безкрвни медицински процедури.
Иако Јеховините сведоци не прифаќаат трансфузија на крв, тие може да прифатаат некои фракции на  крвна плазма  на нивна сопствена совест. "Општество стражарска кула" нуди пред-форматирани трајни полномошни документи за забрана на големи крвни компоненти, во кој членовите можат да се определат за кои дозволени фракции и третмани тие лично ќе ги прифатат. Јеховините сведоци имаат воспоставено врски со болничките комитети како договор за соработка меѓу поединечни Јеховините сведоци и медицински професионалци и болниците.
Пропаднати предвидувања
Публикациите на Јеховините сведоци тврдат дека Бог ги користи Јеховините сведоци (претходно, Меѓународните Библиски студенти) да се разгласи неговата волја   и  дека им обезбедил  посебно  предвидување за Армагедон и за формирањето на Божјото царство. Некои нивни публикации, исто така, тврдат дека Бог го користи Јеховините сведоци и Меѓународниот Библијата студенти, како денешен пророк. Нивните публикации направиле различни предвидувања за светските настани кои веруваат дека биле пророчени во Библијата. Пропаднатите предвидувања доведоа до промена или напуштање на некои доктрини. Некои пропаднати предвидувања од Стражарска Кула беа беа претставени како "несомнени" или "одобрени од страна на Бог".
21. источен меридијан
21. источен меридијан (21° ИГД) — меридијан што минува од Севернот Пол низ Северноледениот Океан, Атлантскиот Океан, Европа, Африка и Индискиот Океан, Јужниот Океан.
Протегање
Почнувајќи од Севернот пол, па на југ до Јужниот Пол, меридијанот 21° ИГД минува низ:
! Координати ! Земја, територија, море ! Белешки > и минува веднаш западно од островот Реплот и копното на 🇫🇮 > Западен Кејп
Чучка Чешма (Лугунци)
Чучка Чешма — археолошко наоѓалиште во велешкото село Лугунци. Наоѓалиштето претставува населба од римското време. Во непосредната близина на чешмата оддалечена 2 км јужно од селото, на површина од околу два хектари се среќаваат делови од керамички садови, питоси и множество градежен материјал.
Централна Екваторија
Централна Екваторија (Central Equatoria, الاستوائية الوسطى al-Istiwāʾiyya al-Wusṭā) е една од десетте сојузни држави на Јужен Судан. Централна Екваторија има површина од 22.956 км2 и главен град на оваа држава е Џуба. Централна Екваторија порано била именувана како Бахр ал-Џебел што во превод од арапски значи „Планинска Река“. Ова име било променето во денешното од страна на Јужен Судан на 1 април 2005 година.
Административна поделба
Централна Екваторија, како останати сојузни држави во Јужен Судан, е поделена на окрузи. Окрузите понатака се поделени на пајами и бомаси. Секој округ е управуван од окружен комесар кој е назначен од претседателот. Окрузите во Централна Екваторија се:
Поважни градови во Централна Екваторија се: Џуба, Каџо Кеџи, Лирија, Мангала, Рокон, Тали, Јеи, Гемаиза, Томбек, Тиндило, Муни и Реџонг.
Уметноста во 1955 година
1955 година во уметноста содржи некои значајни настани.
Ангус Дитон
Ангус Стјуарт Дитон (Angus Stewart Deaton, р. 19 октомври 1945) — шкотско-американски микроекономист.
Во 2015 г. ја добил Нобеловата награда за економија за неговата анализа на потрошувачката, сиромаштијата и економската благосостојба.