cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Сулфат
Сулфат — повеќеатомски анјон со емпириска формула. Сулфатите се соли на сулфурната киселина и многу од нив се добиваат од неа. Солите, киселинските деривати и пероксидите на сулфатот наоѓаат широка примена во индустријата и се среќаваат во секојдневниот живот.
Структура
Сулфатниот анјон се состои од средиштен сулфурен атом обиколен од четири еквивалентни кислородни атоми во тетраедарско устројство. Истата симетрија ја има метанот. Сулфурниот атом е во оксидациската состојба +6, а четирите кислородни атоми се во состојба −2. Сулфатниот јон носи севкупен набој од −2 и претставува конјугирана база на бисулфатот (или водородсулфатниот јон),, кој пак е конјугирана база на сулфурната киселина. Органските сулфатни естри како диметил сулфатот се ковалентни соединенија и естри на сулфурната киселина. Тетраедарската молекуларна геометрија на сулфатниот јон е предвидена во теоријата за одбивањето на електронските парови во валентата обвивка (VSEPR).
Сврзување
Првиот опис на сврзувањето во денешна смисла го дал Гилберт Луис во неговиот пионерски труд од 1916 г. каде сврзувањето е опишано како електронски октети околу секој атом, т.е. без двојни врски и формален полнеж од +2 на сулфурниот атом.
Подоцна Лајнус Полинг се послужил со теоријата на валентните врски да претположи дека најважните резонантни канонски структури имаат две пи-врски со d-орбитали. Сметал дека набојот на сулфурот се намалува во склад со неговото начело на електронеутралнсот. Врската S−O е долга 149 пм, пократка од должината на врските во сулфурната киселина од 157 пм за S−OH. Полинг зборува за двојно врзување како образложение за кусоста на врската S−O. Неговата употреба на d-орбитали поттикнала дебата за релативната важност на пи-сврзувањето и поларноста на врските (електростатичко привлекување) како предизвикувач на скусуваање на врската S−O. Постигнат е широк консензус дека d-орбиталите играат улога, но не толку значајна како што сметал Полинг.
Дарворд Крукшенк прв го дал денес општоприфатениот опис кој опфаќа врски pπ – dπ. Во овој модел, целосно зафатените p-орбитали на кислородот се преклопуваат со празните d-орбитали на сулфурот (претежно dz2 и dx2–y2). Меѓутоа, во овој опис врската S−O има значаен јонски карактер, и покрај извесната вклученост на π. Кај сулфурната киселина, пресметковната анализа (со орбитали на природни врски) го потврдува јасниот позитивен набој на сулфурот (теоретски +2,45) и мала исполнетост на 3d. Оттука, претставата со четири единечни врски е оптималната Луисова структура наместо онаа со две двојни врски (затоа Луисовиот модел наместо Полинговиот). Во овој модел структурата се води по октетното правило и распределбата на нбојот е во склад со електронегативноста на атомите. Нескладот помеѓу должината на врската S−O во сулфатниот јон и должината на врската S−OH во сулфурната киселина се должи на предавањето на електрони од p-орбиталата од завршните врски S=O во сулфурната киселина во противврзувачките орбитали S−OH; нивното ослагување дава подолги врски од второспоменатото.
Сепак, Полинговата претстава на врзувањето за сулфатот и другите соединенија со кислород од главната група и денес се мошне чести во учебниците. Привидната противречност се расчистува ако разбереме дека ковалентните двојни врски во Луисовата структура всушност претставуваат врски кои се силно поларизирани преку 90 % кон кислородниот атом. Од друга страна, во структурата со двополова врска, набојот е локализиран како слободен пар на кислородот.
Добивање
Металните сулфати се добиваат со следниве постапки:
Својства
Постојат бројни примери за јонски сулфати, и многу од нив се високорастворливи во вода. Исклучоци се калциум сулфатот, стронциум сулфатот, олово(II) сулфатот и бариум сулфатот, кои слабо се растворуваат. Радиум сулфатот е најнерастворливиот познат сулфат. Дериватот на бариумот е корисен во гравиметриската анализа на сулфатите: ако додадеме раствор од бариумски соли, на пример од бариум хлорид, во раствор со сулфатни јони, бариум сулфатот ќе се наталожи како белузлав прав. Оваа лабораториска постапка често се применува за да се испита присуството на сулфатни анјони.
Сулфатниот јон може да делува како лиганд кој се сврзува со еден кислород (еднозапчен) или два кислорода како хелат или мост. Пример за ова се комплексот или неутралниот метален комплекс  каде сулфатниот јон делува како двозапчен лиганд. Метално-кислородните врски во сулфатните комлекси може да имаат значаен ковалентен карактер.
Стопанска примена
Сулфатите имаат широка примена во индустријата. Еве некои поважни соединенија:
Застапеност во природата
Сулфаторедуцирачките бактерии, некои анаеробни микроорганизми како оние што живеат во талогот или близу хидротермалните извори, користат редукција на сулфатите заедно со оксидацијата на органските соединенија како извор на енргија за хемосинтеза.
Историја
Некои сулфати им биле познати на алхемичарите. Витриолните соли (од лат. vitreolum, „стаклест“) се така наречени бидејќи се првите познати проѕирни кристали. Зелената галица е железо(II) сулфат хептахидрат, ; синиот камен е бакар(II) сулфат пентахидрат, и белиот витриол е цинк сулфат хептахидрат,. Стипсата е двоен сулфат на калиумот и алуминиумот со формулата кој одиграл улога во развојот на хемиската индустрија.
Еколошки ефекти
Сулфатите се јавуваат како микроскопски честички (аеросоли) кои нстануваат од согорувањето на фосилни горива и биомаса. Тие ја зголемуваат киселоста на атмосферата и создаваат кисел дожд. Анаеробните сулфаторедуцирачки бактерии Desulfovibrio desulfuricans и D. vulgaris можат да ја отстранат црната сулфатна кора која често ги потемнува зградите.
Главни ефекти на климата
Главниот непосреден ефект на сулфатите врз климата е расејувањето на светлината, кое го зголемува Земјиното албедо. Овој ефект е умерено добро проучен и води до заладување од негативно зрачно наложување 0,4 W/m2 во однос на прединсутриско време, делумно поништувајќуи го поголемиот (околу 2,4 W/m2) затоплувачки ефект на стакленичките гасови. Ефектот е просторно многу нерамномерен, и најприсутен е низструјно од големите индустриски подрачја.
Првата посредна последица е наречена Тумиев ефект. Сулфатните аеросоли делуваат како кондензациони јадра за облаците, што води до поголеми броеви на помали водени капки. Поголем број на помали капкички ја расејуваат светлината подобро од помалку и поголеми капки.
Друг посреден ефект се следствените ефекти од зголемениот број на кондензациски јадра. Се предлага дека тоа вклучува сузбивање на ситниот дожд, зголемена висина на облаците, олеснувајќи го образувањето на облаци при ниска влага и продолжувајќи го животниот век на облаците. Сулфатите може да предизвикаат и промена во распределбата на големината на честичките, што влијае врз зрачните својства на облаците на начини кои не се потполно сфатени. Во вториот посреден ефект се вбројуваат хемиските ефекти како растворањето на растворливи гасови и малку растворливи супстанции, депресијата на површинскиот напон кај органските супстанции и и промени во коефициентот на сместивост.
Посредните ефекти веројатно имаат дејство на разладување, можеби до 2 W/m2, макар што неизвесноста е многу голема. Сулфатите со тоа се чинител на глобаното затемнување. Тие исто така се голем придонесувач во стратосферскиот аеросол настанат со оксидација на сулфур диоксидот вметнат во неа од импулсивни вулкани како што е избувот на Пинатубо на Филипините во 1991 г. Овој аеросол има разладувачко влијание врз климата во текот на неговото присуство во стратосферата од 1 до 2 години.
Водород сулфат (бисулфат)
Водородсулфатниот јон, наречен и бисулфатен јон, е конјугирана база на сулфурната киселина. Сулфурната киселина се класификува како силна киселина; во водни раствори таа целосно се јонизира, образувајќи хидрониумски и водородсулфатни  јони. Со други зборови, сулфурната киселина има поведение на Бренстед-Лауриева киселина и се депротонира, создавајќи водородсулфатен јон. Водород сулфатот има валентност 1. Пример за сол со јонот е натриум бисулфатот,. Во разредени раствори, водородсулфатните јони исто така се одвојуваат, образувајќи уште хидрониумски јони и сулфатни јони.
NGC 4767
NGC 4767 — елиптична галаксија во соѕвездието Кентаур, заведена во Новиот општ каталог на длабоконебесни тела.
Објектот бил предмет и на други истражувања, па освен како NGC 4767 се споменува и како ESO 323-36, MCG -6-28-23, DCL 362.
Откривање
Објектот е откриен на 21 април 1835 година од страна на Џон Хершел, со помош на рефлекторски телескоп, чијашто леќа имала пречник од 18,7 см.
Податоци од набљудување
Според морфолошката класификација на галаксиите, NGC 4767 е од видот E5. Видливиот сјај со голо око изнесува 11,5 m, а оној во рамките на интервалот од минималната до максималната честота 12,5 m, додека површинскиот сјај изнесува 12,7 m/лм2. NGC 4767 има привидни димензии од 2,6' х 1,2'.
Други поделби
Проучување на NGC 4767 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 43845. Во рамките на атласот на длабокото небо, Уранометрија 2000.00, објектот припаѓа на групата означена со бројот 402; додека во Каталогот на основни ѕвезди (GSC) е групиран под бројот 7776. Објектот е забележан и во фотографското истражување спроведено од Паломарската опсерваторија во 1958 година, каде што се споменува во групата под број N/A.
Хунта
Хунта (junta) — советодавна или административна власт. Во секојдневниот говор се однесува на авторитарна држава водена од високи воени лица. Хунтите, како и воените диктатури, најчесто произлегле од воен пуч. Зборот „хунта“ буквално значи „сојуз“ и се однесува на армиски команданти кои ја презеле власта по насилен пат од веќе избраниот претседател, премиер или монарх.
Многу често воените хунти се трансформираат во демократски избрани влади предводени од воените водачи. Изборната победа може да биде поради поддршка од јавноста, политички притисок на власта врз гласачите или изборна измама.
Мучен
Мучен (Mutzschen) — поранешен град во округот Лајпциг, во сојузната покраина Саксонија, Германија. Се наоѓа 13 километри источно од Грима и 21 километар северозападно од Дебелн. Од 1 јануари 2012 година бил припоен кон градот Грима.
Кече
Кече (qeleshe или plisi) — бела капа што традиционално ја носат Албанците. Широко прифатена е низ териториите населени со Албанци, и денес е дел од традиционалната албанска носија. Висината и формата на капата се разликуваат во однос на населеното место. Кечето се изработува од едно парче волнен филц и необоен памук. Името потекнува од албанскиот назив за памук.
Зелениште (Валандово)
Зелениште — археолошко наоѓалиште во Валандово. Претставува некропола од раната антика. Наоѓалиштето лежи во дворот на здравствениот дом во градот, кога при изградбата на истиот е откриена некропола со гробови од типот циста, од обработени блокови од бигор, ориентирани во правец исток-запад. Со заштитното археолошко ископување во 1984 година, што го извршил Музејот на Македонија, се истражени 9 гроба, а голем дел е претходно уништен. Наодите се наоѓаат во споменатиот музеј.
Гобиска мечка
Гобиската мечка (Ursus arctos gobiensis) е под-вид на кафеава мечка која живее во пустината Гоби во Монголија. Денес се оначени како многу редок вид и исто така претставуваат загрозен вид. Популацијата на овие мечки се проценува на околу 30 единки. Гобиските мечки се срамежливи животни кои избегнуваат каков било контакт со човекот. Како и останатите мечки и овие се сештојади. Се разликуваат од останатите варијанти на кафеава мечка по подолгите екстремитети и златната нијанса на нивното крзно. Имаат должина од 1,5 метри и тежат помеѓу 90 и 100 килограми. Се смета дека оваа популација е останата од времето кога немало толку сурови климатски услови во овие региони.
Извори
Gobinkarhu
Нежиловски манастир
Нежиловски манастир — манастир во изградба во селото Нежилово, сместен на ридот над селото, до кој се стигнува преку земјен пат.
Градби во манастирот
Манастирскиот комплекс е составен од: манастирската црква и други помошни објекти.
Црква „Св. Петка“
Главната манастирска црква е посветена на Света Петка Римска, по која е и наречен целиот манастир.
Помошни објекти
Во рамките на манастирот има голем двор во кој се сместени помошни објекти.
Космос-1228
Космос-1228 — еден од над 2.400 советски вештачки сателити лансирани во рамките на програмата „Космос“.
Општи податоци
Сателитот е лансиран од космодромот Плесецк, СССР на 23 декември 1980 г. Во орбитата околу планетата Земја бил исфрлен од носечка ракета. Масата на сателитот при лансирањето изнесувала 40 килограми. Космос-1228 бил комуникациски сателит.
Орбитални податоци
Исфрлувањето на сателитот било на ниска орбита околу Земјата. Периодот на обиколување на сателитот околу Земјата изнесувал 114,4 минути, додека аголот на наклонетост на орбиталната рамнина во однос на рамнината на екваторот изнесувала 73,9°. Најголемото растојание од Земјата го достигнал на 1464 км, а најмалото на 1394.
Ножан ле Ротру
Ножан ле Ротру (Nogent-le-Rotrou) — општина во западниот дел на департманот Ер и Лоар во северна средна Франција. Ова е потпрефектура која лежи крај реката Хвисна, 56 километри западно од Шартр крај автопатот RN23. Местото било некогашен главен град на некогашната грофовија Перш.
Најголемата атракција во Ножан ле Ротру е замокот Сен Жан.
Личности
Ножан ле Ротру е родно место на Гистав Ле Бон, истакнат француски социопсихолог и социолог, основач на дисциплината психологија на толпата и инспирација за Хитлеровото дело „Мојата борба“.
Грб
Грб — специјална фигура, симболичко обликување, белег или амблем. Тоа е наследен, непроменет, постојан знак, составен според правилата на хералдиката, којшто служи за разликување на одделно лице, род, општество, институција, град, област, народ, држава, корпорација, стопанска или црковна организација.
Збиено ѕвездено јато
Збиено ѕвездено јато — топчест збир од ѕвезди кои кружат околу галактичкото јадро како сателит. Збиените јата се мошне цврсто сврзани од гравитацијата, која и всушност им го дава нивниот топчест облик и релативно големите густини на ѕвезди во нивното средиште.
Збиените ѕвездени јата кои можат да се најдат во ореолот на галаксијата, содржат многу ѕвезди и се мошне постари од помалку густите расеаните ѕвездени јата, кои можат да се најдат на дискот. Збиените ѕвездени јата се доста чести, до денес се познати над 150 до 158 збиени јата во Млечниот Пат, и можно е да има уште 10 до 20 кои сè уште не се забележани. Поголемите галаксии можно е да имаат повеќе ѕвездени јата (на пример, Андромеда можно е да има и до 500 ѕвездени јата). Некои џиновски елиптични галаксии, особено оние од средиштето на галактичките јата, како што е M87, имаат и до 13.000 збиени ѕвездени јата. Овие јата кружат околу галаксијата на големи полупречници, 40 килопасеци (приближно 131.000 сг.) или повеќе.
Секоја галаксија која има доволно маса во Месната Група има придружна група од збиени ѕвездени јата, и скоро секоја галаксија која е истражувана забележано е дека поседува збиени ѕвездени јата. Џуџестата елиптична галаксија Стрелец и оспорената џуџеста галаксија Големо Куче се во процес на оддаање на сопствените збиени ѕвездени јата (како што е Паломар 12) на Млечниот Пат. Ова укажува на тоа дека можно е повеќето од збиените ѕвездени јата се прибавени на ваков начин во минатото.
Иако наликува дека збиените ѕвездени јата содржат некои од првите кои се создадени во галаксијата, нивното потекло и нивната улога во галактичкиот развој се сеште нејасни. И навистина збиените ѕвездени јата се поинакви од џуџестите елиптични галаксии и биле создадени како дел од самата галаксија отколку како посебна галаксија. Но, скорешните размислувања на астрономите наведуваат дека збиените ѕвездени јата и џуџестите топчести галаксии не се посебни и различни видови на објекти.
Историја на набљудување
Вилијам Хершел започнал програма за извидување во 1782 година користејќи поголеми телескопи и можел одделно да ги забележат сите ѕвезди во 33-те тогаш познати збиени јата. Како дополнение тој пронашол уште 37 нови јата. Во каталогот за далечни објекти од 1789 година тој започнал да го користи името збиени јата за да ги опише овие објекти.
Бријот на новооткриени јата продолжил да се зголемува, достигнувајќи 93 ви 1930 година и 97 во 1947 година. Досега се откриени околу 152 збиени јата во Млечниот Пат, од претпоставените 180 ± 20. Овие дополнителни неоткриени јата се верува дека се затскриени зад гасот и прашината на Млечниот Пат.
На почетокот во 1914 година, Харлоу Шепли започнал серија на проучувања на збиените јата, и објавил преку 40 трудови. Тој ги разгледал и променливите RR Лира во јатата (за кој претпоставил дека се кефеиди) и истите ги искористил за да ги пресмета растојанијата до јатата. Подоцна, се утврдило дека променливите од типот RR Лира се многу послаби од кефеидите, поради што Шепли направил превид во пресметките на растојанијата.
Од збиените јата во нашиот Млечен Пат, повеќето се наоѓаат во близина на галактичкото јадро, и поголемиот дел лежат во близина на на страната на небесата сосредоточено во јадрото. Во 1918 г., оваа изразита асиметрична распределба била употребена од Шепли за да се определат димензиите на галаксијата. Претпоставујаки дека се работи за топчеста распределба на јатата околу галактичкото јадро, тој ги искористил местоположбите на јатата за да ја пресмета положбата на Сонцето во однос на галактичкото јадро. Иако неговата пресметка за растојанието содржела огромна грешка, сепак покажал дека димензиите бна галаксијата се многу поголеми од оние за кои претходно се знаело. Неговата грешка била поради правот во Млечниот Пат го намалувал количеството на светлина која пристигнувала од јатото до планетата Земја, па затоа истите како да биле на поголеми растојанија. Шеплиевата проценка, сепак била во истиот ред на величина како и денес прифатената вредност.
Класификација на јатата
Шепли бил потпомогната во своите истржувања од страна на Хенриета Хил Своп и Хелен Сојер Хог. Во 1927-29 година, Шепли и Сојер започнале да ги категоризираат јатата според степенот на концентрација кој јатото го поседува во јадрото. Најзбиените биле означени како класа I, па сè до концентрациони класи XII. Оваа класификација станала позната под името Шепли–Сојерова концентрациона класа. (Понекогаш се запишува и како [Класа 1–12] наместо да се користат Римски броеви.)
Создавање
Во моментот, создавањето на збиените јата е слабо разбрана појава, и нејасно дали ѕвездите во збиените јата се создадени во една генерација или пак се настанати во повеќе генерации во текот на неколку стотици милиони години. Во многу од збиените јата повеќето од ѕвездите се во ист степен на ѕвезден развој, што наведува дека истите се создадени во еден временски период. Но, историјата на создавањето на ѕвездите се менува од јато до јато. Пример за ова се збиените јата во Големиот Магеланов Облак ки имаат двогенерациска населоност со ѕвезди. За време на својата младост, овие јата од Големиот Магеланов Облак можно е да поминале низ џиновските молекуларни облаци кои биле причина за создавање на втората генерација на ѕвезди. Овој период на создавање на ѕвездите е мошне краток, во споредба со староста на многу од збиените јата. Исто така предложено е дека причината за повеќето генерации е бурното потекло. На приер, во галаксијата Антена можно е дда с забележат јата на јата, цли подрачја со јата кои се простираат на илијадници цг. и исите се судираат и спојуваат. Многу од нив имаат различни старости, а со та и можна металичост, и нивното спојјување можно е да е причина за повеќе генерации на ѕвезди да се присутни во едно збиено јато.
Набљудуњата на збиените јата покажале дека овие ѕвездени облици настануваат во подрачја каде има обемнос создавање на ѕвезди, и каде меѓуѕвездената средина има поголема густина отколку во подрачјата со нормално ѕвездено создавање. Збиените ѕвездени јата преовладуваат во ѕвездородните области и во заемоделовачките галаксии. Истражувањата покажуваат поврзаност меѓу масата на средишната супермасивна црна дупка и бројноста на збиените ѕвездени јата од елиптичните и леќестите галаксии. Масите на супермасивните црни дупки во вакви галаксии се со маса иста на збирот на масите на збиените ѕвездени јата во галаксијата.
Ниедно збиено јато до сега пронајдено нема активно создавање на ѕвезди, што е во согласност со тврдењето дека збиените јата се најстарите објекти во галаксијата, и се првите збирови ѕвезди кои биле создадени. Многу големи области на ѕвездено создавање се познати како суперѕвездени јата, како што е Вестерлунд 1 во Млечниот Пат, кои се пртходниците на збените ѕвездени јата.
Состав
Збиените јата најчесто се составени од стотици или илијадници слабо металични стари ѕвезди. Типот на ѕвезди кои можат да се сретнат во се слични со оние во испакнатоста во спиралната галаксија но во област со зафатнина од неколку милиони кубни парсеци. Во истите нема гас и прав и се верува дека целиот гас и рав одамна се претворил во ѕвезди.
Збиените јата можат да содржат висока густина ан ѕвезди, в просек околу 0,4 ѕвезди на кубен парсек, зголемувајќи се на 100 или 1000 на кубен парсек во центарот на јатото. Вообичаеното растојание меѓу ѕвездите во збиените јата е околу 1 сг., но во јадрото, раздвојувањето е со споредлива големина на Сончевиот Систем (100 до 1000 поблиску отколку што се ѕвездите во близина на Сончевиот Систем).
Но, се смета дека не се погодни за поддржување и опстанок на планетарни системи. Планетарните орбити се нестабилни во јадрата на густите јата поради гравитационите нарушувања од соседните ѕвезди. Планета која орбитира на 1 ае. околу ѕвезда која се наоѓа во јатото 47 Тукан ќе опстои само околу 108 години. Постои планетарен систем кој кружи околу пулсарот (PSR B1620−26) кој припаѓа на збиеното јато M4, но овие планети се создадени по создавањето на пулсарот.
Некои збиени јата, како Омега Кенатур во нашиот Млечен Пат и G1 во M31, се невообичаено масивни, со неколку милиони сончеви маси и многугенерациски ѕвезди. И двете можат да се сметаат за доказ дека супермасивните збиени јата се всушност јадрата на џуџести галаксии кои се проголтани од поголемите галаксии. Околу четвртина од ѕвездите во јатото во Млечниот Пат се забрзани по должина на џуџестата галаксија.
Неколку збиени јата (како M15) имаат масивни јадра кои всушност можно е да содржат црни дупки, иако симулациите дека попомала црна дупка или средишна концентрација на неутронски ѕвезди или масивни бели џуџиња можат да ја објаснат големата маса во центарот забележана од набљудувањата.
Металичност
Збиените јата вообичаено се состојат од II генерација на ѕвезди, кои имаат низок однос на елементи покрај водород и хелиум, во споредба со ѕвездите од I генерација на ѕвезди ѕвезди како што е Сонцето. Астрономите овие потешки елементи ги нарекуваат метали и односто на овие метали се нарекува металичност. Овие елементи се добиени преку ѕвезденото јадрено спојување и истите се преискористени во меѓуѕвездената средина, каде тие влегуваат во наредната генерација на ѕвезди. Оттука односто на метали може да биде показател за староста на ѕвездата, со што постарите ѕвезди имаа пониска металичност.
Холандскиот астроном Питер Остерхоф забележал дека има два вида на населености во збиените јата, кои денес се познати како Остерхофови групи. Втората група има слабо подолг период на променлива од RR Лира. Двете групи имаат слаби спектрални линии на метали. Но линиите на ѕвездите во Остерхофовиот тип I (OoI) јато не се толку слаби како кај оние од тип (OoII). Па затоа типот I се нарекуваат уште и јата богати со метали на пример како Терзан 7 ) додека пак типот II се ѕвезди во кои нема метали на пример јатотп ESO 280-SC06 ).
Овие две населености се набљудувани во многу галаксии, особено се присутни кај масивните елиптични галаксии. Двете групи се подеднакво стари колку и самиот универзум или пак имаат вредност блиска до онаа на универзумот, но се разликуваат според својата металичност. Многу сценарија се обидуваат да објаснат овие субнаселености, вклучувајќи ги тука и богатите со гасови спојувања на галаксии, забрзувањето на џуџестите галаксии, и многукратните фази на создавањето на ѕвездите во една галаксија. Во нашиот Млечен Пат, јатата со мала металичност се поврзуваат со ореолот, додека пак оние со голема металичност се поврзуваат со галактичката испакнатост.
Во Млечниот Пат откриено е дека поголемиот дел од јатата со мала металичност се подредени по должината на рамнината и надворешниот дел на галактичкиот ореол. Овој резултат ја потврдува претпоставката дека јататат од типот II се заробени од џуџести галаксии, отколку дека станува збор за најстарите членови на збиените јадра во Млечниот Пат. Разликата меѓу две јата може да се објасни со временското одолжување кога двете галаксии ги создале сопствените збиени ѕвездени јата.
Егзотични составни делови
Збиенитее јата поседуваат голема густина на ѕвезди, а со тоа и заемодејството и можноста од судири се чести појави. Поради овие случајни појави, постојат некои егзотични класи на ѕвезди, како што се сините талкачи, милисекундните пулсари и маломасните Х-зрачни двојни ѕвезди, и истите се почести кај збиените јата. Син талкач се создава кога две ѕвезди ќе се спојат, најверојатно станува збор за блиски двојни ѕвезди. Добиената ѕвезда има повисока температура отколку ѕвездите во непосредната близина и со тоа се разликува од ѕвездите на главната низа кои се создале на самиот почеток.
Астрономите биле во потрага по црни дупки во јадрата на јатата од почеткот на 1970 година. Разделната моќ потребна за овие набљудувања е можна само со употреба на вселенскиот телескоп Хабл, со ког и се направени првите откритија. Со независните програми, средноголема црна дупка со маса од 4.000 сончеви маси се претпоставува дека постои во збиеното јато M15 и црна дупка со маса од 20.000 сончеви маси во збиеното јато Мајал II во галаксијата Андромеда. И Х-зраците и радио оддавањата од Мајал II се во согласност со постоењето ан срдноголема црна дупка.
Овие јата се од особен интерес бидејќи станува збор за првите црни дупки кои се со средна големина, т.ее. се дижат меѓу вообичаените ѕвездени цни дупки и супермасивниит црни дупки коисео јадрата на галксиите. Масата на овие црни дупки е пропорционална на масата на јатата, следејќи шема која е слична кај супермасивните црни дупки и галаксиите во непосредна близина.
тврдењата за постоење на средноголеми црни дупки се сметаат за сомнителни и има одредено неверување во нивното постоење меѓу научниците. Најтешките објекти во јатото се очекува да го населат јадрото на јатото поради масовото одделување. Во трудовите на Холгер Баумгарт и соработниците, односот маса-светлина би требало да нараснува нагло кон центарот на јатото, дури и да не постои црна дупка во M15 и Мајал II.
Дијаграм боја-светлинска величина
[Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (ХР-дијаграм) е график на поголем број на ѕвезди на кои се прикажани светлинската величина на ѕвездите во однос на показателот на боја. Показателот на боја, С−В, е разликата меѓу светлинската величина на ѕвездата во сина светлина, или С, и светлинската величина во видливиот дел (зелено-жолта), или В. големите позитивни вредности уцрвени ѕвезди со мала површинска температура, додека пак негативните вредности укажуваат на сина ѕвезда со потопла површинска температура.
Кога ѕвездите во близина на Сонцето се претставени на ХР-дијаграмот, се добива приказ на ѕвезди со различни маси, старости и состави. Многу од ѕвездите се во близина на кривата со зголемена светлинска величина за топлите ѕвезди, кои се познати како ѕвезди од главната низа. Но дијаграмот вклучува и ѕвезди кои се во подоцнежниот развој и ја напуштиле главната низа.
Бидејжи сите ѕвезди во јатото се на исто растојание од нас, нивните светлински величини се разликуваат според нивната светлинска величина на ист начин. Ѕвездите од главната низа во јатото ќе се движат по линија за која се верува дека е слична за ѕвездите во непосредното соседство. прецизноста и претпоставката е потврдена со споредливите резултати добиени од краткопериодичните променливи ѕвезди, како што се оние од типот на RR Лира и кефеидите, со оние променливи ѕвезди во јатото.
Со споредување на овие криви на ХР- дијаграмот и може да се одреди светлинската величина на ѕвездите од главната низа во јатото. На овој начин се добива претстава за оддалеченоста на јатото, според светлинската величина на ѕвездите. Разликата меѓу релативната и апсолутната светлинска величина, модул на растојание, од кој се добива проценетата оддалеченост од Земјата.
Кога ѕвездите во одредено збиено јато се претстацвени на ХР-дијаграм, во многу случаи ѕвездите се подредуваат на кривата. Ова се разликува од ХР-дијаграмот на ѕвездите во близина на Сонцето бидејќи истите имаат различни старости и потекла. Обликот на кривата е својствен за групирања на ѕвезди кои биле создадени во ист период и од ист материјал, разликувајќи се само по својата пчетна маса. Како што местот на секоја ѕвезда на дијаграмот зависи од староста, обликот на кривата на дијаграмот за збиено јато може да се искористи за да се определи целокупната старост на јатото.
Најмасивните ѕвезди од главната низа ќе ја имаат и највисоката светлинска величина, и овие ќе бидат првите кои ќе станат џинови. Како што јатото старее, ѕвездите со помала маса исто така ќе станата џинови. Па така староста на едно јато може да се одреди според ѕвездите кои штотуку почнуваат да стануваат џинови. На овој начин се создава „колено“ во ХР-дијаграмот, кое е закривено кон горе десно од главната низа. Апсолутната светлинска величина е директна математичка функција од староста на јатото, па така може да се нацрта оска на старост паралелна на светлинската величина.
Во продолжение, староста на збиените јата може да се одреди со набљудување на температурата на најладните бели џуџиња. Вообичаената старост за збиените јата е 12,7 милијарди години. Ова е голема разлика во староста со расеаните ѕвездени јата кои се стари само неколку десетици милиони години.
Староста на збиените јата е блиска со староста на целокупниот универзум. Оваа ниска граница била значајна препрека во космологијата. Во почетокот на 90-тите од минатиот век, астрономите се соочиле со пресметките за староста на збиените ѕвездени јата кои имале старост поголема од староста на самиот универзум. Но, подобрите мерења на космолошките параметри на далечно небеснте извидувања од сателитите како COBE го разрешиле овој проблем како и сметачките модели на ѕвездениот развој имаат најразлични модели на мешаање.
Изучувањето на развојот на збиените јадра може да се искористи промената поради почетниот остав на гасот и правта од која се создало јатото. Со други зборови може да се следи промената на потешките елементи во составот на ѕвездите во јатото. Податоците добиени од проучувањата на збиените јата потоа се користат за проучување на развојот на Млечниот Пат како целина.
Кај збиените јата се набљудувани и неколку ѕвезди ко се познати под името сини талкачи, кои ја продолжуваат низата кон посјајните сини ѕвезди. Шптеклото на овие ѕвезди е сеште нејасно, но повеќето модели наведуваат дека овие ѕвезди се резултат на преносот на маса во повеќеѕвездените системи.
Морфологија
во споредба со расеаните јата, повеќето збиени јата остануваат гравитационо сврзани за временски периоди слични со староста на поголемиот број на ѕвезди во јатото. Но, можно е да се направи исклучок кога силните плимни заемодејства на некое друо помасивно тело же ги растераат ѕвездите во јатото.
Откако истите се создадени, ѕвездите во збиените јата почнуваат да си заемодејствуваат гравитационо. Како резултат векторите на брзините на ѕвездите постојано се приспособуваат, и ѕвездите ја губат историјата на нивната почетна брзина. Својствениот интервал кога ова се случува е наречен време на релаксација. Ова пак е поврзано со својствената должина на времето потребно на ѕвездата да го измине јатото како и од бројот на сончеви маси во системот. Вредноста на времето на релаксација зависи од јатото, но вредноста е од големина 109 години.
Иако збиените јата се општо топчести во обликот, може да дојде до елиптичност поради плимните заемодејства. Јатата во Млечниот Пат и галаксијата Андромеда се најчесто сплескани сфероиди, додека пак оние во Големиот Магеланов Облак се поелиптични.
Полупречници
Астрономите ја опишуваат морфологијата на збиените јата со употреба на стандардни полупречници. Станува збор за јадрениот полупречник (rj), делотворниот полупречник (rd) и плимниот полупречник (rp). Вкупната сјајност на јатото постепено се намалува со оддалечувањето од јадрото, и јадрениот полупречник е растојанието до кое се намалила сјајноста за половина. Споредливо количество е делотворниот полупречник, или растојанието во кое половина од вкупната сјајност од јатото е впиена. Овој полупречник е скоро секогаш поголем од јадрениот полупречник.
Треба да се има предвид дека делотворниот полупречник ги опфаќа и ѕвездите кои се во надворешните делови на јатото и кои се по должина на правецот на гледање, па теоретичарите би го употребиле и делотворниот масен полупречник (rm), полупречникот од јадрото кои содржи половина од вкупната маса на јатото. Кога делотворниот масен полупречник на јатото е мал во однос на целокупната големина, станува збор за густо јадро. Пример за вакво јато е М3, кое има вкупна видлива величина од околу 18 лачни минути, но делотворен масов полупречник од околу 1,12 лачни минути.
Скоро сите збиени јата имаат делотворен масов полупречник помал од 10 парсеци, иако три познати збиени јата имаат големи полупречници NGC 2419 (Rh = 18 пц) и Паломар 14 (Rh = 25 пц)).
Накрај плимниот полупречник е растојанието од центарот на збиеното јато на кое надворешната гравитација галаксијата има поголемо влијание на ѕвездите во јатото отколку самото јато. Ова е растојанието на кое единечни ѕвезди можат да бидат издвоени од јатото од страна на галаксијата. Плимниот полупречник за M3 е околу 38 лачни минути.
Поделба на масата, сјајност и јадрено рушење
При мерењето на Iкривата на сјајноста на дадено збиено јато како функција од растојанието до јадрото, повеќето јата во Млечниот Пат ја зголемуваат сјајноста како што растојанието се намалува, до одредено растојание до јадрото, по тоа растојание сјајноста се изедначува. Најлесто воа растојание е 1-2 парсеци од јадрото. Но околу 20 % од збиените јата имаат помината низ процес наречен „јадрено рушење“. Кај овие збиени јата, сјајноста продолжува да се зголемува сè до јадрото. Пример за јато на кое му се случило рушење на јадрот е М15.
Рушењето на јадрото се верува дека се случува кога масивните ѕвезди во збиеното јато се сретнуваат со помалку масивните придружници. Со текот на времето, динамичките процеси предизвикуваат единечните ѕвезди да се преселат од центарот на јатото во надворешноста. Ова доведува до губење на вкупната кинетичка енергија од јадрената област, што доведува останатите ѕвезди во јадрот да зафачаат покомпактна зафатнина. Кога се случува оваа гавотоплинска нестабилност, средишната област на јатото станува густо населена со ѕвезди и површинската сјајност на јатото добива експоннецјален раст. (Трбда се има предвид дека јадреното рушење не е единствениот механизам кој може да доведе до вака распределба на сјајноста, масивна црна дупка во јадрото моѓе да доведе до експоненцијален раст.) Во текот на долгорочни периоди на врем ова доведува до концентрирање на масивните ѕвезди во близина на јадрото, појава која се нареува поделба на масата.
Различните периоди на рушењето на јадрото можат да се поделат во три фази. За време на адолесценцијата, започнува процесот на рушењето на јадрото. Но, заемодејството меѓу двојните ѕвезди го спречуваа понатамошното рушење на јадрото и јатот станува средовечно. Накрај, средишните двојни ѕвезди се или растурени или исфрлени, што доведува до густа населенст на јадрото.
Заемодејството на ѕвездите во јадрото во рушење предизвикува да се создаваат двојни системи. Како што останатите ѕвезди заемодејствуваат со овие блиски двојни ѕвезди, ја зголемуваат енергијата на јадрото, кое предизвикува јатто да се прошири. Бидејќи времето за јадреното рушење е помало од староста на галаксијата, многу од збиените јата можно е да минале низ фазата на рушење на јадрото и потоа повторно се рашириле.
Вселенскиот телескоп Хабл е искористен за да се добијат убедливи докази за ѕвезденото масиво одвјување на збените јата. Потешките ѕвзди ја намалуваат брзината и се населуваат јадрото на јатото, додека пак полесните ѕвезди добиваат брзина и се населуваат во периферијата на јатото. Збиеното јато 47 Тукан, кое се состои од 1 милион ѕвезди, е едно од најгустите збиени јата на јужната полутопка. Ова јато било подложено на интензивно фотографско испитување, кое им овозможило на астрономите да го следат движењето на ѕвездите. Добиени се прецизни брзини за скоро 15.000 ѕвезди во ова јато.
Истражувањата на Џон Фрего од 2008 година во кое се опфатени 13 збиени ѕвездени јата во Млечниот Пат покажале дека три од нив поседуваат голем број на Х-зрачни извори, или рендгенски двојни ѕвезди, што наведува дека овие ѕвездени јата се средновечни. Претходно, овие збиени јата биле класифицирани како стари јата бидејќи имале многу тесни концентрации на ѕвезди во нивните средишта, друг вид на тест кој се користел за одредување на старост на јатата од астрономите. Наодите на повеќето збиени јата, вклучувајќи дека и останатите 10 јата проучувани од Фрего, не се средовечни како што се мислело порано, туку се всушност „адолесценти“.
Вкупните сјајности на збиените јата во Млечниот Пат и во галаксијата Андромеда можат да се моделираат како Гаусови криви. Оваа Гаусова крива може да се претстави како светлинската величина Mv и промената σ2. Оваа распределба на сјајноста на збиените јата е наречена функција на сјајност на збиените јата. (За Млечниот Пат, Mv = −7.20 ± 0.13, σ = 1.1 ± 0.1.) Оваа функција се користи и како стандардна свеќа за мерење на растојанијата до другите галаксии, под претпоставката дека збиените јата во другите галаксии ги следат истите начела како и оние во Млечниот Пат.
Симулации на n-тела
Пресметувањето на заемодејствата меѓу ѕвездите во збиеното јато побарува решавање на проблем кој се нарекува проблем на n-тела. Тоа значи, секоја од ѕвездите во јатото постојано заемодејствуваат со други N−1 ѕвезди, каде N е вкупниот број на ѕвезди во јатото. Потребната сметачка моќ на динамичката симулација се зголемува за пропорционално за N3, па за прецизно да се симулираат ѕвездените јата потребната сметачка моќ е огромна. Ефикасен метод за математичко симулирање на проблемот на n-тела во збиеното јато се прави на тој начин што јатот се дели на мали делови со одредена зафатнина и различни вредности за брзините, и употребата на веројатности за да се опише местоположбата на ѕвездите. Движењата се опишани со користење на равенката која се нарекува Фокер-Планкова равенка. Ова може да се разреши со употреба на упростен облик на равенката, или пак со користење на методот Монте Карло со користење на случајни вредности. Но симулацијата станува потешка кога треба да се вклучат ефектите од двојните ѕвезди и заемодејството на надворешните гравитациони сили.
Резултатите од симулациите на n-тела покажале дека ѕвездите може да се движат по невообичаени патеки низ јатото, често образувајќи кругови и најчесто се движат мошне директно кон јадрото отколку кога само една ѕвезда би орбитирала околу тежиште. Во продолжение, поради заемодејствата со другите ѕвезди со што се зголемува брзината, па некои од ѕвездите добиваат доволно енергија за да го науштат јатото. Во долги временски периоди ова би значело дека јатот со тек на времето целосно би се расејало,процес кој се нарекува испарување. Просечниот временски период потребен за расејување на збиеното јато е 1010 години. Во 2010 година се овозможи директно да се пресмета ѕвезда по ѕвезда, симулацијата на n-тела на во текот на животниот век на збиеното јато.
Двојните ѕвезди се значаен дел од вкупното население на ѕвездените системи, околу половина од ѕвездите се двојни ѕвезди. Бројчените симулации на збиените јата покажуваат дека двојните ѕвезди можат да го поткопаат или целосно спречат и го одведат во спротивна насока рушењето на јљадрото на збиените јата. Кога ѕвезда во јатото има средба со двојна ѕвезда, двојната ѕвезда станува поблиска при што се ослободува кинетичка енергија која се додава на единечната ѕвезда. Кога масивните ѕвезди се забрзани во јатото, се намалува собирањето на јадрото и се ограничува рушењето на јадрото.
Неопределени облици
Разликата меѓу типовите на јата не е секогаш јасна, и пронајдени се објекти кои се протнуваат низ границите на класификацијата. На пример, BH 176 на јужниот дел од Млечниот Пат има особености на расеано и збиено ѕвездено јато.
Во 2005 година, астрономите откриле целосно нов вид на ѕвездени јата во галасијата Андромеда, кое е, на неколку начини, многу е слично со збиените јата. Новооткриениот вид на јато содржи стотици илијади ѕвезди, сличин број на ѕвезди како и во збиените јата. Јатата споделуваат и други особености со збиените јата како што се ѕвездената населесност и металичноста. Она што ги разликува од збиените јата е дека овие се мошне поголеми, неколку стотини сг. напреку и густината е стотици паи помала. Растојаниата меѓу ѕвездите се многу поголеми во новооткриените издолжени ѕвездени јата. Овие јата според своите особености се наоѓаат меѓу, збиените јата и џуџести сфероидни галаксии.
Не е познато како се создаваат овие јата, но нивното создавање може да се поврзе со она на збиените јата. Бидејќи M31 има такви јата, додека пак Млечниот Пат ги нема, и ова е уште една непознатост која треба да се разјасни. Исто така не е познато дали некоја друга галаксија содржи ваков тип на ѕвездени јата, но би било чудно ако само M31 е единствената галаксија со ваков тип на јато.
Плимни средби
Кога збиените јата има блиска средба со пголема маса, како јадрената област на галаксијата. Разликата во привлечната сила на гравитацијата меѓу дел од јатото најблиску до масата ќе предизвика создавање на плимна сила. „Плимниот ударен бран“ настанува секогаш кога јатото минува низ рамнината на галаксијата.
Како резултата на плимниот ударен бран, можно е да се одвојат ѕвезди од ореолот на јатото, со што останува само јадрото на јатото. Ова плимно заемодејство создава траги од ѕвезди кои се простираат до неколку лачни степени од јатото. Овие издолжувања му претходат и го следат јатото по орбитата. Издолжувањата можат да насоберат значајни делови од оригиналната маса на јатото, и можат да создадат облици налик на грутки.
Збиеното јато Паломар 5, на пример, е во близина на апогалактичката точка во својата орбита откако минало низ Млечниот Пат. Издолжувања можат да се забележат пред и зад орбиталната патека на ова јато, протегајќи се на растојанија од 13.000 сг. Плимните заемодејства го одвекле поголемиот дел од масата на Паломар 5 и понатамошните заемодејства додека минува низ галактичката рамнина се очекува да го престворат јатото во долга линија налик на поток од ѕвезди кои кружат околу галактичкиот ореол.
Плимните заемодејства додаваат кинетичка енергија на збиеното јато, и драматично го зголемуваат испарувањето и намалувањето на големината на јатото. Не само што плимниот ударен бран ги отстранува надворешните ѕвезди од ѕвездените јата, но зголеменото испарување го забрзува процесот на рушење на јадрото. Сличен механизам можно е да функционира во џуџестите сфероидни галаксии како што е џуџестата галаксија Стрелец, која најверојатно минува низ плимно разрушување поради близината до Млечниот Пат.
Орбити
Постојат многу збиени јата со ретрогадна орбита околу Млечниот Пат. Во 2014 година беше откриено хипербрзинско збиено јато околу М 87, кое има брзина која ја надминува брзината потребна за напуштање на M87.
Планети
Во 2000 година, разултатите од потрагата по џиновски планети во збиеното јато 47 Тукан беа објавени. Недостигот од откритија наведува дека присутноста на елементи потребни за изградба на планети би изнесувала 40% од присутноста во Сонцето. Земјовидните планети се изградени од потешки елементи како силициум алуминиум железо и магнезиум. Малото количество на овие елементи во збиените јата значи дека ѕвездите во јатото имаат многу мала шанса да поседуваат планета со маса на Земјата, во споредба со ѕвездите во близина на Сонцето. Оттука ореолот на Млечниот Пат, вклучувајќи ги тука и збиените јата, неможат да поседуваат планета која ќе биде погодна за живот.
Сојуз на македонските организации
Сојуз на македонските организации (Съюз на македонските организации) — непартиска организација на наследници на македонски емигранти во Бугарија која цели да ги возобнови македонските братства според примерот на Сојузот на македонските емигрантски организации кој постои до 1950-тите години. Организацијата е основана како ВМРО–СМО (Внатрешна македонска револуционерна организација – Сојуз на македонските организации) на 7 јуни 1998 година во Софија од дејци на ВМРО–СМД, предводени од Христо Матов и Иван Татарчев, како и дејци на друштвата „Браќа Миладиновци“ од Софија, „Иван Михајлов“ од Гоце Делчев, „Парашкев Цветков“ од Плевен и фондацијата „Иван Михајлов“. Организацијата си ги поставува истите цели како и ВМРО–СМД: „чување на родовскиот корен и националниот идентитет на македонските Бугари, борба против македонизмот и србокомунизмот“. Дејците на ВМРО–СМО се незадоволни од постепено политизирање на ВМРО–СМД, лошо стопанисување на имотите на организацијата и возобновување на старите македонски друштва. Тие се спротивставуваат на раководството на ВМРО–СМД — Красимир Каракачанов, Анатолиј Величков, Валентин Китанов и други — кое пак ја обвинува ВМРО–СМО за обид за присвојување на имотите на братствата.
556
556 (Римски бројки) — престапна година според општоприфатениот календар. Тоа била 556 година од новата ера, 556. од првиот милениум, 56. од VI век и седма од 550-тите.
Други календари
Истата година се среќава поинаку во календарите на различни народи и култури. Меѓу попознатите се вбројуваат: византискиот, асирскиот, еврејскиот, римскиот, кинескиот, будистичкиот и исламскиот.