cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Аполон
Аполон или Феб (старогрчки: Ἀπόλλων = „уништувач“ или „човек-јаболко“) во старогрчката митологија а подоцна и во римската бил еден од дванаесетте главни божества на Олимп, заштитник на земјата, пролетта, ловот, младината, музиката, поезијата, пророците, танцот, морето, светлоста и сонцето, предводник на музите. За неговото раѓање постојат повеќе варијанти, а најчестата е онаа според која се раскажува дека е син на Зевс и Лета (или Латона кај Римјаните), брат близнак на божицата Артемида (кај Римјаните Дијана). Митот раскажува дека Аполон и Артемида биле плод од вонбрачната врска на Ѕевс и Лета и кога божицата Хера разбрала за тоа многу се налутила и, сакајќи да ѝ се одмазди на Лета, ѝ забранила да ги роди на било која земја, било тоа континент или остров. Очајна, Лета талкала сè додека не стигнала до островот Делос кој, согласно митот, не бил целосно прицврстен за почвата и така токму таму, Лета можела да го роди Аполон.
Култот кон Аполон
Култот кон богот Аполон се негувал во бројни места во грчкиот и римскиот свет од кои најпознатото е секако Делфи. За разлика од другите божества кои имале соодветни еквиваленти во римската митологија, овој бог бил директно преземен од Старите Грци. Така на пример, за време на Втората пунска војна биле воведени олимписки игри во чест на богот Аполон, а култот бил засилен во времето на императорот Август кој, за да ја зацврсти власта, тврдел дека води потекло токму од Аполон.
Во етрурската митологија можно е да се најде некоја врска меѓу Аполон и етрурскиот бог на громовите, Аплу или  Апуло. Сепак, сѐ уште не е сосем јасно дали Етрурците го презеле овој бог од старогрчката митологија.
Црква „Св. Фануриј и Св. Јован Претеча“ - Солун
Свети Фануриј и Свети Јован Претеча (Αγίου Φανουρίου και Τιμίου Προδρόμου) — црква во градот Солун, Егејска Македонија. Влегува во состав на Солунската епархија на Цариградската патријаршија.
Црквата се наоѓа во населбата Горна Тумба, на улица „Јанина“ бр. 130.
Храмот е изграден од грчките доселеници, дојдени во 1922 г. од Источна Тракија, Мала Азија, Кападокија и Понд. На 25 јуни/8 јули 1923 г. митрополитот Генадиј Солунски го поставил камен-темелникот на храмот. Проектант бил архитектот Рувенс. Црквата е отворена пет години подоцна, на 7 октомври 1928 г. од Генадиј Солунски. Наречена е по два светци — Свети Фануриј по желба на жителите, а Јован Претеча по желба на митрополитот.
Градбата претставува трикорабна базилика со женска црква. Во посебна зграда спроти храмот се канцелариите на свештениците и духовниот центар. Во храмот се чува икона на Богородица Владетелка на реката, донесена од дојденците од Родосто, како и мошти од Свети Арсениј и Свети Никола Планас.
Црквата има четири параклиси — „Сите Солунски Светители“ во дворот, „Свети Арсениј Кападокиски“, прилепен до храмот, „Свети Четириесет Маченици“ во женската црква и „Свети Никола Планас“, исто така во женската црква.
NGC 2292
NGC 2292 — спирална галаксија во соѕвездието Големо Куче, заведена во Новиот општ каталог на длабоконебесни тела.
Објектот бил предмет и на други истражувања, па освен како NGC 2292 се споменува и како ESO 490-48, MCG -4-16-22, VV 178, AM 0645-264, CGMW 2-41.
Откривање
Објектот е откриен на 20 јануари 1835 година од страна на Џон Хершел, со помош на рефлекторски телескоп, чијашто леќа имала пречник од 18,7 см.
Други поделби
Проучување на NGC 2292 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 19617. Во рамките на атласот на длабокото небо, Уранометрија 2000.00, објектот припаѓа на групата означена со бројот 318; додека во Каталогот на основни ѕвезди (GSC) е групиран под бројот 6529. Објектот е забележан и во фотографското истражување спроведено од Паломарската опсерваторија во 1958 година, каде што се споменува во групата под број 1335.
Џон Кокрофт
Сер Џон Даглас Кокрофт (Sir John Douglas Cockcroft – ) — британски физичар. Тој ја споделил Нобеловата награда за физика за разделување на атомското јадро со Ернест Волтон, и било инструментално за развитокот на јадрената енергија. Тој бил првиот мајстор на Черчил колеџот и закопан е во Вознесените парохиски гробишта во Кембриџ, заедно со својата жена Елизабет и синот Џон, познат како Тимотеј, кој умрел на две годишна возраст во 1929.
Јадрено истражување
Во 1928, почнал да работи на забрзувањето на протоните со Ернест Волтон. Во 1932, бомбардирале литиум со високоенергетски неутрони, електрони и протони и успеале да го пренесат во хелиумот и други хемиски елементи. Ова бил еден од најраните експерименти за размена на атомското јадро на еден елемент во друго јадро преку вештачки средства. Овој процес бил познат како „разделување на атомот“.
На почетокот на Втора светска војна, ја земал позицијата на помошник директор на научното истражување во министерството за снабрување, работејќи на радарот. Во 1944, раководел со канадскиот проект за атомска енергија и станал директор на Монтреалската лабораторија и лабораториите во Чалк Ривер, заменувајќи го местото на Ханс фон Халбан, кој претставувал опасност за безбедноста. Во 1946, се вратил во Велика Британија за да го воспостави истражувањето на атомска енергија во Харвел, зафатен со развивањето на британскиот програм за атомска енергија, воедно и првиот директор. Дури и по напуштањето на работното место, повторно бил замешан со Харвел. Бил назначен за командант на поредокот на британската армија во 1944, а во 1948 бил прогласен за витез.
Во повоениот период, организацијата под негова контрола станала дел од истражувањето на граничната соединување, вклучувајќи го „ZETA“ реакторот на соединување.
Лудоста на Кокрофт
Како директор на организацијата, славно инсистирал испуштањето на течноста за ладење да биде дел од реакторите кои произведувале плутониум, при голем трошок, и филтри со високи перформанси. Откако ова било решено, произведувале иконски грутки во форма на градбите. Реакторите биле дизајнирани да останат чисти и некородирани за време на употреба, иако не се сметало дека би имало какви било честички да бидат сопрени од филтрите. Овие филтри биле познати како „Лудоста на Кокрофт“ сè додека во еден од двата реактори не избувнал пожар во 1957, и филтрите спречиле несреќата да стане катастрофа. Теренс Прајс, иден научен советник во министерството за одбрана во 1960-те, посочил на тоа дека зборот „лудост“ не бил пристоен по инцидентот.
Личен живот
Кокрофт се оженил со Јунис Елизабета Крабтри (родена на 26 октомври 1898, починала на 4 октомври 1989) во 1925 и имале шест деца:
Починал во колеџот Черчил во Кембриџ, 18 септември 1967. Погребан е во Вознесените парохиски гробишта во Кембриџ, во истиот гроб каде што се неговата жена и неговиот син Џон, познат како Тимотеј. Џон Кокрофт е ноговиот правнук, познат во полето на кардиологијата и артериската вкочанетост.
Признание
Во 1951, Кокрофт, заедно со Волтон, добил Новелова награда за физика „за употреба на забрзани честички за проучување на атомското јадро“. Во 1959, станал првиот магистер на колеџот Черчил во Кембриџ. Бил претседател на Институтот за физика, Друштвото на физичари, и Британското здружение за напредок во науката. Кокрофт работел како канцелар во Австралискиот национален универзитет од 1961 до 1965. Тој ја добил американската награда „Атоми за мир“ во 1961. Го испорачал меморијалното предавање за Радерфорд во 1944.
Денес, шест градби во Оберинетото кралство се именувани по него:
Зимски олимписки игри 1968
X Зимски олимписки игри се одржале од 6 до 18 февруари 1968 година во Гренобл, Франција.
Ова биле првите Олимписки игри, кои неофицијлално имале маскота. Маскотата на игрите бил нацртаниот скијач Шус. Исто така, за првпат на Зимските олимписки игри биле воведени антидопинг и полови тестови за натпреварувачите.
Телевизиската компанија ABC ги емитувала натпреварите од игрите во боја, со што ова биле првите Олимписки игри со телевизиско емитување во боја.
Меѓународниот олимписки комитет дозволил спортистите од Источна и Западна Германија да ги претставуваат своите земји оделно.
Спортови
Учесниците на игрите се натпреварувале во 35 антпреварувачки дисциплини во 6 спортови. На игрите немало демонстративни спортови.
Земји-учеснички
Вкупно 1158 спортисти од 37 земји учествувале на игрите. За првпат на игрите учествувале претставници на Мароко, а за првпат спортистите од Источна и Западна Германија ги претставувале своите земји оделно.
Марта Брајдолф
Марта Софија Елизабет Брајдолф (21 март 1868 – 29 март 1956) била шведска политичарка и новинарка.
Ќерка на Џејкоб Форсблад и Аугуста Карлберг, е родена како Марта Софија Елизабет Форсблад на фарма во близина на Хјо. Отпрвин, таа се школувала дома, но потоа посетувала основно училиште во Јеншепинг. Семејната фарма била продадена во 1882 година и целото семејство се преселило во Јеншепинг. Нејзината мајка починала кога имала шеснаесет години. Студирала јазици во Франција и Швајцарија, а потоа заминала во Англија, каде продолжила со студии по јазици и работела како гувернанта. Таа се вратила во Јеншепинг кога имала 21 година и предавала англиски и француски во училиштето за девојки. Таа, исто така, преведувала вести и пишувала написи за регионални весници, вклучувајќи ги Гетеборгс Ханделс -ох Сјофартстидинг и Стокхолмс-Тидинген. Таа, исто така, придонесувала за неделни списанија како што е ', Idun и '.
Во 1898 година се омажила за, лекар. Истата година се преселиле во Кристинхамн. Двојката имала четири деца. Нејзиниот сопруг подоцна починал во 1939 година.
Таа се вратила на работа како новинар во 1910 година. Во 1916 година, таа основала женска група поврзана со десничарската партија Allmänna valmansförbundet (AVF) во Кристинехамн, која подоцна станала национална женска организација Nationalförbundet för Värmlands Kvinnoklubb. Таа служела како нејзин претседател. Таа била претседателка на Länskvinnoråd („Регионален женски совет“) од 1919 до 1942 година. Брајдолф била избран во првиот одбор на Централниот Квиннорад („Централен женски совет“) на AVF во 1921 година, а подоцна била негов потпретседател.
Таа исто така била претседател на локалниот Црвен крст и на Кристинехамн Хусмодерсфоренинг („Здружение на домаќинки“) во Кристинехам. Таа била избрана во општинскиот совет на Кристинехам во 1922 година, на должност до 1938 година.
Во 1949 година, Брајдолф се преселила во пензионерски дом во Кристинхамн. Таму починала на 88-годишна возраст.
Реини прстени
Можно е Сатурновата месечина Реја да има слаб прстенест систем кој се состои од три тесни, релативно густи појаси во рамките на диск од честички. Ова би било прво откривање на прстени околу месечина. Ова можно откритие било објавено во списанието Наука (Science) на 6 март 2008 година.
Во ноември 2005 година орбитерот Касини открил дека магнетосферата на Сатурн нема енергетски електрони во близина на Реја. Според тимот кој го открил ова, својствата на сатурновата магнетосфера најдобро се објаснува со претпоставката дека електроните се апсорбираат од цврст материјал во форма на екваторијален диск со честички, можеби со пречник од неколку дециметри до приближно еден метар и кој содржи неколку погусти прстени или лакови. Оптички насочените пребарувања за претпоставената прстенеста рамнина од неколку агли од камерата со тесен агол на Касини не успеале да пронајдат доказ за очекуваниот прстен, а во август 2010 година било објавено дека Реја најверојатно нема прстени, и дека причината за магнетосферско исцрпување, кој го има само кај Реја, е непозната. Но, екваторскиот ланец од сини траги на површината на Реја наведува дека порано имало судари со деорбитирачкиот материјал од прстенот и го остава прашањето нерешено.
Откривање
Војаџер 1 во 1980 забележал широко исцрпување на енергетските електрони заробени во магнетното поле на Сатурн низводно од Реја. Овие мерења, за кои немало логично објаснување, биле направени од поголема оддалеченост од мерењата на Касини.
На 26 ноември 2005 година, Касини извршил прелет над Реја. Поминал на растојание од 500 км од површината на Реја, низ магнетното поле на Сатурн, и ја набљудувал плазмата како што правел и кај другите сатурнови месечини, Диона и Тетида. Кога Касини преминал во плазмената сенка кај овие Месечини (регионите каде што месечините ја блокираат магнетосферската плазма да стигне до Касини), имало нагло прекинување на енергетските електрони. Меѓутоа, кај Реја, електронската плазма почнала да се намалува на осум пати поголемо растојание и постепено опаѓала до местото каде требало да има остар пад кога Касини ќе влезе во плазматската сенка на Реја. Поголемото растојание се совпаѓа со Хиловата сфера на Реја, т.е. растојание за 7,7 пати поголемо од пречникот на Реја, во чија што внатрешност доминира гравитацијата на Реја, а не таа на Сатурн. Кога Касини излезегувал од плазмената сенка на Реја, се случило истото, но по обратен распоред: нагло појавување на енергетски електрони, а потоа нивно постепено зголемување до Реиниот пречник на Хиловата сфера.
Овие отчитувања биле слични на оние на Енкелад, каде што водата што излегува од јужниот пол ја апсорбира електронската плазма. Меѓутоа, во случајот со Реја, апсорпцијата е симетрична на двата краја. Исто така, Инструментот за магнетосферска слика (МИМИ) забележал дека постепеното зголемување на енергетски електрони било прекинато со три остри падови на протокот на плазмата на двете страни од Месечината, шема која исто така била речиси симетрична.
Во август 2007 г., Касини повторно поминал низ плазмената сенка на Реја, но овојпат отишол подлабоко. Резултатите од неговите вчитувања беа слични на оние на Војаџер 1. По две години, во октомври 2009 година, било објавено дека збирот од мали светло ултравиолетови точки кои оцртувале линија долга три четвртини од обемот на Реја, во рамките на 2 степени од екваторот, може да претставуваат дополнителен доказ за прстен. Се претпоставува дека дамките се местата каде се судрил материјалот од прстенот по неговата деорбитација.
Нема слики или директно здогледување на материјалот за кој се смета дека ја апсорбира плазмата, но ако го има би било тешко да се открие. Со дополнителните набљудувања за време на прелетот на Касини на 2 март 2010 година не биле пронајдени докази прстен кој кружи околу Реја.
Толкување
Траекторијата на прелетување на Касини го отежнува толкувањето на магнетните вчитувања.
Апсорпцијата на магнетосферска плазма можеби е поради присуството на неутрален гас и прашина, но за да се објасни намалувањето на енергетските електрони потребни се многу поголеми количини од она што може да го измери Касини. Затоа, откривачите, предводени од Герејнт Џонс од Касини МИМИ тимот, тврдат дека намалувањето на енергетските електрони мора да е предизвикано од цврсти честички кои кружат околу Реја:"„Анализата на податоците од електроните покажува дека таа пречка е најверојатно во форма на диск со материјал со мала оптичка длабочина во близина на екваторската рамнина на Реја и дека дискот содржи цврсти тела со големина до ~ 1 m."Наједноставното објаснување за симетричните прекини во протокот на плазмата се „продолжени лаци или прстени од некој материјал“ кои кружат околу Реја во нејзината екваторска рамнина. Овие симетрични падови се донекаде слични со методот преку кој се откриени Урановите прстени во 1977 година. Малите отстапки од апсолутната симетрија може да се должат на „благ наклон кон сопственото магнетно поле“ или пак може да има „вообичаени отстапки на протокот на плазма“ наместо прстените да бидат асиметрични, кои пак од друга страна може да бидат кружни.
Не сите научници се сложуваат дека записите направени од Касини се предизвикани од систем на прстени. Нема прстени кои се гледаат на сликите, што значи дека тоа може да бидат само прашкасти честички. Исто така, ако има прстен од камења, се очекува тој да создаде прашина што веројатно би била видена на сликите.
Физика
Симулациите наведуваат дека цврсти тела можат стабилно да кружат околу Реја во близина на нејзината екваторска рамнина. Тие не би биле стабилни околу Диона и Тетида бидејќи тие месечини се многу поблиску до Сатурн и затоа имаат многу помали Хилови сфери, ниту околу Титан поради гравитацијата од неговата густа атмосфера.
Понудени се неколку предлози за можното потекло на прстените. Некој судар би можел да исфрли материјал во орбитата; ова би можело да се случи најмалку пред 70 милиони години. Мало тело би можело да биде разорено кога се нашло во орбитата на Реја. Како и да е, остатоците на крајот би се населиле во кружни екваторски орбити. Со оглед на можноста за долгорочна стабилност на орбиталата, можно е да се создале при создавањето на самата Реја.
За да постојат прстени, нешто мора да ги ограничува во таков облик. Тоа може да бидат месечинки или купчиња од материјал во дискот, слични на оние забележани во прстенот А на Сатурн.
Радиоастрономија
Радиоастрономија — гранка на астрономијата што се занимава со изучување на небесните објекти по пат на радиобранови. Првото забележување на радиоактивни бранови од астрономски објект било направено во 1930-тите години, кога чешко-американскиот научник Карл Јански забележал зрачење што доаѓа од Млечниот Пат. Со понатамошни набљудувања се утврдени и ред други извори на радиозрачење. Тука се вбројуваат ѕвездите и галаксиите, но и сосем нови класи на објекти како радиогалаксии, квазари, пулсари и мазери. Вселенското позадинско микробраново зрачење, што претставува убедлив доказ за Големата експлозија (Биг Бенг), е откриено токму по пат на радиоастрономија.
Радиоастрономските набљудувања се вршат со радиоантени што се нарекуваат радиотелескопи. Тие може да се користат поединечно, или поврзани во група користејќи радиоинтерферометриска техника и отворна синтеза. Интерферометријата овозможува големо аголно разложување (резолуција) бидејќи моќта на разложување зависи од растојанието помеѓу деловите, а не од нивната големина.
Историја
Пред Јански, физичарите од претпоставувале дека може да се забележат радиобранови од астрономски извори. Во 1860-тите, шкотскиот физичар Џејмс Кларк Максвел со своите равенки покажал дека електромагнетното зрачење е поврзано со електрицитетот и магнетизмот, и се јавува при секоја бранова должина. Никола Тесла и Оливер Лоџ направиле неколку обиди да уловат радиозрачење од Сонцето, но не успеале поради техничките ограничувања на нивните инструменти.
На почетокот на 1930-тите, Карл Јански го открил првиот астрономски радиозвор, и тоа по среќна случајност. Како електроинженер во претпријатието Bell Labs, имал задача да открие што прави пречки прекуокеанските емитувања на звук на кратки бранови. Користјеќи голема насочна антена, Јански забележал дека графоскопот запишува сигнал од непознато потекло. Бидејќи сигналот кулминирал на секои 24 часа, Јански помислил дека изворот на овие пречки (интерференција) е Сонцето што и се препречува на антената. Со поподробна анализа, утврдил дека периодот не изнесува точно 24 часа (Сончевиот циклус), туку 23 часа и 56 минути. Јански го известил неговиот пријател, астрофизичарот Алберт Мелбин Скелет, за оваа чудна појава, кој посочил дека таквиот сигнал е типичен за астрономски извор што е неподвижен во однос на ѕвездите на небесната сфера, а во склад со ѕвезденото време. Споредувајќи ги неговите набљудувања со обична астрономска карта, Јански заклучил дека зрачењето доаѓа од Млечниот Пат, и дека е најсилно кога приемникот е насочен кон центарот на галаксијата, во соѕвездието Стрелец. Бидејќи не можел да најде шум од Сонцето, Јански сфатил дека чудните пречки може да доаѓаат од меѓуѕвезден гас и прашина во галаксијата. Во 1933 Јански го објавил ова октритие и сакал да продолжи со истражување на зрачењето од Млечниот Пат, но претпријатието го назначило на друг проект и така престанал да се занимава со астрономија. Меѓутоа науката го признала неговиот труд, иманувајќи ја фундаменталната единица за тековна густина јански (Jy, Јан) во негова чест.
Гроте Ребер, инспирирајќи се од работата на Јански, во 1937 во неговиот двор изградил параболичен радиотелескоп со пречник од 9 м. Со него ги повторил набљудувањата на Јански, а потоа го го составил првиот попис на небесни објекти со радиочестоти. На 27 февруари 1942, воениот научен истражувач Џ.С. Хеј во британската армија за првпат го утврдил присуството на радиобранови од Сонцето. Во почетокот на 1950-тите, научниците Мартин Рајл и Ентони Хјуиш од Кембричкиот универзитет почнале систематски да ги евидентираат објектите на небото што зрачат радиобранови со помош на Кембричкиот интерферометар, и така ги составиле познатите Кембрички прегледи (каталози) на радиоизвори 2C и 3C.
Техники
Набљудувањата од Земјината површина се ограничени на брановите должини што можат да поминат низ атмосферата. При мали или големи бранови должини преносот го ограничува јоносфера, која ги одбива брановите со помала од нејзината карактеристична плазмена честота (честота). Водените испаренија претставува пречка при повисоки честоти, и од оваа причина радиоопсерваториите се градат на мошне високи и суви места.
Радиотелескопи
Радиотелескопите треба да бидат извонредно големи за да можат да примаат сигнали со мал сооднос на сигнал и шум. Бидејќи аголно разложување е функција на пречникот на објективот сразмерна на брановата должина на зрачењето, радиотелескопите мораат да бидат многу поголеми од оптичките телескопи. На пример, оптичкиот телескоп со пречник од 1 метар е за два милиони пати поголем од брановата должина на светлината што ја набљудува, и има разложување од 0,3 лачни секунди. Радиотелескопот пак, и покрај тоа што чинијата му е многукратно поголема, може да разложи само објекти со големина на полна месечина (30 лачни минути).
Радиоинтерферометрија
Радиоинтерферометријата се јавила поради потешкотиите при добивањето на високо разложување со поединечни радиотелескопи. Нејзини изумител и се британскиот астроном Мартин Рајл и австралиските научници Џозеф Лејд Пози и Руби Пејн-Скот (1946). Првиот астрономски радиоинтерферометар е пуштен во употреба на 26 јануари 1946. Пејн-Скот, Пози и Линдзи Мекриди го изработиле со прилагодување на постоечка радарска антена од Втората светска војна (раширен строј) на 200 МХц близу Сиднеј, Австралија. Интерфетометарот бил поставен на крајбрежна карпа и со него ја мереле интерференцијата непосредно од Сонцето и од одблесокот од морето.. Со основна линија од речиси 200 метри, авторите заклучиле дека сончевото зрачење во фазата на распрснување е многу помала од сончевиот диск и дека потекнува од подрајче кајшто се наоѓа голема група на сончеви дамки. Во нивниот епохален труд поднесен во 1946 и издаден во 1947, овие двајца научници ги поставиле темелите на отворната синтеза. Рајл и Вонберг од Кембриџ во јули 1946 почнале да го набљудуваат Сонцето на 175 МХц со Мичелсонов интерферометар кој се состоел од две радиоантени поставени на растојанија од неколку десетини до 240 метри. Вака тие покажале дека зрачењето е помало од 10 лмин во големина, а откриле и кружна поларизација во распрснувањата од типот I. Кружната поларизација истовремено ја забележале и уште две групи (Дејвид Мартин во Австралија и Едвард Еплтон со Џ. Стенли Хеј во Британија).
Современиот радиоинтерферометар се состои од повеќе мошне оддалечени радиотелескопи кои се насочени кон истиот објект, а се поврзани со коаксијален кабел, брановод, оптички влакна или друг вид на далновод. Ова не само што ја зголемува примоспособноста на сигнали, туку ја овозможува постапката наречена отворна синтеза, која во огромна мера го зголемува разложувањето. Ова е постапка на напластување (бранова интерференција) на брановите од разните телескопи, користејќи ја законитоста на брановите - оние со иста фаза се надополнуваат, додека оние со спротивни фази се поништуваат. Вака се добива телескоп со големина колку растојанието од почетната до крајната антена во опсегот. За да се добие слика со достатно висок квалитет, телескопите се поставени на различна оддалеченост еден од друг (оддалеченоста на два телескопа гледана од радиоизворот се нарекува „основна линија“) потребни се голем број различни основни линии. На пример, Многу големиот строј (Very Large Array) има 27 телескопи што образуваат 351 независни основни линии.
Интерферометрија на многу долга основна линија
Од 1970-тите наваму, напредокот во стабилноста на радиотелескопските приемници овозможува поврзување на телескопи ширум светот (па дури и во Земјината орбита) и изведување на заедничка интерферометрија на многу долга основна линија (ИМДОЛ или VLBI). Наместо да се воспостави физичка врска помеѓу антените, податоците добиени од секоја антена во прилог имаат временски дел во склад со локален атомски часовник, па се складираат за анализа на магнетна лента или тврд диск. Потоа податоците од разните антени се усогласуваат и од тоа се добива слика. Овој метод овозможува синтеза на приеминиците, добивајќи една голема антена со големина колку Земјината топка. Бидејќи телескопите се на голема оддалеченост еден од друг, тие заеднички постигнуваат многу големо аголно разложување - многу поголемо отколку што е можно со другите астрономски постапки. При високи честоти можно е да се добијат синтетизирани снопови помали од 1 лачна милисекунда.
Најважните строеви на ИМДОЛ денес сеСтројот на многу долга основна линија (со телскопи ширум Северна Америка) и Европската мрежа на ИМДОЛ (телескопи во Европа, Кина, ЈАР и Порторико). Секој строј обично работи посебно, но понекогаш се изведуваат големи проекти кајшто тие се поврзуваат заедно за да се добие поголема чувствителност. Ова се нарекува „Глобална ИМДОЛ“ (Global VLBI). Во Австралија постои и ИМДОЛ-мрежа наречена „Строј на долга основна линија“ (Long Baseline Array).
Досега, податоците добиени од секој телескоп се складирале на тврди носачи, за потоа да се споредат и нивно усогласат. Но денешните високопроточни оптички мрежи овозможуваат ИМДОЛ во живо. Оваа техника, наречена е-ИМДОЛ (e-VLBI) е воведена од Европската мрежа на ИМДОЛ (EVN), која врши сè повеќе проекти со ова средство.
Астрономски извори
Благодарение а радиоастрономијата, денешните сознанија за вселената се многу побогати од порано, особено по откривањето на неколку класи на нови објекти како пулсари, квазари и радиогалаксии. Причина за ова е способноста на радиоастрономијата да пронаоѓа нешта кои не се забележливи по оптички пат. Утврдените објекти претставуваат енергетски најекстремни случувања во вселената.
Радиотелескопите се одговорни за откривањето на далечното вселенското позадинско микробраново зрачење, но со нив се испитуваат и многу поблиски нешта како Сонцето и неговата активност, и се врши радарско отсликување на планетите.
Кастелпагано
Кастелпагано — општина во покраината Беневенто од регионот Кампанија, Италија.
Историја на Словачка
Доаѓање на Словените
Териториите на денешна Словачка, во 5 век биле населени од страна на Словените. Во предсловенското населување, на оваа територија постоело кнежевството Нитра, кое заедно со Моравија ја сочинувале т.н. Велика Моравија. Таа држава во текот на 9 век го достигнал својот Златен век, во времето на Ротислав I.
Кралство Унгарија
Во 1241 година, Словачка попаднала под монголско владеење, но во текот на средниот век таа била ослободена и повторно вклучена во составот на Кралство Унгарија. Во времето кога Османлиското Царство навлегува во Унгарија, центарот на кралството преминало во Словачка. Денешната престолнина Братислава (тогаш позната како Pressburg, Pressporek, Posonium, Posony) за краток период станала престолнина на кралството во 1536 година. По повлекувањето на Османлиите од Унгарија, улогата на Словачка во кралството се намалило.
За време на револуцијата од 1848 - 1849 година, Словаците застанале на страната на Австрија односно Хабсбуршката династија, надевајчи се за создавање на независна држава, но до тоа не дошло. Во времето на Австроунгарија, од 1868 до 1918 година, Словачка останала во склопот на империјата, соочувајќи се со унгаризација врз нејзините жители.
Чехословачка
По војната, Словачка се обединила со чешките земји Бохемија и Моравија и заедно ја формирале Чехословачка. Во 1938 година, со Миненскиот договор, Словачка била разделена од Чешка. Новата држава поседувала само формална независност, бидејќи била под целосна контрола од страна на Нацистичка Германија. Ова доведува до избувнување на востание во 1944 година.
По крајот на војната, Словачка повторно се обединила со Чешка и попаднала под влијание на т.н. Источен блок раководен од страна на СССР. Таа била една од потписничките на Варшавскиот договор.
Модерна Словечка
По распаѓањето на комунизмот, Чешка и Словачка во 1993 година повторно се разделиле. Словачка од мај 2004 година е членка на ЕУ.
Далечна страна на Месечината
Далечната страна на Месечината — месечева полутопка која секогаш гледа подалеку од Земјата, спротивна од блиската страна. Во споредба со блиската страна, теренот на далечната страна е нерамен, со мноштво ударни кратери и релативно малку рамни и темни месечеви „мориња“, што и дава изглед поблиску до другите пусти места во Сончевиот Систем, како што се Меркур и Калиста. Има еден од најголемите кратери во Сончевиот Систем, сливот Јужен Пол-Ајткен. Полутопката понекогаш се нарекува „темна страна на Месечината“, каде што „темна“ значи „непозната“ наместо „недостиг на сончева светлина“ – двете страни на Месечината доживуваат две недели сончева светлина, додека спротивната страна доживува две недели ноќ.
Околу 18 проценти од далечната страна е повремено видлива од Земјата поради либерациjа. Останатите 82 отсто останале незабележани до 1959 година, кога биле фотографирани од советската вселенска сонда Луна 3. Советската академија на науките го објавила првиот атлас на далечната страна во 1960 година. Астронаутите на Аполо 8 биле првите луѓе кои лично ја виделе далечната страна кога орбитирале околу Месечината во 1968 година. Сите меки слетувања со екипаж и беспилотни слетувања се случиле на блиската страна на Месечината, до 3 јануари 2019 година кога вселенското летало Чанге 4 го направило првото слетување на далечната страна.
Астрономите предложиле да се инсталира голем радио телескоп на далечната страна, каде што Месечината ќе ја заштити од можни радио пречки од Земјата.
Дефиниција
Честа заблуда е дека Месечината не ротира околу својата оска. Да е така, целата Месечина би била видлива за Земјата во текот на нејзината орбита. Наместо тоа, нејзиниот вртежен период се совпаѓа со нејзиниот орбитален период, што значи дека се врти еднаш за секоја орбита што ја прави: во однос на Земјата, може да се каже дека нејзиниот ден и година имаат иста должина. Ова е, како што е наведено, резултат на заклучување на плимата и осеката.
Фразата „темна страна на Месечината“ не се однесува на „темна“ како во отсуство на светлина, туку на „темна“ како во непознатото: додека луѓето не успеале да испратат вселенски летала околу Месечината, оваа област никогаш не била видена. Додека многумина погрешно го толкуваат ова мислејќи дека „темната страна“ прима малку или воопшто не прима сончева светлина, во реалноста, и блиската и далечната страна добиваат (во просек) речиси еднакви количества светлина директно од Сонцето. Меѓутоа, блиската страна исто така прима сончева светлина рефлектирана од Земјата, позната како Земјина светлина. Земјината светлина не допира до областа на далечната страна што не може да се види од Земјата.
Ноќе под „полна Земја“ блиската страна на Месечината добива од редот на 10 лукс на осветлување (околу она што го добива градскиот тротоар под улични светла; ова е 34 пати повеќе светлина отколку што се прима на Земјата при полна Месечина) додека темната страна на Месечината во текот на месечевата ноќ добива само околу 0,001 лукс ѕвездена светлина. Само за време на полна Месечина (гледано од Земјата) целата далечна страна на Месечината е темна. Зборот „темно“ се проширил во употреба и се однесува и на фактот што комуникацијата со вселенските летала може да биде блокирана додека леталото е на далечната страна на Месечината, на пример за време на вселенските мисии на Аполо.
Разлики
Двете полутопки на Месечината имаат изразито различен изглед, со блиската страна покриена со повеќекратна, голема марија (латински „мориња“, бидејќи најраните астрономи погрешно мислеле дека овие рамнини се мориња со месечева вода). Далечната страна има разбиен, густо кратерски изглед со малку марија. Само 1% од површината на далечната страна е покриена со марија, во споредба со 31,2% на блиската страна. Едно општо прифатено објаснување за оваа разлика е поврзано со поголема концентрација на елементи што произведуваат топлина на блиската полутопка, како што е докажано со геохемиските карти добиени од спектрометарот гама-зраци на Лунар Проспектор. Додека други фактори, како што височина на површината, исто така, може да влијаат на базалтска ерупција, тие не можат да објаснат зошто на далечната страна на Јужниот Пол-Ејткански слив нема вулкански активности како на блиската страна.
Исто така, било предложено дека разликите помеѓу двете полутопки можеби се предизвикани од судир со помала придружна месечина која исто така потекнува од судирот на Теја. Во овој модел, ударот довел до насобирање на купа наместо кратер, што придонело за полутопкичен слој со обем и дебелина што може да биде во согласност со димензиите на далечните странични висорамнини. Сепак, хемискиот состав на далечната страна не е во согласност со овој модел.
Поновите истражувања сугерираат дека топлината од Земјата во времето кога била формирана Месечината е причината поради која блиската страна има помалку ударни кратери. Месечевата кора првенствено се состои од плагиокласи формирани кога алуминиум и калциум кои се кондензираат и се комбинираат со силикати во плаштот. Поладната страна доживеала кондензација на овие елементи порано и така формирала подебела кора; ударите на метеороидите на блиската страна понекогаш би навлегле во потенката кора и ослободувајќи базалтичка лава што ја создала маријата, но ретко би го направила тоа на далечната страна.
Рано истражување
До крајот на 1950-тите, малку се знаело за далечната страна на Месечината. Либрациите периодично дозволувале ограничени погледи на одлики во близина на месечевиот екстремитет на далечната страна, но само до 59% од вкупната површина на Месечината. Овие одлики, сепак, биле видени од низок агол, што го попречува корисното набљудување (се покажало тешко да се разликува кратер од планински венец). Останатите 82% од површината на далечната страна останале непознати, а нејзините својства биле предмет на многу шпекулации.
Пред да започне истражувањето на вселената, астрономите не очекувале дека далечната страна ќе се разликува од онаа што е видлива за Земјата. На 7 октомври 1959 година, советската сонда Луна 3 ги направила првите фотографии од далечната страна на Месечината, од кои осумнаесет може да се решат, покривајќи една третина од површината невидлива од Земјата. Сликите биле анализирани, а првиот атлас на далечната страна на Месечината бил објавен од страна на Академијата на науките на СССР на 6 ноември 1960 година Вклучувал каталог од 500 истакнати одлики на пејзажот.
Во 1961 година, првиот глобус (1:) кој содржи месечеви одлики невидливи од Земјата, бил објавен во СССР, врз основа на сликите од Луна 3. На 20 јули 1965 година, друга советска сонда, Зонд 3, пренела 25 слики со многу добар квалитет од далечната страна на Месечината, со многу подобра резолуција од оние од Луна 3. Особено, тие откриле синџири од кратери, во должина од стотици километри, но, неочекувано, немало рамнини како оние видливи од Земјата со голо око.
Во 1967 година, вториот дел од Атласот на далечната страна на Месечината бил објавен во Москва, врз основа на податоците од Зонд 3, при што каталогот вклучувал 4.000 новооткриени одлики на пејзажот на далечната страна на Месечината. Во истата година, првата Комплетна карта на Месечината (размер 1:  ) и ажурираниот глобус (1: ), биле објавени во Советскиот Сојуз.
Со оглед на тоа што многу истакнати пејзажни одлики на далечната страна биле откриени од советските вселенски сонди, советските научници избрале имиња за нив. Ова предизвикало некои контроверзии, а Меѓународниот астрономски сојуз, оставајќи многу од тие имиња недопрени, подоцна ја презел улогата на именување на месечевите одлики на оваа полутопка.
Понатамошна мисија за истражување
На 26 април 1962 година, вселенската сонда „Ренџер 4“ на НАСА станала првото вселенско летало што удрило на далечната страна на Месечината, иако не успела да врати никакви научни податоци пред ударот.
Првото навистина сеопфатно и детално мапирање на далечната страна било спроведено од американската програма без екипаж, Месечев орбитер, лансирана од НАСА од 1966 до 1967 година. Најголем дел од покривањето на далечната страна било обезбедено од последната сонда во серијата, Лунар Орбитер 5.
Далечната страна првпат била видена директно од човечки очи за време на мисијата Аполо 8 во 1968 година. Астронаутот Вилијам Андерс го опишал погледот:"„Задната страна изгледа како куп песок во кој моите деца си играат некое време. Сето тоа е без дефиниција, со многу испакнатини и дупки“."Оттогаш е видена од сите членови на екипажот на Аполо 8 и Аполо 10 преку мисиите Аполо 17 и фотографирана од повеќе месечеви сонди. Вселенските летала што минувале зад Месечината биле надвор од директна радио комуникација со Земјата и морале да чекаат додека орбитата не дозволи пренос. За време на мисиите на Аполо, главниот мотор на сервисниот модул бил запален кога леталото било зад Месечината, предизвикувајќи некои напнати моменти во контролата на мисијата пред леталото повторно да се појави.
Геологот-астронаут Харисон Шмит, кој станал последниот што зачекорил на Месечината, агресивно лобирал неговото слетување да биде на далечната страна на Месечината, таргетирајќи го кратерот исполнет со лава Циолковски. Амбициозниот предлог на Шмит вклучувал специјален комуникациски сателит базиран на постојните сателити ТИРОС кој требало да биде лансиран во орбитата на Фаркухар-Лисаж околу точката L2 за да се одржи контакт со астронаутите за време на нивното спуштање со електрична енергија и операциите на површината на Месечината. Администраторите на НАСА ги отфрлиле овие планови врз основа на дополнителен ризик и недостаток на финансии.
Идејата за користење Земја-Месечина L за комуникациски сателит што ја покрива далечната страна на Месечината е реализирана, бидејќи кинеската Национална вселенска администрација го лансирала релејниот сателит Queqiao во 2018 година. Оттогаш се користи за комуникација помеѓу лендерот Чанге 4 и роверот Јуту 2 кои успешно слетале на почетокот на 2019 година на далечната страна на Месечината и копнените станици на Земјата. И L2 се предлага да биде „идеална локација“ за складиште за гориво како дел од предложената архитектура за вселенски транспорт заснована на депо.
Меко слетување
Чанг'е 4 на кинеската Национална вселенска администрација го направила првото меко слетување на далечната страна на Месечината на 3 јануари 2019 година и го распоредила месечиноодот Јуту-2 на далечната месечева површина.
Леталото вклучувало лендер опремен со нискофреквентен радио спектрограф и алатки за геолошки истражувања. Далечната страна на Месечината обезбедува добра средина за радиоастрономија бидејќи пречките од Земјата се блокирани од Месечината.
Во февруари 2020 година, кинеските астрономи објавиле, за прв пат, слика со висока резолуција на месечева секвенца од исфрлање, и, исто така, директна анализа на нејзината внатрешна архитектура. Овие биле засновани на набљудувања направени од Месечевиот продорен радар (LPR) на роверот Јуту-2.
Потенцијал
Бидејќи далечната страна на Месечината е заштитена од радио преноси од Земјата, таа се смета за добра локација за поставување радиотелескопи за употреба од страна на астрономите. Малите кратери во облик на чинија обезбедуваат природна формација за стационарен телескоп сличен на Аресибо во Порторико. За телескопи од многу поголеми размери, пречникот од 100 километтри на кратерот Дедалус се наоѓа во близина на центарот на далечната страна. Друг потенцијален кандидат за радио телескоп е кратерот Саха.
Пред да се распоредат радиотелескопи на далечната страна, мора да се надминат неколку проблеми. Ситната месечева прашина може да ја загади опремата, возилата и вселенските одела. Спроводните материјали што се користат за радио садовите, исто така, мора да бидат внимателно заштитени од ефектите на сончевите изливи. Конечно, областа околу телескопите мора да биде заштитена од контаминација од други радиоизвори.
L2 Лагранжовата точка на системот Земја-Месечина се наоѓа на околу 62,800 километри над далечната страна, која исто така е предложена како локација за иден радио телескоп кој би извршил Лисахосова орбита околу Лагранжовата точка.
Бидејќи блиската страна е делумно заштитена од сончевиот ветер од страна на Земјата, се очекува далечната страна на Марија да има најголема концентрација на хелиум-3 на површината на Месечината. Овој изотоп е релативно редок на Земјата, но има добар потенцијал за употреба како гориво во реактори за соединување. Поддржувачите на месечевото населување го навеле присуството на овој материјал како причина за развој на база на Месечината.
Временско отстапување
Временско отстапување или часовно отстапување е утврдено со меѓународна спогодба како бројот на часови и минути од координираното универзално време (GMT, приближно). Многу часовни појаси користат две временски отстапувања: едно за стандардно време, и едно за летно сметање на времето.
Без засолниште
Без засолниште е американски филм, во режија на Кевин Костнер. Главните улоги ги толкуваат: Кевин Костнер, Роберт Дувал, Анет Бенинг и Диего Луна.
Острилка
Острилка е уред за наострење на точката врвот за пишување на молив со брусење бричње на неговата истрсена површина. Острилка за молив може да се ракува рачно или со електроличен мотор обично кај многу острилки има обивка во вид на кутија околу нив која што може да се отстрани за да се испразни од остатоците и струготините од моливот во корпа за ѓубре.
IC 866
IC 866 — галаксија во соѕвездието Херкул, заведена во Новиот општ каталог на длабоконебесни тела.
Објектот бил предмет и на други истражувања, па освен како IC 866 се споменува и како NGC 6347, UGC 10807, MCG 3-44-4, IRAS 17176+1642, CGCG 111-21, KARA 800.
Откривање
Објектот е откриен на 6 јуни 1866 година од страна на Труман Хенри Сафорд.
Податоци од набљудување
Според морфолошката класификација на галаксиите, IC 866 е од видот SBb. Видливиот сјај со голо око изнесува 13,7 mag, а оној во рамките на интервалот од минималната до максималната честота 14,5 mag, додека површинскиот сјај изнесува 13,4 m/лм2. IC 866 има привидни димензии од 1,2' х 0,7'.
Астрономски податоци
Објектот е од епохата Ј2000.0. Неговата ректасцензија, односно аголот измерен меѓу еклиптиката и небесниот екватор со теме во пролетната точка, изнесува 17 ч 19 м 54,6 с, а неговата деклинација, односно висината на лакот на тој агол, +16° 39' 38"". Положбениот агол на објектот е во износ од 100°.
Други поделби
Проучување на IC 866 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 60086.
Црква „Св. Никола“ - Стањевци
Свети Никола — главна селска црква во селото Стањевци.
Местоположба
Црквата е сместена на околу еден и пол километар северно од селото.
Архитектура
Градбата има правоаголна основа со полукружна апсида на источната страна. Кон западната страна е доградена полуотворена припрата којашто е пониска и до којашто води влез сместен на јужната страна. Објектот во целост е обоен во бела боја и е покриен со кров од ќерамиди. Во дворот на црквата се сместени селските гробишта.
NGC 4518B
NGC 4518B — спирална галаксија во соѕвездието Девица, заведена во Новиот општ каталог на длабоконебесни тела. Објектот не претставува Дрееров објект.
Објектот бил предмет и на други истражувања, па освен како NGC 4518B се споменува и како MCG 1-32-94, CGCG 42-149, VCC 1480.
Откривање
Објектот е откриен на 27 декември 1827 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 4518B е од видот Sab. Видливиот сјај со голо око изнесува 14,2 m, а оној во рамките на интервалот од минималната до максималната честота 15 m, додека површинскиот сјај изнесува 12,6 m/лм2. NGC 4518B има привидни димензии од 0,9' х 0,3'.
Астрономски податоци
Објектот е од епохата Ј2000.0. Неговата ректасцензија, односно аголот измерен меѓу еклиптиката и небесниот екватор со теме во пролетната точка, изнесува 12 ч 33 м 10,5 с, а неговата деклинација, односно висината на лакот на тој агол, +7° 50' 4"". Положбениот агол на објектот е во износ од 36°.
Други поделби
Проучување на NGC 4518B 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 41666. Во рамките на атласот на длабокото небо, Уранометрија 2000.00, објектот припаѓа на групата означена со бројот 194; додека во Каталогот на основни ѕвезди (GSC) е групиран под бројот 874. Објектот е забележан и во фотографското истражување спроведено од Паломарската опсерваторија во 1958 година, каде што се споменува во групата под број 1560.
Космос-577
Космос-577 — еден од над 2.400 советски вештачки сателити лансирани во рамките на програмата „Космос“.
Општи податоци
Сателитот е лансиран од космодромот Плесецк, СССР на 25 јули 1973 г. Во орбитата околу планетата Земја бил исфрлен од носечка ракета. Масата на сателитот при лансирањето изнесувала 4000 килограми. Космос-577 бил надгледувачки сателит.
Авионска несреќа кај Бишкек (24 август 2008)
Причини за несреќата
Причините за несреќата се нејасни, но властите во Киргистан негираат дека станува збор за терористички напад. Според Тахон Мамитов, советник на претседателот на Киргистан, на бродот се наоѓал сензор кој се огласил како предупредување за патниците да го напуштат авионот. Во 10 минути екипажот изјавил дека има недостиг од притисок и решил да го врати авионот во Бишкек. Но, на 2 km од аеродромот се јавиле турбуленции и авионот се заковал во земја и се запалил.
За разјаснување на причините за несреќата работи и Меѓународниот воздухопловен комитет.