Radio astronomijas terminu skaidrojošā vārdnīca М. I. RJABOVS RADIOASTRONOMIJAS SKAIDROJOŠĀ VĀRDNĪCA VENTSPILS,

Lielums: px
Sāciet demonstrējumu ar lapu:

Download "Radio astronomijas terminu skaidrojošā vārdnīca М. I. RJABOVS RADIOASTRONOMIJAS SKAIDROJOŠĀ VĀRDNĪCA VENTSPILS,"

Transkripts

1 М. I. RJABOVS RADIOASTRONOMIJAS SKAIDROJOŠĀ VĀRDNĪCA VENTSPILS,

2 SATURS АNOTĀCIJA... 3 PRIEKŠVĀRDS... 4 LITERATŪRAS SARAKSTS PIELIKUMS 1. RADIO ASTRONOMIJAS OBSERVATORIJAS UN INSTITŪTI PIELIKUMS 2. GALVENĀS FORMULAS PIELIKUMS 3. FIZIKĀLĀS MĒRVIENĪBAS UNIVERSĀLĀS FIZIKĀLĀS KONSTANTES IZDEVUMĀ IZMANTOTĀS UNIVERSĀLĀS FIZIKĀLĀS MĒRVIENĪBAS ATSEVIŠĶAS ASTRONOMIJAS MĒRVIENĪBAS PIELIKUMS 4. IZDEVUMĀ IZMANTOTIE SAĪSINĀJUMI PIELIKUMS 5. ALFABĒTISKAIS TERMINU RĀDĪTĀJS LATVIEŠU VALODĀ PATEICĪBAS This material is created within BALTICS project funded from the European Union s Horizon2020 Research and Innovation Programme under grant agreement No

3 Аnotācija Pēdējo simts gadu laikā iegūtie zinātniskie dati ir tik ļoti lielā mērā paplašinājuši un bagātinājuši priekšstatu par Visumu, ka šobrīd jebkurā astrofizikas nozarē sākot ar Saules un planētu fiziku un beidzot ar ārpusgalaktisko astronomiju nevar iztikt bez radioastronomijas novērojumiem. Tomēr šie novērojumi balstās arī uz radiofizikas sasniegumiem un spēcīgas tehniskās bāzes, tādā veidā sekmējot zinātnes un tehnoloģijas attīstību. Šī grāmata būs noderīga ne tikai studentiem, kas apgūst šo disciplīnu, bet arī speciālistiem un saistītās nozarēs studējošajiem, kā arī visiem, kam interesē Visums un tā pētīšanas metodes. 3

4 Priekšvārds Astronomijas pirmsākumi meklējami pirms vairākiem simtiem gadu. Taču ļoti ilgu laiku astronomijas novērojumus ierobežoja elektromagnētiskā starojuma optiskā diapazona izmantošana (viļņa garums no 0,4 līdz 0,8 µm 1 oktāva). Tajā pašā laikā, veicot pētījumus no Zemes centimetru vai dekametru viļņos, radio diapazona spektrālais logs ir 10 reizes lielāks un sniedz vairāk informācijas. 20. gadsimta pirmajā pusē līdztekus radiosakaru attīstībai radās iespēja atvērt šo radiologu uz Visumu, taču astronomi par to vēl nenojauta. Par pirmo soli optisko novērojumu monopola pārvarēšanā kļuva radioinženiera Karla Janska pētījums dekametru diapazonā (14 mhz), kurā tika atklāts ārpuszemes radio trokšņa avots, veicot radio traucējumu pētījumus transatlantisko radiosakaru nolūkiem. Sākumā viņš uzskatīja, ka tas ir Piena Ceļš, taču tad precizēja, ka maksimālā intensitāte tika novērota virzienā no Galaktikas centra. Traucējumu avotu K. Janskis noteica gada janvārī, un tas tiek uzskatīts par radioastronomijas nulles punktu. Kāds cits radio inženieris Grote Rēbers turpināja kosmiskā radiostarojuma pētījumus, izmantojot paša uzbūvēto radioteleskopu, kas darbojās 1,8 m viļņu diapazonā gadā viņš izveidoja pirmo debesu radiokarti. G. Rēbers publicēja savu pētījumu rezultātus ļoti ietekmīgā žurnālā Astrophysical Journal un Otrā Pasaules kara beigās par radioastronomiju uzzināja arī citi astronomi. Otrā Pasaules kara rezultāts bija strauja radiolokācijas attīstība, lielais radiolokatoru antenu skaits kļuva par pamatu radioteleskopu un radio observatoriju izveidei ASV, Eiropā un Austrālijā. Atsaucoties uz G. Rēbera rakstu, van de Hulsts no Leidenas Observatorijas Nīderlandē piedāvāja mēģināt atklāt neitrālā ūdeņraža līniju 21 cm diapazonā gadā šo līniju Sidnejā (Austrālijā) atklāja Juens un Kristiansens. Ar to arī sākās izcilu atklājumu virkne, kas lika pamatus radioastronomijas zelta laikmetam Visuma pētījumos. Taču radioastronomijai bija jāpārvar kāds šķērslis Releja kritērijs, kas nosaka radioteleskopa izšķirtspēju ar viļņa garuma attiecību pret antenas diametru. Šī rādītāja ietvaros radioastronomija, kurā lielāko antenu leņķiskā izšķirtspēja bija vienas leņķiskās minūtes robežās, ievērojami atpalika no optiskās astronomijas. Radio interferometru, apertūras sintēzes un VLBI sistēmu, tostarp kosmiskajās orbītās esošo radioteleskopu, izveide ļāva radioastronomijai izvirzīties līdera pozīcijā pēc leņķiskās izšķirtspējas, sasniedzot 10-7 leņķiskās sekundes. Drīz vien parādījās arī pirmie atklājumi kvazāri, pulsāri, māzeru starojuma avoti, mikroviļņu starojums, FRB uzliesmojumi. 4

5 Šo avotu starojuma uzbūve ļoti lielā mērā atšķiras no to objektu uzbūves, kuri tiek pētīti optiskajā astronomijā. Tika atklāts mums līdz šim nezināms Visums. Zvaigžņotās debess glezna radiostarojumā izgaismojās pavisam citās krāsās. Tumšo nakts tukšumu nomainīja spilgtas debesis, milzīga Saule, Jupiters, uzliesmojoši kvazāri un pulsāri, žilbinošā galaktisko un ārpusgalaktisko māzeru gaismā. Šādi izskatās Visums pilnā krāšņumā. Turpmākajās desmitgadēs astronomijā sāka izmantot visu diapazonu viļņus, sākot ar īsākajiem gamma viļņiem (10-5 Å) un beidzot ar garākajiem radioviļņiem (vairāki desmiti metru). Viens no efektīvajiem papildinājumiem radioastronomijā ir radiolokācijas astronomija, kas ļauj sīkāk pētīt planētu, to pavadoņu, asteroīdu un komētu virsmas. Mums priekšā ir vēl daudzi pārsteidzoši atklājumi, kurus būs iespējams veikt, pateicoties milzu radioastronomijas kompleksiem SKA, LOFAR un daudziem citiem, kas būs spējīgi reāllaikā fiksēt visus notikumus zvaigžņotajās debesīs. Šādai zinātniskai revolūcijai būs nepieciešamas jaunas pieejas, citādāku priekšstatu veidošana par Visuma procesiem, kā arī jāievieš jaunas datu analīzes programmas, kas ir jāapgūst jauno pētnieku paaudzei. Šo atklājumu daudzveidība ir atspoguļota šajā vārdnīcā, kas ir Ventspils Augstskolas Inženierzinātņu institūta Ventspils Starptautiskais radioastronomijas centrs un Ukrainas Zinātņu akadēmijas Radioastronomijas institūta sadarbības rezultāts. Šī vārdnīca ir strukturēta tādā veidā, kas ļauj tās lietotājam ar interneta resursu palīdzību iedziļināties jaunākajos pētījumos un piedalīties aktuālo problēmu risināšanā. Vārdnīca ir paredzēta pasniedzējiem, studentiem un visiem, kas vēlas būt zinoši mūsdienu atklājumos par Visumu. Katram terminam ir pieejams atbilstošs ekvivalents krievu un (amerikāņu) angļu valodās. Vārdnīcā ir apkopoti vairāk nekā 350 termini. M.Rjabovs, Odesā 5

6 A 21-cm Hydrogen line (линия водорода (21 см); 21 cm ūdeņraža līnija) neitrāla ūdeņraža atoma radio emisija notiek tad, kad tā elektrons maina savu rotāciju. Šādā gadījumā elektrons izdala atsevišķu fotonu ar viļņa garumu 21 cm. Absorption line (линия поглощения; absorbcijas līnija) tumša līnija vai josla noteiktā spektra viļņa garumā, kas izveidojas tad, kad starp starojuma avotu un novērotāju esošā viela absorbē šī viļņa garuma elektromagnētisko starojumu. Adaptive antenna (aдаптивная антенна; adaptīvā antena) antena, kuras parametri automātiski mainās atkarībā no darba apstākļiem un traucējumiem ēterā. Visbiežāk adaptīvās antenas funkciju pilda adaptīvais antenu tīkls (adaptive antenna array). Antenas tips, kurā tiek veiktas adaptīvas parametru un īpašību maiņas atbilstoši ārējo vai iekšējo faktoru iedarbībai. Adaptācijas iespējas palielina signāla uztveres kvalitāti. Ja antenas režģa vērsuma diagrammas adaptācija notiek ar fāzgriezēju palīdzību, tad šādā gadījumā tiek aprakstīts adaptīvs fāzēts antenas režģis. Ciparu antenu režģos adaptācija notiek, apstrādājot digitālos datu masīvus, signālu elektrisko spriegumu analogciparu pārveidotāju izejās (uztveršanas ciparu antenu režģos) vai ciparanalogu pārveidotāju ieejās (pārraides ciparu antenu režģos). Adaptīvie ciparu antenu režģi tiek dēvēti arī par smart antenna (intelektiskajām antenām), šo terminu dažreiz lieto arī attiecībā uz adaptīvajiem fāzēto antenu režģiem. Algonquin Radio Telescope (Алгонкинский радиотелескоп; Algonkinas radioteleskops) - atrodas Ontārio provincē (Kanādā), 200 km uz ziemeļrietumiem no Otavas. Radioteleskopa paraboliskās antenas diametrs ir 46 m, tā forma ir veidota ar ļoti lielu precizitāti. Jau gadā tas tika veiksmīgi izmantots pirmajos eksperimentos ar ļoti garu radiointerferometra bāzi. Šobrīd radioteleskops tiek izmantots GPS ģeodēziskās lokācijas nodrošinājumam. Teleskops darbojas milimetru viļņos. All-pass filter (фазовый фильтр; fāzu filtrs) - elektrisks filtrs, kas rada signāla aizturi laikā, to nedeformējot. 6

7 Altitude, elevation (угловая высота; leņķiskais augstums) - objekta leņķiskais augstums virs horizonta. Amplitude (of wave motion) (амплитуда; amplitūda) - elektromagnētiskā viļņa stiprums, kas nomērīts tikai vienam viļņa garumam. Amplitude Modulation (амплитудная модуляция; amplitūdas modulācija). amplitūdas modulācija (AM). Radioviļņa vai jebkura nesējsignāla stipruma (amplitūdas) maiņa informācijas pārraidīšanas nolūkos. Angular resolution (угловая разрешение; leņķiskā izšķirtspēja) - teleskopu, kā arī radioteleskopu raksturlielums, ko nosaka pēc minimālā leņķiskā attāluma starp punktveida objektiem, kurus instruments var atšķirt vienu no otra. Antenna array (антенная решетка; antenu tīkls) - antenu elementu (elektrisko un magnētisko dipolu) sistēma, kas ir izvietota tā, lai veiktu fāzu sinhronizāciju. Visizplatītākie ir sinfāzu antenu tīkli ar paralēlu un ziedlapveida elementu pieslēgumu pārraides līnijai. Šauro antenas tīkla vērsumu rada elementārantenu lauku interference, kaut arī katra no tām var būt ar plašu vērsuma diagrammu. Antenu elementu neatkarīgas fāzēšanas iespējamība un to fāzes mainīšana laikā ļauj kontrolēt vērsuma diagrammu, t.i. veikt staru pagriezienus. Ar antenu tīklu ir iespējams vienlaicīgi veidot vairākus starus (daudzstaru antena). Antenna gain (коэффициент усиления антенны; antenas pastiprinājuma koeficients) - raksturo, cik efektīvi antena spēj pārveidot no noteikta virziena ienākošos radioviļņus elektriskajā strāvā, to apzīmē ar G. Antenas pastiprinājuma koeficientu bieži izsaka decibelos db (jeb apzīmējot to ar dbi, uzsverot, ka signāls pret kuru tiek salīdzināts ir isotropisks, visos virzienos vienāds): GdBi = 10 log10g. Realitātē neviena antena nespēj vienmērīgi uztvert isotropisku signalu, tai piemīt sava virziendarbība D, kas raksturo antenas jaudas ieguvumu noteiktā virzienā (maksimuma virzienā) pret kopējo jaudu. Antenas pastiprinājuma koeficients ir antenas lietderības koeficienta un virziendarbības D reizinājums: G = D. Pastiprinājuma koeficients ir vienāds ar jaudas attiecību, ko izstaro telpas leņķī (, ) vērsuma 7

8 diagrammas maksimuma virzienā (Dmax) pret elektromagnētisko viļņu vidējo jaudu, ko antena izstaro visos virzienos. Antenna temperature (антенная температура; antenas temperatūra) - parametrs, ko izmanto radioastronomijā, lai aprakstītu signāla joslas platuma vienības (p) saņemto jaudu, ko antena uztver pēc zudumiem detektēšanas sistēmā. Antenas temperatūra saista antenas izejas signālu ar konkrētas elektriskās pretestības jaudu. Saskaņā ar definīciju, antenas temperatūru izsaka lielums kt, kur k ir Bolcmaņa konstante. Tadejādi antenas temperatūra raksturo trokšņu daudzumu, kas tiek radīts antenā attiecīgajā vidē. To nosaka antenas tehniskie parametri un starojošās virsmas temperatūra, uz kuru ir vērsta antenas vērsuma diagramma. To mēra Kelvina grādos K. Tā nav antenas fizikālās vides temperatūra. Anthropic principle (антропный принцип; antropais princips) - Mēs redzam Visumu tādu, kāds tas ir, tāpēc, ka tikai tādā Visumā varēja rasties tā novērotājs cilvēks. Tas sasaista Visuma īpašības (fundamentālās konstantes un dabas likumus) ar dzīvības eksistenci. Izšķir stipro un vājo antropo principu. Vājais antropais princips: Visumā iespējamas dažādas fundamentālo konstanšu vērtības, taču pastāv lielāka iespēja novērot noteiktas vērtības, jo ir lielāka iespējamība, ka reģionos, kur šie lielumi iegūst minētās vērtības, parādīsies to novērotāji. Citiem vārdiem sakot, fundamentālo konstanšu lielumi, kas ļoti atšķiras no mūsējiem, netiek novēroti, jo tur, kur šie lielumi pastāv, nav neviena, kas šos lielumus novēro. Stiprais antropais princips: Visumam jāpiemīt tādām īpašībām, kas pieļautu saprātīgu dzīvības formu attīstību. Aperture (апертура; apertūra) - efektīvā virsma, kas veido attēlu; atkarīga no viļņa garuma. Radioteleskopu apertūra ir atkarīga no uztvērējantenu elementu izmēriem un uztvērējantenas virsmas kvalitātes. No apertūras ir atkarīgs radioteleskopa jutīgums, bet no attāluma starp tās malējiem elementiem ir atkarīga izšķirtspēja. Paraboliskajām antenām var būt saliktā apertūra, kad tās centrālā daļa darbojas, izmantojot īsākus viļņus, bet pārējā virsmas daļa darbojas, izmantojot garākus viļņus. Aperture angle of a beam (угол раскрытия диаграммы направленности; vērsuma diagrammas atvēruma leņķis) - 8

9 leņķis, kas ir vienāds ar vērsuma diagrammas galvenās ziedlapiņas leņķisko platumu, kura robežās starojuma jauda nav mazāka par pusi no maksimālās jaudas. Aperture efficiency (эффективность апертуры; apertūras efektivitāte) - Apertūras efektivitāte А ir antenas apertūras A attiecība pret tās 2 ģeometrisko laukumu A g = d 4. Vērsuma diagrammas efektivitāti ( ), B un apertūras efektivitāti A saista vienādojums: 2 = A М ir galvenās ziedlapiņas telpiskais A leņķis. B g M Aperture function (апертурная функция; apertūras funkcija radio astronomijā) - radioteleskopa antenas apertūras sadalījums telpā vienmērīga starojuma gadījumā. Aperture synthesis (апертурный синтез; apertūras sintēze) - radioastronomijā izstrādāta metode, ko vēlāk sāka izmantot arī novērojumiem infrasarkanajā un optiskajā diapazonā. Apvienojot novērojumus no vairākām nelielām antenām vai spoguļiem, iegūst kartes vai attēlus ar lielāku radioteleskopa leņķisko izšķirtspēju, ko būtu iespējams iegūt tikai ar ļoti lielu apertūru. Metode paredz izkliedēt antenas sistēmas daļas dažādos attālumos (daudzelementu radiointerferometrs) un veicot uztveramo signālu interferometrisku analīzi. Sistēmas uztverošais laukums ir vienāds ar atsevišķu elementu laukumu summu. Apertūras sintēze sniedz iespēju iegūt objektu radioattēlus ar izšķirtspēju, kas centimetru viļņu garumu diapazonā sasniedz loka sekundes desmitdaļas, bet milimetru viļņu garumu diapazonā loka sekundes simtdaļas. Apertūras sintēzes izmantošanas piemēri ir ALMA un VLA. Apertūras sintēzes metodes pamatlicējs radioastronomijā ir gada Nobela prēmijas ieguvējs fizikā Martins Rails. Arc minute (minute of arc) - (минута дуги (угловая минута); loka minūte) - mērījums, kas jums parāda to, cik liels ir kāds objekts, skatoties no Zemes. Viena loka minūte vienāda ar vienu sešdesmito daļu no grāda. Piemēram, ja apli ap Zemi vienādi sadala 360 grādos, pilns Mēness būs aptuveni 30 loka minūtes. 9

10 Arc second (second of arc) (секунда дуги (угловая секунда); loka sekunde) - leņķiskā dalījuma mērs. Viena loka sekunde = viena sešdesmitā daļa no loka minūtes (1/3600 no grāda). Arecibo Radio Observatory (Аресибо радиоастрономическая обсерватория; Aresibo radioastronomijas observatorija) - atrodas Puertoriko (ASV). Aresibo uzstādītais radioteleskops ir viens no pasaulē lielākajiem radioteleskopiem, kas izmanto vienu apertūru. Reflektora diametrs ir 305 m. Atstarojošā virsma ir veidota sfēriska spoguļa formā uz tērauda režģa, noklāta ar alumīnija plāksnēm, aprimuša vulkāna krāterī. Radioteleskops darbojas diapazonā no 50 megaherciem līdz 10 GHz. Aresibo radioteleskopa primārais spogulis ir nekustīgs, novērojumiem ir pieejams ierobežots, apmēram 40 grādu liels, konuss zenīta virzienā. Teleskops tiek izmantots pētījumiem radioastronomijas, atmosfēras fizikas jomā un Saules sistēmas objektu radiolokācijas novērojumiem. Observatorijas rīcībā ir vairāki radari, 2,4 GHz frekvencē; to starojuma impulsa kopējā jauda sasniedz 20 teraw. Tas tika izmantots mēģinājumos sazināties ar ārpuszemes civilizācijām gadā tika nosūtīts Aresibo ziņojums īss informācijas fragments par Zemes civilizāciju lodveida zvaigžņu kopas M13 virzienā; pēc 35 gadiem (2009. gadā) trīs tuvu zvaigžņu virzienā tika nosūtīta kāda gēna uzbūves informācija gada 10

11 23. septembrī Aresibo observatorija tika iekļauta ASV Nacionālo vēsturisko vietu reģistrā (National Register of Historic Places NRHP) ar numuru Interneta vietne: Array (решётка; masīvs (tīkls, ierinda)) - divu vai vairāku radioantenu, kurām tiek kombinēti katras antenas iegūtie dati, masīvs. Astrochemistry (астрохимия; astroķīmija) - zinātnes nozare, kas pēta starp zvaigznēm izkliedēto putekļu un gāzu ķīmisko mijiedarbību. ASTRON (ASTRON; Nīderlandes Radioastronomijas institūts ASTRON) - Nīderlandes Radioastronomijas institūts, kas atrodas Dvingelo, Nīderlandē. ASTRON programmā šobrīd ir trīs galvenie uzdevumi, 1) vadīt Vesterborkas sintēzes radioteleskopu un LOFAR; 2) fundamentālie astronomijas pētījumi, izmantojot ASTRON rīcībā esošos instrumentus, kā arī citus pasaules teleskopus, piem. Spitzera un Habla teleskopus; 3) jaunu tehnoloģiju izstrāde nākotnes teleskopiem. ASTRONB ir viena no vadošajām LOFAR projekta organizācijām. Šis projekts paredz VLBI sistēmas izveidi ar 10 līdz 240 megahercu radioteleskopu izvietošanu Eiropā. Interneta vietne: Astronomical unit (астрономическая единица; astronomiskā vienība) - astronomiskā vienība (AU). Attāluma mērvienība, kas ir vienāda ar vidējo attālumu no Zemes līdz Saulei, kas ir vienāds ar 149,6 miljoniem kilometru (93 miljoni jūdžu). Atacama Large Millimetre Array ALMA (ALMA; Atakamas Lielais milimetru tīkls ALMA) - apertūras sintēzes sistēma Atakamas tuksnesī (Čīlē) piecu tūkstošu metru augstumā virs jūras līmeņa. Viens no visefektīvākajiem mūsdienu radioteleskopiem. Veidots no 66 antenām (54 antenas ar 12 m diametru un 12 antenas ar 7 m diametru). Radioteleskops darbojas milimetru frekvenču diapazonā. Interferometra bāzu intervāls ir no 150 m līdz 16 km, bet 11

12 leņķiskā izšķirtspēja sasniedz 0,01 (līdz 10-7 radiāni). Lai veiktu visu antenu matemātisko datu apstrādi (skat. Ļoti garas bāzes radiointerferometrija), stacijā ir uzstādīts specializēts superdators korelators, kas ir spējīgs veikt 17 kvadriljonus operāciju sekundē. ALMA ir viens no lielākajiem un dārgākajiem uz Zemes bāzētajiem astronomijas projektiem. Šī projekta vērtība ir 1,5 miljardi ASV dolāru. Pirmie radioattēli ar ALMA tika iegūti gada beigās. Teleskops ir paredzēts agrīnā Visuma izpētei, pāris simtus miljonu gadu pēc Lielā Sprādziena. Interneta vietne ar ziņām par visspilgtākajiem atklājumiem: Atmospheric noises (шумы атмосферы; atmosfēras trokšņi) - trokšņi, kuru cēlonis ir Zemes atmosfēras starojums radiodiapazonā. Tiem var būt nepārtraukts vai sporādisks raksturs. Atmosfēras trokšņus raksturo ar to trokšņu temperatūru. Australian National Radio Observatory (CSIRO) - (Паркская радиоастрономическая обсерватория - CSIRO, Национальная радиоастрономическая обсерватория Австралии; Pārksas Radioastronomijas observatorija, Austrālijas Nacionālā Radioastronomijas observatorija) - dibināta gadā; atrodas Jaundienvidvelsā, 20 km uz ziemeļiem no Pārksas (270 km uz rietumiem no Sidnejas). Observatoriju pārvalda CSIRO 1 kā daļu no Austrālijas Nacionālā teleskopu centra radioteleskopu tīkla. Galvenais instruments ir 64 m paraboliskais teleskops, kas darbojas milimetru viļņu garumā. Antenas galvas virsma ir atjaunota, tās centrā pievienotas gludas metāla plāksnes, kas ļauj fokusēt centimetru un milimetru diapazona viļņus. Ārējai antenas daļai ir sietveida karkass, kopumā veidojot divkrāsainu virsmu. Papildu antena, kuras diametrs ir 18 m, virzās pa sliedēm attiecībā pret galveno antenu, veidojot interferometru. Šis teleskops tika izmantots saziņai ASV astronautu lidojuma laikā Apollo programmas ietvaros. 1 Zinātniskās un lietišķās pētniecības organizācija (angļu: Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation) 12

13 Lai lietotu radiointerferometrijas ļoti garas bāzes metodi, Parksas radioteleskopu darbina vienlaicīgi kopā ar citiem CSIRO radioteleskopiem: ar sešu 22 m radioteleskopu kompleksu netālu no Narrabri un Mopras 22 m teleskopu Kunabarabranē. Pateicoties observatorijas 40 gadu pastāvēšanas laikā veiktajiem zinātniskajiem sasniegumiem, Austrālijas raidorganizācija ABC to nosauca par veiksmīgāko zinātnisko instrumentu, kas jebkad uzcelts Austrālijā. Interneta vietne: Australian Square Kilometre Array Pathfinder (ASKAP) - (ASKAP; ASKAP) - ASKAP (Austrālijas kvadrātkilometra tīkla prototips, kuru uzbūvēja Commonwealth Science and Industrial Research Organisation (CSIRO) Austrālijas rietumos, 315 km uz ziemeļaustrumiem no Džeraldtonas. ASKAP ir veidots no 36 antenām ar 12 metru diametru; kopējā platība ir 4 tūkst. m 2 ; frekvenču diapazons no 700 megaherciem līdz 1,8 GHz; maksimālā radiointerferometra bāze 6 km; 36 neatkarīgi stari ar 1 kvadrātgrāda redzamības lauku 1,4 GHz frekvencē. Darbība uzsākta gada 5. oktobrī. Ļoti lielais redzamības lauks nodrošina pasaulē labākos apstākļus pārejošo parādību, piemēram, FRB 2, un radioavotu izmaiņu pētīšanai gadā vien tika novērotas 20 FRB parādības. ASKAP projekts ir pasaules lielākā radioteleskopa Square Kilometre Array (SKA) celtniecības pirmā fāze, kuru plānots pabeigt gadā. Internetā: (informācija, foto, video, datu arhīvi). Azimuth (азимут; azimuts) - debess objekta leņķiskā atrašanās vieta, mērot no ziemeļu punkta virzienā uz austrumiem, līdz krustojam no horizonta vilktu vertikāli, kas krusto objektu. Azimuts ir arī specifiska radioteleskopa daļa, kas ļauj veikt rotāciju un debesīs novērot debess objektus. 2 FRB ātrie radiouzliesmojumi (angl. fast radio bursts) 13

14 B Backend (of radiotelescope) (система оцифровки и регистрации; uztvertā signāla reģistrācijas sistēma) - radio teleskopa datu uztveršanas iekārtu sistēma, ko novieto ārpus radioteleskopa, noteikti satur reģistrējošās un iekārtas signāla straumēšanai, ietverot analogos un digitālos pārveidotājus, starpfrekvences pastiprinātājus, spektrometrus utt. Background noise (фоновый шум; fona troksnis) - izpaužas kā traucējumi sistēmā, kura ģenerē, mēra vai reģistrē signālu. Dabiskā fona trokšņa sastāvā ir galaktiskais troksnis, ko izraisa sinhrotronais starojums, termiskais troksnis (uztvērēja radītais un izotropais fona troksnis), kvantu troksnis (spontānu emisiju vai fluktuāciju troksnis) un zvaigžņu fona troksnis. Band width (ширина полосы; joslas platums) - elektromagnētiskā spektra apgabala platums (frekvenču diapazons), ko laiž cauri elektriskā ierīce (mēra hercos). Baseline (база; bāze - radiointerferometra) - attālums starp divām kopīgi strādājošām antenām, kas veic astronomiskus novērojumus. Jo garāka ir bāze, jo lielāka ir izšķirtspēja spēja noteikt sīkas detaļas. Piemēram, ļoti garas bāzes masīva bāze starp tās tālāko austrumu antenu Santa Krusā un tālāko rietumu antenu Havaju salās ir gandrīz 5000 jūdzes. Maksimālā ALMA teleskopa bāze šobrīd ir aptuveni 15 kilometri (10 jūdzes). Beam (of an radio antenna) - (диаграмма направленности; antenām: staru kūļa vērsuma diagramma jeb virziena diagramma) - (radioastronomijā) antenas reakcijas līmenis uz starojumu, apzīmē virzītu elektromagnētisku staru vai staru kūli (novērošanas staru, precīzāk tā galveno ziedlapiņu). Signāla uztveršanas vērsuma diagramma sakrīt ar izstarošanas vērsuma diagrammu. Vairumam vērsuma diagrammu nošķir galvenās un sānu lapiņas. Sinfāzu antenās lielākā starojuma jaudas enerģija ir koncentrēta galvenajā lapiņā. Pēc galvenās lapiņas platuma nosaka antenas leņķisko izšķirtspēju pusjaudas līmenī 0,5. Tās aptuveno vērtību radiānos var noteikt šādi: 0,5 = /D, kur D ir antenas darba 14

15 apertūras izmērs. Vērsuma diagrammām var būt dažāda forma atkarībā no apertūras formas: zīmuļveida (paraboliskajām antenām) un nažveida (taisnstūra apertūrām). Antenu režģiem ir daudzstaru vērsuma diagrammas. Beam efficiency (эффективность диаграммы направленности; vērsuma diagrammas efektivitāte) - vērsuma diagrammas efektivitāte B ir enerģijas daļa, ko uztver vērsuma diagrammas galvenā ziedlapiņa. Skatīt arī apertūras efektivitāte. Beam width (ширина луча; stara platums). radioteleskopa stara leņķiskais platums. Stara platums pusjaudā leņķiskais platums ar nosacījumu, ka uztvertā jauda nav mazāka par pusi no maksimuma (situācijā, kad radioteleskops ir tieši vērsts uz punktveida avotu). Stara platums raksturo antenas izšķirtspēju. BL Lacertae objects (Лацертиды; Lacertīdas) - ārpusgalaktikas radiostarojuma avoti, mūsdienās šos objektus dēvē par blazāriem. Blazar (блазар; blazārs) - aktīvā galaktika, kuras kodolā ir melnais caurums ar akrēcijas disku, bet perpendikulāri diska plaknei izsviesta gāzu strūkla. Relatīvistiskā strūkla atrodas tuvu novērotāja skatu līnijai (tās konusa leņķis mazāks par 20 grādiem). Šīs kategorijas objektiem piemīt elektromagnētiskā starojuma mainīgums visos spektra diapazonos laika mērogā no stundām līdz gadu desmitiem. Blitzar (блицар; blicārs) hipotētisks astronomisks objekts, kuru varētu radīt strauji rotējošs pulsārs, tam pārvēršoties (kolapsējot) melnajā caurumā. Blicārs pieder ātro radiouzliesmujumu klasei FRB, nav izslēgts, ka visi vai daļa no FRB ir blicāri. Blicārus gadā teorētiski paredzēja Heino Falke un Lučiano Rozolla. Dotajā brīdī ir novēroti vairāki radiouzliesmojumi, kas potenciāli varētu tikt atzīti par blicāriem. 15

16 Boltzmann s constant (постоянная Больцмана; Bolcmaņa konstante) - fizikāla konstante, kura nosaka sakarību starp temperatūru un enerģiju: k = 1, J/K. Brightness temperature (яркостная температура; spožuma temperatūra) - absolūti melna ķermeņa temperatūra, kurš izstaro tādas pašas jaudas starojumu noteiktā frekvencē kā avots no laukuma vienības frekvenču vienības intervālā. Broadside antenna (антенна синфазная; sinfāzu antena) - vibratoru tīkls, kas uztver signālu vienādā fāzē. Antenas jūtības galvenā lapiņa ir novietota perpendikulāri tīkla plaknei. 16

17 C Cambridge catalogues (Кембриджские каталоги; Kembridžas katalogi) - pazīstamākais no tiem ir katalogs 3CR. Tā pamats bija 3С, kuru sastādīja Kembridžā 159 MHz frekvencē ar kompleksas interferometriskās sistēmas palīdzību. Katalogā 3C ir iekļauts 471 radiostarojuma avots. Lai samazinātu kļūdas koordinātās, tika izveidots atsevišķs apskats 178 MHz frekvencē ar liela cilindriskā paraboloīda palīdzību. Šīs antenas šaurā, austrumu rietumu virzienā orientētā diagramma izslēdza gandrīz visas sākotnējās 3C kataloga nepilnības. Abu novērojumu rezultāti ir apkopoti vienā, uzticamākā radiostarojuma avotu katalogā 3CR. Cambridge Observatory, Mullard Radio Astronomy Observatory (Кембриджская радиоастрономическая обсерватория, Маллардская радиоастрономическая обсерватория; Kembridžas Radioastronomijas observatorija, Malarda radioastronomijas observatorija) - atrodas netālu no Kembridžas (70 km uz ziemeļiem no Londonas). Tajā ir iekļauti daži lieli apertūras sintēzes teleskopi, tai skaitā 5 km garā līnijā izvietotās Raila teleskopa astoņas 13-m diametra antenas un antenu režģis mikroviļņu fona novērojumiem 15 GHz (2 cm viļņu garumā) gadā pārveidot 2-dimensiju antenu masīvā. Observatorijā ir arī paraboliskā antena ar 32 m diametru, kas ietilpst sistēmā MERLIN. Šajā observatorijā, sākot ar gadu, tika izveidoti pasaulslaveni radiostarojuma avotu katalogi: 1С un 2С 81,5 MHz frekvencē; 3С (159 MHz); 3CR, 3CRR un 4С (178 MHz); 5С (408 un 1407 MHz); 6С un 7С (151 MHz); 8С (38 MHz) un 9С (15 GHz) gadā Kembridžā Džoselīna Bella, Entonija Hjūiša doktorante, atklāja pirmo pulsāru. Malarda observatorija ieguva savu nosaukumu no uzņēmuma Mullard, kas observatorijā ieguldīja 100 tūkstošus sterliņu mārciņu. Canberra Deep Space Communication Complex (CDSCC) - (Канберрский коммуникационный комплекс глубокого космоса; Kanberas tālo kosmisko sakaru komplekss) - viena no trijām stacijām, kas nepārtraukti komunicē uztur sakarus ar ASV kosmiskajiem aparātiem, kuri pēta Saules sistēmu un tās apkārtni. Atrodas Tidbinbilā, 20 km uz dienvidrietumiem no Austrālijas galvaspilsētas Kanberas. Pārējās divas stacijas atrodas Kalifornijā un Spānijā. Kanberas stacija darbojas kopš gada, tajā ir četras paraboliskās antenas 17

18 vienas antenas diametrs ir 70 m, pārējo triju 34 m; tiek būvēta vēl viena 34 m antena. Kompleksā ietilpst arī Pārksas radioastronomijas observatorijas 64 metru radioteleskops. Radioteleskopi saņem signālus no kosmiskajiem aparātiem un nosūta tiem komandas. Komplekss nodrošinājis sakarus ar Cassini pie Saturna, lidojumos uz Marsu, MESSENGER pie Merkura, New Horizons pie Plutona, Voyager 1 un Voyager 2. Cassegrain radio telescope (Кассергеновский радиотелескоп; Kasegrēna radioteleskops) - radioteleskops-reflektors, kura fokuss atrodas galvenajā spogulī tieši aiz centrālās atveres. Paraboliskās primārās antenas fokusā novietots sekundārais spogulis. Tas ļauj uzstādīt uztvērēju sekundārajā fokusā zem paraboliskās antenas. Cassiopeia A (Кассиопея А; Kasiopeja A) - 3С 461) jauns II tipa pārnovas miglājs Kasiopejā, stiprākais radiostarojuma avots ārpus Saules sistēmas robežām gadā to atklāja angļu radioastronomi Rails un Smits. Masa ir vienāda ar dažām Saules masām. Balstoties uz aprēķiniem, tā uzliesmoja aptuveni gadā, taču tā laika novērojumi nav zināmi. Attālums līdz Cas A 3,4 kpc, leņķiskais izmērs 6. Miglājam ir apvalku struktūra, tajā sastopamas daudzas 7 izmēra kondensācijas. Kondensāciju dzīves ilgums 10 gadi. Apvalka izmērs 5 pc. Kondensāciju sistēmas izplešanās ātrums 6 7 tūkstoši km/s. Avotu dažādos katalogos izmanto kalibrēšanai, novēro viļņus no dekametru līdz milimetru diapazonam. Cas A radiostarojuma plūsmas blīvums samazinās par 0,7 līdz 0,88% gadā, gadā tas kļuva vienāds ar cita jaudīga kalibrēšanas avota Cyg A plūsmu un turpina samazināties. Pēc rentgena novērojumu datiem, atlikuma centrā ir atrasts kompakts objekts neitronu zvaigzne, kura, iespējams, palēnina plūsmas samazinājumu decimetru viļņos. Centaurus A (Центавр А; Centaurs A) - NGC 5128; = 13 h 25,5 m ; = ir spēcīgs radioavots Centaura zvaigznājā; tā ir mums tuvākā radiogalaktika (attālums līdz tai ir aptuveni 4 megaparseki). Galaktikai ir sferoidāla forma, ko sadala uz pusēm gāzu un putekļu disks, kas absorbē zvaigžņu gaismu un kas ir vērojams praktiski no pašas šķautnes. Centaura A ir izplests radioavots, veca, ievērojami izpletusies struktūra. Avota kopējais garums gar lielo asi 18

19 ir aptuveni 500 kiloparseki. Tā centrālajā daļā atklāta salīdzinoši kompakta dubulta radiostruktūra, kurā attālums starp komponentiem ir aptuveni 12 kiloparseki. Pašā galaktikas centrā atrodas ļoti kompakts radioavots, kura starojuma intesitāte strauji palielinās centimetru un milimetru diapazonā. Izplestā radioavota radiospožums ir aptuveni W. Ar orbitālo teleskopu Čandra ieguva milzu plūsmas attēlus, kas izsviesti no Centaura A galaktikas centra. Plūsmu veido akrēcijas diska viela; disks apņem supermasīvu melno caurumu, un plūsmas ir orientētas gar diska rotācijas asi. Šī kosmiskā daļiņu paātrinātāja enerģijas avots ir melnais caurums, kura masa ir gandrīz 10 miljonu reižu lielāka par Saules masu. No alaktikas aktīvā kodola izšautās strūklas garums ir 13 tūkstoši gaismas gadu. Centimetre waves (сантиметровые волны; centimetru viļņi) - radioviļņi, kuru garums ir no 10 līdz 1 cm (frekvence no 3 līdz 30 GHz). Viļņiem pārvietojoties cauri Zemes atmosfērai, to kropļošana ir neliela. Viļņus, kuru garums ir mazāks par 3 cm, troposfērā absorbē ūdens tvaiks un lietus lāses. Jonosfēra praktiski neabsorbē centimetru viļņus, tādēļ tos var izmantot radioastronomijā, sakaru pavadoņos un Zemes kosmosa sakaru līnijās. Chromosphere (хромосфера; hromosfēra) - Saules atmosfēras daļa, kas atrodas tieši virs fotosfēras. Circular antenna (кольцевая антенна; gredzenveida antena) - radioteleskops gredzena formā, piemēram, Krievijas RATAN-600. Ar šādu antenu ir iespējams sasniegt augstu leņķisko izšķirtspēju milimetru viļņos bez nepieciešamības veidot aizpildītu apertūru. Classification of radio galaxies (классификация радиогалактик; radiogalaktiku klasifikācija) - Fanarovs (Fanaroff R. L., Dienvidāfrikas Republika) un Džūlija Railija (Riley, Kembridža, Anglija) izveidoja vienkāršu izplesto ārpusgalaktikas radiostarojuma avotu klasifikāciju, balstoties uz to morfoloģiju: FR II un FR I. FR II tipa radiogalaktikas klasiskā dubultā radiogalaktika ar izplestās radiostarojuma struktūras spožuma palielinājumu karsto radiostarojuma plankumu malās. FR I tipa radiogalaktikas neregulāras formas, mazāka izmēra un ar izplestās radiostarojuma struktūras spožuma palielināšanos galvenās galaktikas centra virzienā. Abi radiogalaktiku tipi atšķiras pēc starojuma jaudas un radiostarojuma diapazona. FR II galaktikās bieži 19

20 novērojama vienpusēja, šaura, radioviļņus starojoša strūkla, kādas nav FR I tipa radiogalaktikās. Turklāt FR II ir raksturīgi jaudīgāki kodoli, kas rada mainīgu radiostarojumu. FR II nav sastopamas ar gāzēm bagātajā galaktiku kopu centrālajā daļā, bet FR1, tieši pretēji, biežāk ir masīvās, galaktiku kopas centrālās galaktikas. CMB (cosmic microwave background) (космический микроволновый фон; kosmiskais mikroviļņu fons) - skat. kosmiskais mikroviļņu fons. Coaxial cable (коаксиальный кабель (совместно и axis ось); koaksiālais kabelis) - kabelis, kurā abi strāvas vadītāji, kas veido elektrisko ķēdi, ir divi paralēli cilindri. Koaksiālo kabeli lieto elektrisko signālu pārvadīšanai telekomunikāciju līnijās, radioelektriskās un televīzijas aparatūras antenu fīderu aprīkojumā, starp radiotehniskās aparatūras blokiem, utt. Coherent oscillations (когерентные колебания; koherentas svārstības) - divus svārstību procesus dēvē par koherentām svārstībām, ja tie notiek sinhroni tādā veidā, ka to fāžu atšķirība paliek konstanta. Viļņu koherence viļņa svārstības dažādos telpas punktos notiek sinhroni, tā, ka fāžu atšķirība starp diviem punktiem nav atkarīga no laika. Koherences neesamība savukārt ir situācija, kad fāžu atšķirība starp diviem svārstību punktiem nav konstanta, bet mainās ar laiku. Collecting Area (собирающая площадь; uztverošais laukums) - teleskopa platība, kas spēj uztvert elektromagnētisko starojumu. Šis parametrs ir svarīgs teleskopa jutībai. Jo lielāku starojuma daudzumu tas spēj uztvert (tas ir, tam ir lielāks uztverošais laukums), jo lielāka ir tumšāku objektu konstatēšanas iespēja. Combined Array for Research in Millimetre-wave Astronomy (CARMA) - (комбинированная решетка миллиметрового диапазона; milimetru diapazona kombinētais tīkls) - atradās netālu no Ovensa ielejas radioastronomijas observatorijas (ASV). Šis bija 23 antenu komplekss (6 antenas ar diametru 10,4 metri, 9 antenas ar diametru 6,1 metri un 8 antenas ar diametru 3,5 metri), ar ko pētīja kosmisko mikroviļņu fonu un galaktiku kopas frekvencēs no 30 GHz ( = 1 20

21 cm) līdz 100 GHz ( = 3,3 mm). Pētnieciskie uzdevumi saistīti ar galaktikām un to kopām, zvaigznēm, eksoplanētām, komētu un citu mazo Saules sistēmas ķermeņu veidošanos, evolūciju un dinamiku. Teleskopi pārtrauca darbību gada aprīlī un tika pārvietoti uz Ovensa ielejas (Owens Valley) radio observatoriju uzglabāšanai. Mājaslapa: Compact radio source (компактный радиоисточник; kompakts radio avots) - radiostarojuma avots ar maziem leņķiskajiem izmēriem un tipiski lielu spožumu īsviļņu apgabalā. Complex antenna system (сложная антенная система; sarežģītu antenu sistēma) - elementāru antenu sistēma speciāla veida vērsuma diagrammas iegūšanai. Confusion (путаница; neskaidrība) - nedetektējamo (vājo) starojuma avotu radītā fona vidējā spožuma fluktuācijas vērsuma diagrammā, ko nosaka sakarības veids starp avotu skaitu un plūsmas blīvumu. Continuous Spectrum (непрерывный спектр; nepārtrauktais spektrs) - spektrs, kurā objekta enerģija tiek izstarota visos viļņu garumos. Coronal Mass Ejection (CME) - (корональные выбросы массы; koronālais izvirdums) - jaudīgākā Saules aktivitātes izpausme. Liela izmēra magnētiskās un plazmas struktūras, kas izplatās no Saules. CME laikā tiek patērēta enerģija, lai paātrinātu milzīgu vielu masu pārvietošanos. CME vieglāk novērot ārpus Saules diska. Atbilstoši agrākajam uzskatam CME un Saules uzliesmojumi ir viena un tā paša procesa dažādas izpausmes. Saskaņā ar citu uzskatu, šīm izpausmēm var būt kopīgs enerģijas avots dažādos tuvos telpas apgabalos ar nelielu nobīdi laikā. Turklāt ir virkne novērojumu, kuros koronālie izvirdumi ir reģistrēti bez jebkādām izpausmēm uz Saules diska, tajā skaitā arī bez Saules uzliesmojumiem. Kustības laikā vainagā tiek novēroti arī triecienviļņi, paātrinātas daļiņas un radiostarojuma uzliesmojumi. Jaudīgākie CME atdalās no Saules un izplešas heliosfērā. Saules 21

22 aktivitātes maksimumā var notikt līdz pat 6 CME dienā. Uz to norisi norāda II tipa radiostarojuma uzliesmojumi. Praktiski visi CME ir saistīti ar šī veida uzliesmojumiem. IV tipa uzliesmojumi ataino CME kustību vainagā. Correlator (коррелятор; korelators) - elektroniska vai programmatiska ierīce, radiointerferometra korelācijas sistēmas daļa, kuras mērķis ir apvienot kopā individuālo staciju novēroto signālu. Korelatorā tiek rekonstruēta novērotā viļņa fronte, kompensējot ģeometrisko laika nobīdi, un reizināti attiecīgie signāli no katra radiointerferometra antenu pāra, lai tālāk varētu iegūt signālu interferences ainu. Cosmic masers (мазеры космические; kosmiskie māzeri) - saīs. no: microwave amplification by stimulated emission of radiation mikroviļņu pastiprināšana, izmantojot inducētu starojumu) ir kosmiski objekti, kas ir spēcīgi māzeru starojuma avoti. Pirmais kosmiskais māzers tika atklāts gadā; laboratorijas apstākļos pirmo māzeru izveidoja gadā. Māzerus nosaka pēc māzeru starojuma molekulu radiolīnijās. Ir atklātas H2O, OH, SiO, CH, NH3, HCN un citu molekulu māzeru līnijas. Starojuma intensitāte atbilst K spožuma temperatūrai, bet līniju platums liek secināt to, ka gāzes kinētiskā temperatūra starojuma zonās ir no vairākiem desmitiem līdz vairākiem tūkstošiem grādu. Mūsu Galaktikā un blakusesošajās galaktikās ir atklāti vairāki simti māzeru. Pastāv divi galvenie māzeru veidi. Pirmā tipa māzeri ir saistīti ar veidošanās stadijā esošajām O un B spektra klases zvaigznēm, tiem raksturīgas spožas kondensācijas, kuru izmērs ir 10 8 līdz km. Tie atrodas tiešā kompakto H II zonu un infrasarkanā starojuma avotu tuvumā. Otrā tipa māzeri atrodas lielas starjaudas sarkano milzu un sarkano pārmilzu zvaigžņu retinātajos apvalkos, kur tos ierosina infrasarkanais starojums. Ja tā ir maiņzvaigzne, tad līdztekus spožuma maiņai infrasarkanajā diapazonā notiek arī māzera starojuma intensitātes maiņa. Galaktisko māzeru starjauda ir 10 9 līdz 10 5 Saules starjaudas. Dažu ārpusgalaktisko māzeru starjauda ir lielāka par Saules bolometrisko starjaudu, tie ir par 6 līdz 7 kārtām jaudīgāki nekā galaktiskie māzeri. Šādus māzerus sauc par megamāzeriem. Cosmic microwave background (космический микроволновый фон; kosmiskais mikroviļņu fons) - kosmiskais mikroviļņu fona starojums termiskais starojums, kas vienmērīgi piepilda Visumu. Tas tiek saukts arī par relikto starojumu. Šis 22

23 starojums radās ūdeņraža pirmējās rekombinācijas ērā gadā reliktā starojuma esamību paredzēja Džordžs Gamovs, Ralfs Alfērs un Roberts Hermans, balstoties uz karstā Lielā Sprādziena teorijas aprēķiniem. Gamovs paredzēja, ka starojuma temperatūra būs 3 K gadā Arno Penziass un Roberts Vudro Vilsons no Bell Telephone Laboratories Holmdeilā (ASV), veicot eksperimentus ar rupora antenu satelītu komunikācijas uzlabošanai, netīšām atklāja starojumu, kas nāk no visām pusēm un kura temperatūra bija 3,5 K. Vēl pirms tam Roberts Dike, Džims Pībls un Deivids Vilkinsons uz Princetonas Universitates jumta iesāka būvēt iekārtu ar mērķi atklāt kosmoloģisko mikroviļņu fonu, viņiem pozitīvi novērojumi izdevās tikai dažus mēnešus vēlāk pēc Penziasa un Vilsona atklājuma gadā Penzias un Vilsons par savu atklājumu saņēma Nobela prēmiju. Terminu reliktais starojums ieviesa PSRS astrofiziķis J. Šklovskis. Reliktais starojums radās rekombinācijas brīdī, kad plazmas temperatūra bija aptuveni 3000 K; reliktā starojuma rašanās laikā Visums bija aptuveni 400 tūkst. gadus vecs. Novērojamā sfēra, kas atbilst šim momentam, tiek dēvēta par pēdējās izkliedes virsmu. Reliktais starojums ir vistālākā Visuma parādība, ko var novērot elektromagnētiskajos viļņos. Tas ir ļoti izotrops, un tā spektrs ir ļoti tuvs absolūti melna ķermeņa starojumam ar temperatūru 2, ,00057 K. Reliktā starojuma raksturojums gadā tika iegūti pirmie dati par mikroviļņu fona anizotropiju. Krievu zinātnieki (I. Strukova grupa) pēc ilgstošas PSRS pavadoņa RELIKT-1 mērījumu apstrādes paziņoja par liela zemas temperatūras apgabala esību, taču šie rezultāti tiek apstrīdēti. Ar lielu mērījumu precizitāti gandrīz visā debesjumā pirmo reizi reliktā starojuma fluktuācijas novēroja ar pavadoni COBE (kosmiskā fona pētnieks, angļu: Cosmic Background Explorer). Par šiem novērojumiem COBE grupas vadītāji Dž. Smūts un Dž. Māzers gadā saņēma Nobela prēmiju. COBE apstiprināja reliktā starojuma spektra atbilstību melna ķermeņa spektram (pie 2,725 K temperatūras). Maksimums 160,4 GHz frekvencē (viļņa garums 1,9 mm). Starojums ir izotrops ar precizitāti līdz 0,001%; tā temperatūras vidējā kvadrātiskā novirze ir aptuveni 18 µk. Detalizētāku karti izdevās izveidot ar ASV kosmisko aparātu WMAP un visprecīzāko ar kosmisko aparātu Planck. Dipola anizotropija gadā tika atklāts, ka reliktajā starojumā redzama dipola sastāvdaļa; Lauvas zvaigznāja virzienā starojuma 23

24 temperatūra ir par 0,1% augstāka nekā vidējā temperatūra, bet pretējā virzienā par 0,1% zemāka. Tiek uzskatīts, ka šāda parādība rodas Doplera efekta dēļ, Saulei kustoties Lauvas zvaigznāja virzienā (ar ātrumu aptuveni 370 km/s) attiecībā pret reliktā starojuma fonu. Ņemot vērā, ka Saules kustības ātrums ap Galaktikas centru ir aptuveni 220 līdz 230 km/s Gulbja zvaigznāja virzienā, un ņemot vērā kustību attiecībā pret Vietējās galaktiku grupas centru, iegūst, ka lokālā galaktiku grupa, tai skaitā Piena Ceļa galaktika, kā veselums virzās attiecībā pret relikto starojumu ar ātrumu aptuveni km/s Hidras zvaigznāja virzienā (galaktiskās koordinātas: l = 276 3, b = 30 3 ). Sjuņajeva-Zeļdoviča efekts novērojams radiostarojumā, kas nāk no galaktiku kopām. Komptona efekts parādās vietās, kur ir daudz fotonu un ir brīvi karstie elektroni. Reliktajā starojumā ir daudz fotonu, to skaits tilpuma vienībā (400 cm -3 ) ir lielāks nekā no jebkura cita gaismas avota, kā rezultātā notiek reliktā starojuma fotonu inversā Komptona izkliede uz galaktiku kopu karstajiem elektroniem. Novērojot galaktiku kopas VLBI režīmā, redzami pazemināta spožuma apgabali. Saksa-Volfa efekts ir viens no galvenajiem kosmoloģiskajiem efektiem, kas saista vielas sadalījumu un reliktā starojuma anizotropiju. Šis efekts izpaužas kā kosmiskā mikroviļņu fona fotonu spektra nobīde uz sarkano vai violeto spektra pusi gravitācijas lauka izmaiņu ietekmē. Šis un Sjuņajeva-Zeļdoviča efekts ir saistīts ar vēlīnā Visuma struktūru ietekmi apgabalos, kur sarkanā nobīde ir mazāka vai gandrīz vienāda ar 1. Cosmic microwave background radiation (CMBR) (космическое микроволновое фоновое излучение; kosmiskā mikroviļņu fona starojums) - Skat. kosmiskais mikroviļņu fons. Cosmic radio radiation (космическое радиоизлучение; kosmiskais radiostarojums) - kosmisko objektu radiostarojums. Kosmiskā radiostarojuma pētniecībai ir liela nozīme kosmosa fizikālo apstākļu un procesu, kosmisko ķermeņu struktūras (galaktiku, kvazāru, u.tml.), kosmisko magnētisko lauku, temperatūras, vielas ātruma u.c. noskaidrošanā. Eksistē dažādi kosmiskā radiostarojuma ģenerēšanas mehānismi. Kosmiskā radiostarojuma pētniecība deva iespēju izpētīt Galaktikas spirālzarus un Visuma attālākos nostūrus. Pētot kosmisko radiostarojumu, 24

25 ir atklātas radiogalaktikas, kvazāri, pulsāri, kosmiskie māzeri, reliktais starojums. Cosmic Rays (космические лучи; kosmiskais starojums). kosmiskais starojums ir augstas enerģijas atoma kodoli (lielākoties protoni), kas izplatījumā pārvietojas ar gaismas ātrumam tuvu ātrumu un nokļūst Zemes atmosfērā. Cosmos (космос; izplatījums) - šis ir vēl viens vārds, kas atvasināts no grieķu valodas un ar kuru apzīmē kosmosu, un kas nozīmē viss. Crab Nebula (Крабовидная туманность; Krabja miglājs, M1, NGC 1952) - pārnovas miglājs Vērša zvaigznājā. Tiek uzskatīts par I tipa pārnovas atlikumu (plerionu). Tā gaisma sasniedza Zemi gadā (attālums 2 kpc). Krabja miglājs ir jaudīgs radiostarojuma avots (Vērsis A), tā optiskais starojums ir ļoti polarizēts. Krabja miglājā atrodas pulsārs, kuram ir īss periods (0,0331 s). Pulsārs ir miglāja enerģijas avots. Plūsmas blīvums metru un decimetru viļņos ir mērāms tūkstošos Jy. Kompaktais radiostarojuma avots miglāja centrā ir saistīts ar pulsāru un metru viļņos rada 30-50% no radiostarojuma plūsmas, decimetru un centimetru viļņos šī daļa strauji samazinās. Avotā novēroti spēcīgi radiouzliesmojumi. Tiek izmantots Saules vainaga radiocaurstarošanai, jo atrodas gandrīz tieši uz ekliptikas, un vienreiz gadā Saules iekšējā vainaga dienvidu daļa to šķērso. Critical frequency (критическая частота; kritiskā frekvence) augstākā frekvence, kurā vēl notiek radioviļņu atstarošana. Cyclotron radiation (циклотронное излучение; ciklotronais starojums) - lādēto daļiņu elektromagnētisko viļņu starojums (kosmosā galvenokārt elektronu starojums), kas magnētiskajā laukā virzās spirāles veidā ar nerelatīvistisku ātrumu. Rotācijas leņķiskais ātrums atbilst žiromagnētiskajai frekvencei:, un starojums ir vērojams arī žirofrekvences harmonikās. Ciklotronais starojums ir būtisks koronālajā plazmā virs Saules plankumiem un planētu magnetosfērā. Spēcīgajos balto punduru (~10 5 līdz 10 8 G) un neitronu zvaigžņu (~10 9 līdz G) magnētiskajos laukos ciklotronais starojums kļūst par svarīgāko 25

26 starojuma mehānismu ne tikai pamata, bet arī augstākās harmonikās. Šo objektu ciklotronais starojums ir novērojams infrasarkanajā, optiskajā un rentgenstarojuma diapazonā. Cygnus A (Лебедь А; Gulbis A) - 3С 405; = 19 h 59,5 m ; = jaudīgs dubults radiostarojuma avots, trešais pēc intensitātes starp debess radiostarojuma avotiem (pēc Saules un Kasiopejas A). Daļa no tālas, netipiskas cd galaktikas. Arī rentgenstarojuma avots. Gulbi A izmanto radiostarojuma kalibrēšanai, tā plūsmas blīvums 10 MHz frekvencē ir Jy. Gulbis A gadā tika identificēts kā 16. zvaigžņlieluma eliptiskā galaktika. Galaktikas sarkanā nobīde z = 0,057. Radiostarojuma attēlos redzams kodols, strūkla un daivas ar spilgtinājumu malās, centrā redzamas divas starojuma komponentes aptuveni 80 kpc attālumā cits no cita. Komponentu attālināšanās ātruma augšējā robeža ir 2% gaismas ātruma. Pilna dubultās struktūras radiostarojuma starjauda ir aptuveni W un ir salīdzināma ar daudzu citu dubultas struktūras kvazāru radiostarojuma starjaudu. Cygnus X-1 (Лебедь Х-1; Gulbis X-1) - ietilpst masīvas dubultsistēmas sastāvā aptuveni 6 tūkstošu gaismas gadu attālumā no Saules. Viena komponente melnais caurums, kura masa ir vairāki desmiti Saules masu, otra - zila pārmilzu maiņzvaigzne ar apzīmējumu HDE Objekti atrodas attālumā 0,2 au viens no otra. Pārmilža zvaigžņu vējš nodrošina materiālu rentgenstarojuma avota akrēcijas diskam. Diska iekšējā daļa, kuras temperatūra ir vairāki miljoni kelvinu, ģenerē novērojamo rentgenstarojumu. Daļu vielas starpzvaigžņu telpā aiznes divas strūklas, kuras ir vērstas perpendikulāri diskam. Kopš tā atklāšanas gadā avots Gulbi X-1 aktīvi pēta visdažādākajos diapazonos no radioviļņiem līdz rentgenstarojumam. Gulbis X-1 visticamāk izveidojās bez spoža pārnovas sprādziena. 26

27 D D galaxy (D-галактика; D tipa galaktika) - milzu radiogalaktika (visizplatītākais radiogalaktiku veids), kas sastāv no eliptiska kodola, kuram apkārt ir plašs apvalks. Dark energy (темная энергия; tumšā enerģija) - kosmoloģijā ir hipotētisks enerģijas veids, ko Visuma matemātiskajā modelī ieviesa, lai skaidrotu tā paātrināto izplešanos. Saskaņā ar gadā publicētajiem datiem par Planka kosmiskajā observatorijā veiktajiem mērījumiem, no kopējās novērojamā Visuma masas-enerģijas 68,3% ir tumšā enerģija un 26,8% tumšā matērija (kopā 95,1%). Saskaņā ar esošajiem aprēķiniem, paātrināta Visuma izplešanās sākās pirms aptuveni 5 miljardiem gadu. Hipotēzēs par Visuma nākotni tiek piedāvāti divi scenāriji: Lielais Pārrāvums pēc šī scenārija tumšā enerģija ar laiku saraus gabalos visas ar gravitāciju saistītās Visuma struktūras, pēc tam tās spēks kļūs lielāks par elektromagnētisko un kodolu mijiedarbību, tiks izjaukti atomi, kodoli un nukloni un, visbeidzot, tiks iznīcināts Visums. No otras puses, tumšā enerģija ar laiku var izkliedēties vai pat atgrūšanos var nomainīt pievilkšanās. Šajā gadījumā gravitācija ņems virsroku, un Visumā sāksies Lielais Krakšķis. Visuma paātrinātā izplešanās tika atklāta gadā, veicot Ia tipa pārnovu pētījumus. Par šo atklājumu Sols Perlmuters, Braiens Šmits un Ādams Rīss gadā ieguva Nobela prēmiju fizikā. Dark matter (темная материя; tumšā matērija) - astronomijā un kosmoloģijā, kā arī teorētiskajā fizikā ir hipotētiska matērijas forma, kas neizstaro elektromagnētisko starojumu, un tai nav tiešas mijiedarbības ar to. Šāda vielas īpašība apgrūtina tās tiešus pētījumus. Tumšā matērija nereaģē uz redzamo gaismu, kā arī, cik mums ir zināms, neizstaro citas elektromagnētiskā starojuma formas. Tās eksistence ir noteikta pēc acīmredzamiem gravitācijas efektiem 27

28 Termins pirmo reizi lietots 20. gadsimta beigās, lai skaidrotu galaktiku un galaktiku kopās esošo galaktiku anomāli lielo rotācijas ātrumu. Šādi ātrumi gravitējošās sistēmās norāda uz to, ka šo sistēmu masa ir gandrīz par kārtu lielāka par tajās esošo zvaigžņu masu. Slēptās masas problēmu pētīja F. Cvikijs jau 20. gs. 30. gados. Tumšā matērija ir novērojama, izmantojot gravitācijas lēcas. Tumšās matērijas apjoms Visumā ir 26,8%. Db galaxy (db-галактика; db tipa galaktika) - ir radiogalaktika, kuras forma atgādina hanteli. To var dēvēt par D tipa galaktiku ar dubultu eliptisku kodolu, kuru apņem plašs apvalks. Decametre waves (декаметровые волны; dekametru viļņi) - to diapazons ir no 3 megaherciem (viļņa garums 100 m) līdz 30 megaherciem (viļņa garums 10 m). Dekametru viļņu diapazonā tiek veikti Saules radioastronomiskie, Saules sistēmas planētu magnetosfēras, galaktiskā un ārpusgalaktiskā radiostarojuma avotu pētījumi. Deceleration radiation (тормозное излучение; bremzstarojums) - Vāciski Bremsstrahlung. starojums, ko izstaro lādētas elektriskās daļiņas, kas virzās ar paātrinājumu vai palēninājumu atkarībā no to savstarpējās pievilkšanās vai atgrūšanās gadījumos, kad notiek daļiņu tuvināšanās. Tādu pašu starojuma mehānismu, bet kurā iesaistīts ārējs magnētiskais lauks, dēvē par magnētisko bremzstarojumu. Sīkāk to iedala ciklotronajā starojumā, ja to izraisa nerelatīvistiskas daļiņas, un sinhrotronajā 28

29 starojumā, ja to izraisa relatīvistiskas daļiņas. Bieži vien par bremzstarojumu tiek dēvēts arī starojums, kas rodas brīvās brīvās pārejas laikā jeb brīvo elektronu un citu lādēto daļiņu mijiedarbības laikā plazmā. Turklāt, tiek izstarots visa elektromagnētisko viļņu spektra starojums. Pateicoties bremzstarojuma mehānismam, kosmiskajos apstākļos rodas Saules vainaga, zvaigžņu vainagu, H II zonu, planetāro miglāju, galaktiku kopu gāzes radiostarojums, kā arī liela daļa zvaigžņu infrasarkanā un optiskā starojuma. Decimeter waves (дециметровые волны; decimetru jeb īsie viļņi) - radioviļņi, kuru garums ir no 1,0 līdz 0,1 m (300 līdz 3000 megahercu frekvencēs). Decimetru diapazona viļņi tiek plaši izmantoti radioastronomijā, pētot Sauli, galaktikas un ārpusgalaktikas objektus, kā arī mobilajos sakaros un televīzijā. Degree Angular Scale Interferometer (DASI) - (DASI Интерферометр градусного масштаба; DASI - grādu mēroga interferometrs) - atrodas Dienvidpolā (Amundsenskota-Sautpola stacija). To izmanto, lai precīzi mērītu kosmiskā mikroviļņu fona temperatūru un polarizāciju. Šis interferometrs, kam ir 13 elementi, darbojas desmit diapazonos no 26 līdz 36 GHz frekvencē gadā DASI zinātnieki publicēja kosmiskā mikroviļnu fona (CMB) precīzākos temperatūras un jaudas spektra mērījumus. Tādējādi CMB ietvaros tika atklāti 2. un 3. akustiskie spektra maksimumi, kuri kalpoja par būtisku inflācijas teorijas pierādījumu. Šis pētījums tika veikts kopā ar eksperimentiem BOOMERanG un MAXIMA gadā publicēts ziņojums par pirmo polarizācijas anizotropiju, kas konstatēta CMB. Degree of polarization (степень поляризации; polarizācijas pakāpe) - attiecība starp divu savstarpēji perpendikulārās plaknēs polarizētu gaismas plūsmas sastāvdaļu intensitātes maksimālo starpību un šo intensitāšu summu. Polarizācijas pakāpi apzīmē ar p, un to nosaka saskaņā ar šādu formulu: p = ( I I ) ( I + I ). max min max Diazenylium (диазенилий; diazo ūdeņraža jons) - jons ar ķīmisko formulu N2H+, kas bieži tiek atrasts starpzvaigžņu vidē un zvaigžņu miglājos. min Diffraction Fringe (дифракционная полоса; difrakcijas josla) - 29

30 izplūdusi josla attēla tuvumā, ko rada gaismas viļņa īpašības. Mazāku detaļu par joslu ieraudzīt nav iespējams (skatīt josla ). Dipole antenna (дипольная антенна; dipolantena) - uztvērējierīce, kuru veido dipolu sistēma; bieži tiek izmantota radioteleskopos. No paraboliskajām antenām atšķiras ar to, ka dipolantena sastāv no vairākām atsevišķām antenām, kuras uzkrāj enerģiju, nosūtot savus signālus vienam kopējam uztvērējam. Direction of travel of radio wave (направление распространения радиоволны; radioviļņa izplatīšanās virziens) - līnija, gar kuru notiek elektromagnētiskā viļņa izplatīšanās. Dispersion measure (мера дисперсии; dispersijas mērs) - lielums, kas raksturo dažādu frekvenču pulsāru radioimpulsu aizturi laikā. Šī aizture ir skaidrojama ar elektronu klātbūtni starpzvaigžņu vidē. Ja neatkarīgos mērījumos ir noteikts elektronu blīvums, tad pulsāra dispersijas mēru var izmantot, lai noteiktu attālumu līdz tam. Dominion Radio Astrophysical Observatory (DRAO) - (Доминион, радиоастрофическая обсерватория; Domīnijas Radioastrofizikas observatorija) - atrodas Kanādā 250 km uz austrumiem no Vankūveras. Observatorijas rīcībā ir 9 antenu radiointerferometrs ar 600 m bāzi, 26 m liels paraboliskais reflektors, radioteleskops Saules radiostarojuma novērošanai 10,7 cm viļņos, 21 cm viļņu pētījumiem paredzēts radiointerferometrs, kas veidots no četrām 100 m garām un 20 m platām cilindriskām radiorefraktora antenām. Interneta vietne: Doppler effect (доплеровское смещение; Doplera nobīde) - doplera nobīde vai Doplera efekts. Viļņa garuma maiņa avota un uztvērēja relatīvās kustības rezultātā. Priekšmetiem, kas pārvietojas virzienā uz vērotāju, viļņa garumi samazinās. Priekšmetiem, kas pārvietojas prom no vērotāja, viļņa garumi palielinās. Double radio source (двойной радиоисточник; dubultais radiostarojuma avots) - 30

31 radiogalaktika ar diviem galvenajiem radiostarojuma avotiem, kas atrodas vizuāli redzamās galaktikas pretējās pusēs. Dubultie radiostarojuma avoti ir vieni no izplatītākajiem zemfrekvenču starojuma avotiem. Šo avotu radiostruktūrai nav daudz kopīgu īpašību ar saistīto galaktiku optisko struktūru. Visbiežāk pastāv divi aptuveni vienāda spožuma radiostarojuma apgabali (daivas), kas atrodas simetriskā pozīcijā pret galaktiku vai kvazāru. Dažreiz tie atrodas galaktikas optiskās kontūras iekšienē, taču visbiežāk no 10 līdz 100 kpc attālumā no galaktikas centra (radiostarojuma avotam Gulbis A šis attālums ir 80 kpc). Vislielāko (milzu radiostarojuma avotu) fizikālie izmēri ir aptuveni 2 līdz 5 Mpc. Parasti radiostarojuma apgabaliem, kas atrodas tuvāk ārējai malai, ir blīvs karstais plankums. Tādu konfigurāciju bieži dēvē par galvas un astes tipa struktūru. Galva ir blīvais plankums, savukārt aste apgabals ar pazeminātu virsmas spožumu, kas stiepjas atpakaļ uz galaktikas kodola pusi. Galvas un astes tipa struktūra tiek novērota spēcīgākajos dubultajos radiostarojuma avotos. Vājiem avotiem galva ir salīdzinoši vāja vai arī tās nav. Drake equation (уравнение (формула) Дрейка; Dreika vienādojums (formula)) - formula, kas paredzēta to ārpuszemes civilizāciju skaita noteikšanai, ar ko cilvēcei ir iespējas nodibināt kontaktu. Ar šo formulu gadā nāca klajā Frenks Donalds Dreiks, Santakrūzas Kalifornijas Universitātes astronomijas un astrofizikas profesors. Šī formula kļuva par pamatu SETI programmas finansēšanai. Citi šīs formulas nosaukumi: Grīnbenkas vienādojums Grīnbenka ir observatorija, kur par šo formulu tika paziņots un kur ir uzstādīta piemiņas plāksne; Sagana vienādojums Karls Sagans bija pazīstams planetologs un zinātnes popularizētājs, kas šo formulu ir izmantojis un modificējis savās grāmatās un lekcijās. Formula: N = R f p n e f l f i f c L, N saprātīgu civilizāciju skaits, kas ir gatavas dibināt kontaktus; R zvaigžņu skaits, kas izveidojas mūsu Galaktikā viena gada laikā; fp zvaigžņu daļa, kurām ir planētas; ne vidējais planētu (un pavadoņu) skaits planētu sistēmā, kur ir iespējama civilizāciju rašanās; fl dzīvības rašanās varbūtība uz planētas ar tam piemērotiem apstākļiem; : 31

32 fi saprātīgu dzīvības formu rašanās varbūtība uz planētām, kur ir dzīvība; fc attiecība starp planētu skaitu, kuru saprātīgie iedzīvotāji spēj kontaktēties un meklē veidus, kā izveidot kontaktu, un planētu skaitu, kur ir saprātīga dzīvība; L šādas civilizācijas pastāvēšanas ilgums (laika posms, kura laikā civilizācija pastāv, ir spējīga un vēlas veidot kontaktu). Saskaņā ar Dreika aprēķiniem, gadā rezultāts bija N = 10. Iespējamo saprātīgo civilizāciju skaitu palielināja eksoplanētu atklāšana. Taču saprātīgu civilizāciju pastāvēšanas laiks dažādu iemeslu dēļ var būt ierobežots. Pēc dažādiem mūsdienu priekšstatiem N vērtība ir no 1 līdz simtiem tūkstošu vai pat miljoniem. Formulas parametru nenoteiktība nosaka formulas rezultāta nenoteiktību. Dust (пыль; putekļi) - sīkas materiāla daļiņas, kas bloķē un izkliedē redzamo gaismu un īsāko garumu viļņus. Garāko garumu viļņi kosmosā spēj iziet caur putekļiem, kas astronomiem ļauj iegūt agrāk neredzamu objektu attēlus, piemēram, Piena Ceļa galaktikas centru. Dwingeloo radio telescope (Двингелоо радиотелескоп; Dvingelo radioteleskops) - atrodas Nīderlandes ziemeļrietumu daļā. Antenas diametrs ir 25 m. Tā darbība tika uzsākta gadā un turpinājās gandrīz 50 gadus. Šobrīd tas vairs netiek izmantots gadā tas kļuva par Nīderlandes kultūras pieminekli. Tā vārdā ir nosauktas galaktikas Dvingelo 1 (Dwingeloo 1), kas savā galaktiku grupā ir lielākā, un Dvingelo 2 (Dwingeloo 2), kas ir viena no mazākajām konkrētajā galaktiku grupā. 32

33 E Earth s rotation aperture synthesis (синтез апертуры на основе вращения Земли; Zemes rotācijas apertūras sintēze) - radioastronomijas metode, kurā izmanto Zemes rotāciju, lai ar nelielu radiointerferometru iegūtu izšķirtspēju, kas atbilst liela diametra antenas izšķirtspējai. Kaut arī antenu atrašanās vieta ir nemainīga, Zemes rotācijas ietekmē mainās interferometra bāzes projekcija attēla plaknē un pozīcijas leņķis attiecībā pret kosmiskajiem radiostarojuma avotiem. Turklāt tiek nodrošināts lielāks u-v plaknes aizpildījums. Atkarībā no avota redzamības apstākļiem, veic diennakts vai pusdiennakts sintēzi. Turpmākajās dienās var mainīt attālumu starp antenām tā, lai pakāpeniski pārklātu lielu eliptisku apgabalu radioattēla u-v plaknē. Šo apertūras sintēzes metodi gadā izstrādāja M. Rails Kembridžas Universitātē. Effective temperature of luminary (эффективная температура светила; spīdekļa efektīvā temperatūra) - absolūti melna ķermeņa temperatūra, kurš visā elektromagnētiskajā diapazonā no vienas laukuma vienības izstaro starojumu ar tādu pašu jaudu kā spīdeklis. Radioastronomijā to var lietot arī ierobežotā viļņu garuma diapazonā kā spožuma temperatūru. Electrical noises (шумы электрические; elektriskie trokšņi) - elektriskajās ķēdēs notiekošās elektriskās strāvas haotiskas fluktuācijas. Elektriskie trokšņi pasliktina uztveršanas kvalitāti un rada viltus signālus sakaru kanālos. Elektriskos trokšņus iedala iekšējos trokšņos, kas rodas saistībā ar lādiņu haotisko kustību vadītājos un ierīču elektroniskajās komponentēs, un ārējos trokšņos, kuru avots ir rūpnieciskās un sadzīves iekārtas un ierīces. Electromagnetic radiation (электромагнитное излучение; elektromagnētiskais starojums) - kopējs svārstošu elektrisko un magnētisko lauku starojuma apzīmējums. Elektromagnētiskā starojuma piemēri: gamma stari, rentgena stari, ultravioletā, redzamā un infrasarkanā gaisma, mikroviļņi un radioviļņi. Electromagnetic wave (электромагнитная волна; elektromagnētiskais vilnis) - 33

34 Elektromagnētiskie viļņi / elektromagnētiskais starojums ir elektromagnētiskā lauka perturbācijas (stāvokļa maiņas), kas izplatās telpā. Elektromagnētiskie viļņi ir šķērsviļņi, kuru magnētiskā un elektriskā lauka intensitātes vektori svārstās perpendikulāri viļņa izplatīšanās virzienam. Par galvenajiem elektromagnētiskā lauka raksturlielumiem ir pieņemts uzskatīt frekvenci, viļņa garumu un polarizāciju. Elektromagnētiskais starojums spēj izplatīties praktiski visās vidēs. Vakuumā elektromagnētiskais starojums izplatās bez pavājināšanās neierobežotā attālumā; virknē gadījumu tas diezgan labi izplatās arī ar vielu pildītā vidē, nedaudz mainot izplatīšanās uzvedību. Electromagnetic waves polarization (поляризация электромагнитных волн; elektromagnētisko viļņu polarizācija) - Viļņus, kuru elektriskā (E) un magnētiskā (H) lauka virziens telpā saglabājas vai mainās pēc noteiktas likumsakarības, sauc par polarizētiem viļņiem. Tāpat elektromagnētiskais vilnis var būt daļēji polarizēts tā komponentiem var būt lineāra, eliptiska vai apļveida polarizācija, kā arī haotiskas vektora E virziena maiņas. Polarizācijas stāvokli apraksta ar Stoksa parametriem. Electron (электрон; elektrons) - negatīvi lādēta daļiņa, kas parasti atrodas atomu ārējos slāņos. Element (элемент; elements) - 34

35 viela, ko ķīmiski nevar sadalīt vienkāršākos materiālos. Elementi ir norādīti Mendeļejeva periodiskajā tabulā, balstoties uz atsevišķa atoma konkrēta tipa protonu skaitu, ko tas satur. Emission Line (эмиссионная линия; emisijas līnija) - gaiša līnija spektrā, ko rada fotonu emisija no atomiem. Lai kosmosā konstatētu specifiskas emisijas līnijas un konstatētu specifiskas ķīmiskās vielas un molekulas, astronomi lieto radioteleskopus. European Research Infrastructure Consortium ERIC (Объединенный Европейский консорциум научной инфраструктуры - JIV-ERIC; Eiropas Zinātniskās infrastruktūras konsorcijs ERIC) - Eiropas tiesību aktiem atbilstoša juridiska persona, kas koordinē Eiropas nozīmes zinātniskās infrastruktūras darbību, lai veicinātu inovāciju, zināšanu un tehnoloģiju pārnesi starp tās biedriem gadā JIVE kļuva par ERIC. European Southern Observatory (ESO) - (Европейская южная обсерватория; Eiropas Dienvidu observatorija) - Eiropas valstu, ieskaitot Lielbritāniju, institūts, kas pārrauga vairākus Dienvidamerikas teleskopus un observatorijas. Šo observatoriju skaitā ir La Silla, Paranal, ALMA, APEX un ELT. European Space Agency (Европейское космическое агентство; Eiropas Kosmosa aģentūra) - Eiropas nāciju organizācija, kas veicina kosmosa izpēti un tehnoloģiju attīstību. Extended radio source (протяженный радиоисточник; izplests radioavots) - avots, kura leņķiskos izmērus un radiospožuma sadalījumu atšķirībā no punktveida avota var izmērīt. Lielākajai daļai izplesto avotu starojums ir polarizēts. Vai objekts novērojams kā izplestais radioavots, ir atkarīgs arī no instrumenta izšķirtspējas. 35

36 F Fading (замирание; fedings) - radiosignālu jaudas pavājināšanās uztveršanas punktā, kuras iemesls ir ātras atmosfēras elektrisko parametru svārstības, kā arī pa dažādiem ceļiem ienākošo radioviļņu interference uztveršanas punktā. Far zone of antenna (далекая зона антенны; antenas tālā zona) - zona, kas atrodas tik tālu, ka šajā zonā starojuma avota viļņu fronte ir plakana. Lielākā daļa novērojamo astronomisko objektu atrodas antenas tālajā zonā. Faraday rotation (Фарадеевское вращение; Faradeja rotācija) - mijiedarbība starp magnētisko lauku un gaismu, kurā caur magnētisko lauku izgājušie radioviļņi rotē polarizācijas plaknē. Šī rotācija astronomiem ļauj mērīt magnētiskā lauka virzienu un stiprumu Fast Fourier Transform (FFT) (быстрое преобразование Фурье; Ātrā Furjē transformācija) - matemātiska operācija, kurā izmanto ar radiointerferometru iegūtos mērījumus un tos pārveido radiodebesu attēlā. Ātrā Furjē transformācija ir metodika, ko lieto datorprogrammās, lai ļoti ātri veiktu Furjē transformāciju. Fast Radio Burst (FRB) - (быстрые радиовсплески; ātrais radio uzliesmojums) - ātrais radio uzliesmojums vai FRB ir spēcīgs, īslaicīgs radiostarojuma signāla uzliesmojums. Nesen veiktie viena atkārtota ātrā radio uzliesmojuma vienīgā zināmā ātrā radio uzliesmojuma novērojumi parāda, ka uzliesmojumi var rasties augsti magnetizētos reģionos, pārmilzu melno caurumu tuvumā. Ātros radio uzliesmojumus var radīt dažādas kosmiskās parādības. pēkšņs lielas enerģijas radiouzliesmojums, kas ilgst vidēji pāris milisekundes. To izcelsme vēl nav pilnībā zināma, iespējams to skaidrojums ir blicārs, bet ne atkārtota uzliesmojuma gadījumos. FRB novērotā uzliesmojuma jauda ir pielīdzināma Saules enerģijas izstarošanai kosmosā vairākus desmitus tūkstošu gadu periodā. FRB ir kosmoloģiski objekti, to izcelsme ir ārpus mūsu Galaktikas. 36

37 Pirmo reizi to gadā atklāja Dunkana Lorimera grupa (Rietumvirdžīnijas Universitāte, ASV), meklējot pulsāru signālus. Līdz gadam novēroti vairak kā 30 FRB. Teorētiski novērojamajā Visuma daļā FRB notiek reizi 10 sekundēs, kuru būtu ierspējams novērot radiodiapazonā. Feeder (фидер; fīders) - radiotehnikā ir pārvades līnija, elektriska ierīce, pa kuru elektromagnētiskās svārstības (viļņi vai radiosignāli) nonāk no avota līdz patērētājam pārraides un sadales sistēmās. Fīderus iedala vaļējos un slēgtajos. Pie vaļējiem fīderiem pieskaita: viena, divu un daudzvadu līnijas, dielektriskos radio viļņvadus, lēcu un spoguļu kvazioptiskās līnijas. Slēgtie fīderi: viena un daudzvadu ekranētās līnijas (piemēram, radiofrekvenču kabelis, simetriskā līnija) un radio viļņvadi. Fīdera konstrukcijas veidu nosaka atbilstoši avota darba frekvencei. Fermi s paradox (парадокс Ферми; Fermi paradokss) - ārpuszemes civilizācijām miljardiem gadu ilgās attīstības laikā vajadzēja izplatīties visā Visumā, taču to darbības pēdas nav novērojamas. Ar šī paradoksa formulējumu nāca klajā fiziķis Enriko Fermi, kas apšaubīja ārpuszemes civilizāciju atklāšanas iespējamību. Paradokss ir saistīts ar mēģinājumiem rast atbildi uz vienu no cilvēcei vissvarīgākajiem jautājumiem: Vai mēs esam vienīgā tehnoloģiski attīstītā civilizācija Visumā? Šo paradoksu var formulēt arī šādi: no vienas puses, ir daudz argumentu, kas atbalsta ideju, ka Visumā pastāv pietiekams tehnoloģiski attīstītu civilizāciju skaits. No otras puses, nav novērots nekas, kas šos argumentus apstiprinātu. Situācija ir paradoksāla un noved pie secinājuma, ka mūsu apkārtējās dabas izpratne vai veiktie novērojumi ir nepilnīgi un kļūdaini. Kā teica Enriko Fermi: Nu, kur tad viņi ir tādā gadījumā? Five hundred meter Aperture Spherical Telescope (FAST) (Пятисотметровый сферический телескоп FAST; Piecsimt m apertūras sfēriskais teleskops FAST) - lielākais no nekustīgajiem šķīvjveida radioteleskopiem. Atrodas Ķīnas dienvidrietumos, 130 km dienvidu virzienā no Guijanas. Tā sfēriskā spoguļa diametrs ir 500 m. Spoguli veido 4500 trijstūrveida atstarotāji (viena trijstūra mala 11 m), kuri ir jāvada, lai vērstu fokusu noteiktā virzienā. Lai gan teleskopa kopējais diametrs ir 500 m, tā efektīvais diametrs, ko dotajā brīdī izmanto pētījumu laikā, ir tikai 300 m. 37

38 Darba frekvences ir no 70 MHz līdz 3 GHz. Pirmie novērojumi veikti gadā. Ar radioteleskopu zinātnieki pēta galaktiku veidošanos un evolūciju, tumšo matēriju, rejonizācijas posma objektus un risina daudzus citus zinātniskus uzdevumus. Flickering index (индекс мерцаний (относительная дисперсия); mirgošanas indekss (relatīvā dispersija) - nosaka no novērojumiem, un lietojot formulu: m ( I I ) = I, kur I ar teleskopu reģistrējamā mirgojošā radiostarojuma avota intensitāte, I šī radiostarojuma avota vidējā intensitāte, stūra iekavas apzīmē vidējo vērtību laika intervālā. Flickering method (метод мерцаний; mirgošanas metode) - metode, kas izmanto radioavotu mirgošanu ātras, lielas amplitūdas spožuma maiņas. Mirgošanas radītais diskrēto kosmisko radioavotu starojums, ko uztver uz Zemes, izraisa šo objektu redzamo koordinātu, leņķisko izmēru un intensitāšu izmaiņas. Atkarībā no viļņa garuma visvairāk šos kropļojumus ietekmē jonosfēras, starpplanētu vai starpzvaigžņu vides elektronu koncentrācijas neviendabīgums. Elektronu koncentrācijas neviendabīgums ir kā lēcas, kas spēj pastiprināt vai pavājināt ienākošo radiostarojumu. Šīs lēcas darbojas kā instrumenti ar lielu leņķisko izšķirtspēju, ko nosaka to leņķiskie izmēri. Mirgošana jonosfēras neviendabīgajā vidē sasniedz vairākas loka minūtes; starpplanētu neviendabīgajā vidē loka sekundes daļas un starpzvaigžņu neviendabīgajā vidē sasniedz 10-6 loka sekundes. Mirgošanu ir iespējams novērot, ja starojuma avota leņķiskais izmērs ir vienāds vai mazāks par raksturīgo neviendabīgās vides mērogu. Galvenais parametrs, ko nosaka ar mirgošanas metodi, ir izkliedes leņķis scat, kas ir vienāds ar caur ekrānu novērojamā radioavota leņķisko izmēru. Galvenā informācija par avotu ir tā mirgošanas indekss, kas samazinās, palielinoties scat. Lielām scat vērtībām mirgošanas indekss ir m ~1. Mirgošanas metodes izšķirtspējas novērtējumam var scat. izmantot pirmās Freneļa zonas leņķiskos izmērus. Metru radioviļņiem tas ir: jonosfērā ф 3 ; starpplanētu plazmā: ~1 ; starpzvaigžņu plazmā: ~10 5. Jonosfēras raksturīgo neviendabību izmēri ir no 10 4 līdz 10 5 cm; 38

39 starpplanētu vidē 10 7 cm; starpzvaigžņu vidē cm. Mirgošanas laiks jonosfērā ir no dažām sekundēm līdz vairākiem desmitiem minūšu; starpplanētu vidē no sekundes daļām līdz sekundēm; starpzvaigžņu vidē no mēnešiem līdz gadiem. Pētot pulsāru mirgošanu, tika sasniegta rekordliela leņķiskā izšķirtspēja: ~10 7. Mirgošanas metodei ir vislielākais efekts, ja to lieto dekametru, metru un decimetru viļņu diapazonos. Pateicoties tieši mirgošanas metodei jau pašos radioastronomijas pirmssākumos tika atklāti diskrētie kosmiskā radiostarojuma avoti. Flux (поток; plūsma) - šķidruma, daļiņu vai enerģijas pārvade šķērsām pret doto virsmu. Flux density (плотность потока; plūsmas blīvums) - ir no avota pienākošā enerģija vienā sekundē uz vienu kvadrātmetru viena herca frekvences intervālā: 2k S = Tb cos d, 2 источника ir telpiskā leņķa elements. Fornax A (Печь А; Krāsns A) - (, ) k ir Bolcmaņa konstante, d NGC 1316 ir 10. zvaigžņlieluma galaktika (S0 tips), spēcīgs radioavots. Atrodas nelielas galaktiku kopas perifērijā. Šis ir ceturtais spēcīgākais ārpusgalaktiskā radiostarojuma avots. Radioavotam Krāsns A ir divi lieli komponenti, kuriem ir sarežģīta struktūra. Katra komponenta izmērs ir aptuveni 200 kpc. Komponentos esošos augstas enerģijas elektronus un magnētisko lauku pārvieto strūkla. Enerģija NGC 1316 centrā izdalās uz tuvumā esošo mazo galaktikas absorbēšanas rēķina. Triecienviļņi un absorbēto galaktiku atlikumi veido gredzenveida struktūru un citas vielas izvietojuma īpatnības. Free-free emission (свободно-свободная эмиссия; brīvā-brīvā emisija) - radioviļņu emisija no starpzvaigžņu mākoņiem, kurā elektroni uz neilgu brīdi saistās ar jonizētiem atomiem un pēc tam pārvietojas uz citiem atomiem. Frequency (частота; frekvence) - 39

40 periodiska signāla pilnu svārstību vai ciklu skaits vienā sekundē. Frekvences mērvienība ir Hercs (Hz). Elektromagnētiskajam starojumam frekvence ir saistīta ar viļņa garumu un signāla izplatīšanās ātrumu (c): c =. Dabā ir zināmi periodiski procesi, kuru frekvence ir no ~10-16 Hz (Saules rotācijas frekvence ap galaktikas centru) līdz ~10 35 Hz (svārstību frekvence, kas raksturīga lielas enerģijas kosmiskajiem stariem). Radioastronomijā augstāka frekvence atbilst zemākiem viļņu garumiem, piemēram, submilimetru viļņiem, ko uztver ALMA. Zemāka frekvence atbilst garākiem viļņiem, piemēram, centimetru viļņiem, ko detektē ar VLA. Frequency Modulation (FM) (частотная модуляция; frekvenču modulācija) - pārraidāmās enerģijas signāls, kam mainās viļņa frekvence. Fringes (interference) - (интерференционные полосы; interferences joslas) - ja antena uztver vismaz divus radioviļņus, tie satiekas un apvienojas vai satiekas un iznīcinās, t.i. atrodas fazē un pretfāzē; veidojot secīgas gaišas un tumšas joslas. Interferences joslas var izmantot, lai noteiktu zvaigznes redzamo diametru. Frontend (of radiotelescope) (приемная система радио телескопа; radio teleskopa uztveršanas sistēma) - tā apzīmē elektroniskās sistēmas daļu, kas atrodas antenā; parasti augstfrekvences daļa, mikseris un lokālais oscilators, dažreiz arī starpfrekvences pastiprinātājs. 40

41 G Galactic background radio radiation (фоновое радиоизлучение Галактики; galaktikas fona radiostarojums) - pirmo reizi Galaktikas radiostarojumu gadā nepārtrauktajā spektrā novēroja K. Janskis 14,6 m viļņu garumā. 20. gadsimta 40. gados G. Rēbers izveidoja pirmo galaktiskā radiostarojuma karti 160 megahercu frekvencē. Nepārtrauktā spektra starojums ir koncentrēts Galaktikas plaknē. Pastāv lokāli maksimumi, kas atrodas Galaktikas centrā, Gulbja un Vērša zvaigznājā. Spožuma temperatūra Galaktikas centra virzienā 18 megahercu frekvencē ir K. Netermiskajam fonam ir četras komponentes: Galaktikas diska starojums, kas ir simetrisks attiecībā pret centru; lokālās īpatnības, ko nosaka spirālzari; Galaktikas halo starojums, kas ir simetrisks attiecībā pret galaktikas centru; neizšķirto ārpusgalaktisko radioavotu izotropais fons. Starojuma maksimums ir novērojams zemā frekvencē (3 megaherci). Viļņos, kas ir īsāki par 20 cm, fona pamatdaļas starojums ir termisks. Galactic halo (гало Галактики; galaktikas halo) - mūsu zvaigžņu sistēmas retināta perifērija, kas atrodas ārpus Piena Ceļa galaktikas salīdzinoši blīvajām sastāvdaļām: mūsu galaktikas blīduma (abpusēji izliekts centrālais sablīvējums) un diska, kurā atrodas spirālzari. Uzskata, ka halo ir neviendabīgs un sastāv no halo kā tāda, un akrēcijas halo, ko dēvē arī par vainagu. Halo galvenokārt veido karsta, retināta gāze, kuras temperatūra ir aptuveni 10 5 K, zvaigznes un, domājams, arī tumšā matērija. Tumšās matērijas masa ir lielāka par galaktikas zvaigžņu komponentu masu. Halo ir sfēriska forma, tā izmērs ir ievērojami lielāks par Galaktikas diska izmēriem. Tiek uzskatīts, ka 90% halo veco zvaigžņu un lodveida zvaigžņu kopu atrodas mazāk nekā gaismas gadu attālumā no Galaktikas centra. Šī Galaktikas daļa ir vecāka par 12 miljardiem gadu, kas parasti tiek uzskatīts arī par Galaktikas vecumu. Halo iekšienē ir atklātas zvaigžņu populācijas, kuras piederējušas citām galaktikām un kuras absorbētas mūsu Galaktikā. Galaxy (галактика; galaktika) - liels gāzes, putekļu, zvaigžņu un to pavadoņu (planētas, asteroīdi, mēneši utt.), ko kopā notur to savstarpējie gravitācijas pievilkšanās spēki, 41

42 ķermenis. Galaktikas iedala trīs galvenajās kategorijās: spirālveida, eliptiskās un neregulārās galaktikās. Vēl viena galaktiku klase ir pekulārās galaktikas, kas tiek uzskatītas par normālo galaktiku izkropļotām versijām. Geodesy (геодезия; ģeodēzija) - metode, ko izmanto Zemes tektonisko plātņu kustības izpētei ar interferometru, skatīt interferometrs. Giant Meter wave Radio Telescope (GMRT) (Гигантский радиотелескоп метрового диапазона; Lielais metru viļņu radioteleskops) - atrodas Indijā, 80 km uz ziemeļiem no Punes pilsētas un 590 metrus virs jūras līmeņa. Tas ir pasaulē lielākais radioteleskops, kas darbojas metru viļņu diapazonā. GMRT ir interferometrs, kas veidots no 30 antenām, katras antenas diametrs ir 45 m; 13 no 30 antenām ir novietotas centrālajā daļā viena km 2 platībā, savukārt pārējās antenas novietotas gar līnijām Y burta formā, kas stiepjas 25 km garumā. Apertūras sintēzes sistēma tiek nodrošināta 435 radiointerferometra antenu pāru kombinācijām, kas ļauj sasniegt tādu pašu izšķirtspēju, kāda būtu radioteleskopam ar 25 km diametru. Sistēma darbojas sešās frekvencēs no 50 megaherciem līdz 1,4 gigaherciem. Leņķiskā izšķirtspēja ir no 60 līdz 2. Ar GMRT tiek pētīti HII apgabali, galaktikas, pulsāri, pārnovas, Saule un Saules vējš. Pētījumu prioritāte ir neitrālā ūdeņraža radiostarojuma izpēte 21 cm viļņos pie lielas sarkanās nobīdes, kas atbilst galaktiku veidošanās laikam Visumā. Interneta vietne: Gigahertz, GHz (гигагерц; gigahercs) - mērvienība, ar ko atspoguļo vienu miljardu ciklu sekundē. Gravitational lens (гравитационная линза; gravitācijas lēca) - gravitācijas lēcu pastāvēšanu gada vispārīgās relativitātes teorijas ietvaros prognozēja A. Einšteins gada 29. maijā pilna Saules aptumsuma laikā angļu astronomi izmērīja gaismas novirzi zvaigznēm, kas atrodas Saules tuvumā, un ieguva rezultātu 1,75, kas pilnībā apstiprināja Einšteina pieņēmumus. Saskaņā ar mūsdienu pieņēmumiem gravitācijas lēca ir masīvs ķermenis (planēta, zvaigzne, galaktika, galaktiku kopa, tumšās matērijas sakopojums), kas ar savu gravitācijas lauku maina elektromagnētiskā starojuma izplatības virzienu, līdzīgi kā parasta lēca maina gaismas stara virzienu. Gravitācijas lēcas, kas spēj ievērojami 42

43 izmainīt fona objekta attēlu, ir lieli masu sakopojumi: galaktikas un galaktiku kopas. Atšķirībā no optiskās lēcas, gravitācijas lēca visvairāk novirza gaismu, kas atrodas tuvāk tās centram, un mazākā mērā novirza gaismu, kas atrodas tālāk no tās centra. Tādējādi var secināt, ka gravitācijas lēcai nav fokusa punkta, bet tai ir fokālā līnija. Pastāv trīs gravitācijas lēcu kategorijas. 1. Stiprā gravitācijas lēca, kura izraisa viegli novērojamas attēla deformācijas, piemēram, rada Einšteina gredzenu, lokus un attēla daudzkāršošanos. 2. Vājā gravitācijas lēca, kas izraisa nelielas aiz lēcas esošā objekta (turpmāk: fona objekts) attēla izmaiņas; 3. Mikrolēca, kas neizraisa novērojamas attēla izmaiņas, taču redzamās gaismas plūsma no fona objekta uz laiku palielinās. Gravitācijas mikrolēca var būt Piena Ceļa galaktikas zvaigzne, planēta, bet fona objekts var būt tālas galaktikas zvaigzne vai kvazārs, kas atrodas vēl lielākā attālumā. Atšķirībā no pārējām gravitācijas lēcām, mikrolēcas gadījumā vērojamās spožuma izmaiņas notiek laika diapazonā no sekundēm līdz simtiem dienu. Einšteina krusts ir gravitācijas lēcas (galaktikas) pārveidots kvazāra attēls. Kvazārs atrodas tieši aiz galaktikas. Šis četrkāršais attēls veido krustu ar lēcas galaktiku centrā. Līdz 21. gadsimta sākumam atklāti vairāki desmiti gravitācijas lēcu. Gravitational microlensing (гравитационное микролинзирование; gravitācijas mikrolēcošana) - gaismas stara noliekšanās salīdzinoši nelielas masas ķermeņa baltā pundura, neitronu zvaigznes, melnā cauruma vai cita objekta gravitācijas lauka ietekmē, kurš virzās starp novērotāju un starojuma avotu. Tā rezultātā mainās starojuma avota spožums. Arī dubultzvaigžņu sistēmas var izraisīt mikrolēcošanu. Pastāv divas pazīmes, kā atšķirt mikrolēcošanas radītas zvaigznes spožuma izmaiņas no parastas maiņzvaigznes spožuma maiņas līknes. Mikrolēcošanas gadījumā zvaigznes spožuma līknei jābūt simetriskai pret tās maksimumu un tā nav atkarīga no viļņa garuma. Mikrolēcošanas izraisītā koordinātu izmaiņas amplitūda ir aptuveni no 1 līdz 50 loka mikrosekundēm, bet laiks desmitiem vai pat simtiem gadu. Gravity (гравитация; gravitācija) - abpusējs dabisks spēks, kas savstarpēji pievelk divus ķermeņus. Great Filter (Великий фильтр; Lielais filtrs) gadā Robina D. Hensona izvirzītā hipotēze, kuras mērķis bija atrisināt Fermi paradoksu. Pēc hipotēzes autora domām, novērojamu ārpuszemes civilizāciju pastāvēšanas pazīmju trūkums norāda uz 43

44 iespējamību, ka dažādu zinātnes nozaru argumenti par augstu saprātīgas dzīvības rašanās varbūtību ir apšaubāmi. Šobrīd zinātnei nezināmi iemesli var mazināt dzīvības formu rašanās un attīstības iespējas, liedzot novērot dzīvības rašanās procesus. Šo nezināmo iemeslu kopu nosauca par Lielo Filtru, kas attiecas arī uz cilvēci vai nu pagātnē (gadījumā, ja tas kavē dzīvnieku evolūciju līdz saprātīgām būtnēm), vai arī nākotnē (gadījumā, ja tas paredz augstu saprātīgās civilizācijas pašiznīcināšanās varbūtību). Green Bank Telescope (GBT), USA (Грин Бэнк - Национальная радиоастрономическая обсерватория; Grīnbenkas teleskops) - pasaulē lielākais brīvi grozāmais paraboliskais radioteleskops. Radioteleskopa spogulim ir eliptiska forma ar 110 un 100 m asīm. Tas darbojas frekvencēs līdz 50 GHz ( = 6 mm). Teleskops ir nosaukts Roberta Berda vārdā, kas vairāk nekā pusgadsimtu (no gada līdz gadam) bija Rietumvirdžīnijas senators. Sākotnēji GBT bija NRAO pārziņā (dibināta gadā), kopš gada to pārvalda Grīnbenkas observatorija. Teleskops atrodas Grīnbenkā, Rietumvirdžīnijas štatā, ASV, 280 km uz rietumiem no Vašingtonas. Interneta vietne: Green Bank Observatory (Грин Бэнк - Национальная радиоастрономическая обсерватория; Grīnbenkas observatorija) - Privāta organizācija, kura pārvalda Green Bank Telescope darbību kopš gada oktobra. 44

45 H H line (линия водорода; H jeb ūdeņraža līnija) - hidroksila (OH) molekulas elektromagnētiskajā spektrā parādās kā tumšas absorbcijas līnijas. Hartebeesthoek Radio Astronomy Observatory (Hart RAO) (Хартебеестхукская радиоастрономическая обсерватория; Hartebiesthukas Radioastronomijas observatorija) - atrodas 50 km uz rietumiem no Johanesburgas (Dienvidāfrikas Republikā). Radioteleskops, kura diametrs ir 26 m, darbojas 18, 13, 6, 4,5, 3,5, 2,5 un 1,3 cm viļņu garumos. Vēsturiskais nosaukums: Deep Space Station 51. Ar to nodrošināja sakarus NASA kosmiskajās misijās, tai skaitā Ranger, Surveyor un Lunar Orbiter, kuru mērķis bija Mēness izpēte; nodrošināja sakarus Mariner misijā, kuras mērķis bija Marsa un Veneras izpēte, kā arī Pioneer misijā Saules vēja izpētei. Darbojas spektroskopijas, VLBI interferometrijas un pulsāru pētījumu programmās. Kopā ar citiem teleskopiem darbojas VLBI tīklos: HALCA (VSOP projekts), Spektr-R (RadioAstron), Eiropas VLBI tīkls, Austrālijas garās bāzes teleskopu tīkls, Āzijas un Klusā okeāna reģiona teleskops, ASV Ļoti garās bāzes tīkls un Globālais tīkls. Interneta vietne: Hectometer waves (гектометровые волны; hektometru viļņi) - radioviļņi, kuru garums ir no 100 līdz 1000 metriem. Zemes hektometru viļņi tiek atstaroti no jonosfēras E slāņa. Savukārt dienas laikā tos ļoti intensīvi absorbē zemākais jonosfēras D slānis. Jonosfērā viļņu uztveršana hektometru (vidējo) viļņu diapazonā ir iespējama tikai naktīs. Zemes vilnis šajā diapazonā, atšķirībā no īso viļņu diapazona, ir spējīgs izplatīties ļoti lielos attālumos, kas ļauj veikt radioapraidi aptuveni 300 līdz 400 km attālumā ar radio raidītāju, kura jauda ir aptuveni 100 kw, izmantojot apraides antenas 100 līdz 200 m augstumā. Hektometru viļņi ir novēroti kosmiskajā telpā Jupitera, Saturna, Urāna un Neptūna magnetosfērā. Heliosphere (гелиосфера; heliosfēra) - reģions ar Sauli un Saules sistēmu, ko uztur Saules radītais Saules vējš. Saules vējš starpzvaigžņu vidē, kur atrodas mūsu Saules sistēma, rada burbulim līdzīgu efektu. 45

46 Hercules A (Геркулес А; Herkuless A) - 3C 348; = 16 h 51,1 m ; = ,6. Herkulesa A radiogalaktika Herkulesa zvaigznājā ir viens no spožākajiem ziemeļu debess radioviļņu avotiem, kura plūsmas blīvums 10 megahercu frekvencē ir 5000 Jy. Herkuless A ietilpst Herkulesa galaktiku kopā un ir šīs kopas lielākā un spožākā galaktika. Tā atrodas 2 miljardu gaismas gadu attālumā un ir tūkstoš reizes masīvāka par Piena Ceļa galaktiku. Herkulesa A centrā atrodas melnais caurums, kura masa ir aptuveni 2,5 miljardus reižu lielāka par Saules masu (tūkstoš reizes masīvāks par Piena Ceļa galaktikas centrālo melno caurumu). Rekordlielas divpusējas strūklas, kuru garums ir 1,5 miljoni gaismas gadu, novērotas rentgenstarojuma un optiskā starojuma diapazonā, izmantojot VLA, Habla kosmisko teleskopu un rentgenteleskopu Čandra,. Strūklu sākums sadalās gredzenos un kūļos, kas ir saistīti ar izplūdi no centrālā avota supermasīvā melnā cauruma. Otrā galā strūklas pārtop milzu daivās. Hertz (Hz) (Герц (Гц); Hercs (Hz)) - periodiska procesa frekvences mērvienība. Viens hercs ir vienāds ar vienu periodiska procesa ciklu vienā sekundē. Dimensija ir s 1. Heterodyne spectrometer (гетеродинный спектрометр; Heterodīna spektrometrs) - ir ierīce, ko izmanto mikroviļņu astronomijā, lai mērītu kosmiskā fona starojuma intensitāti, izmantojot ātru detektora pārslēgšanu starp stabilu etalonavotu un debesīm. High-pass filter (HPF) - (фильтр верхних частот (ФВЧ); augšējo frekvenču filtrs (AFF)). filtrs, kurš laiž cauri starojumu frekvencēs, kas pārsniedz noteiktu robežfrekvenci. High-Sensitivity Array (HAS) - (сверхчувствительная антенная решетка- LBO; paaugstinātas jutības antenu režģis) - tīkls, kurā ietilpst VLBA, VLA, NRAO, Aresibo 300 metru teleskops, divi 100 metru teleskopi Grīnbenkā un Efelsbergā, kā arī 50 m Lielais milimetru teleskops Meksikā. Darbības mērķis ir šajā tīklā iegūto datu plānošana un kalibrēšana. Interneta vietne: 46

47 Horizontally polarized wave (горизонтально поляризованная волна; horizontāli polarizēts vilnis) - elektromagnētiskais vilnis, kura elektriskā lauka vektors ir paralēls virsmai, virs kuras tas izplatās. Tā fāze tiek reversēta, kad tas atstarojas no virsmas. Horn antenna (рупор; rupors) - rupora formas antena, ko izmanto radioteleskopos, lai radiostarojuma enerģiju pārveidotu par elektriskajiem signāliem, kurus nosūta uz uztvērēju. Rupora izmēriem ir jāatbilst antenas radiosignāla darba viļņa garumam. Tādēļ radioteleskopam, ko izmanto vairākos viļņu garumos, ir nepieciešami vairāki dažādu izmēru rupori. Horn reflector (рупорный отражатель; rupora apstarotājs) - ierīce, ko izmanto radioteleskopos. Tas atrodas antenas fokusā un uztver antenas atstarotos un fokusētos radioviļņus. Uztverto enerģiju nosūta uz pastiprinātāju. Hydra A (Гидра А; Hidra A) = 09 h 18,1 m ; = 12 05,8 spēcīgs radioviļņu avots, kura plūsmas blīvums 10 MHz frekvencē ir 9100 janski (Jy). Tas sakrīt ar galaktiku, kura atrodas Hidras zvaigznājā, pašā galaktiku kopas Abell 1060 vidū, kurā ir 157 spožas galaktikas. Galaktiku kopas izmērs ir aptuveni 10 miljoni gaismas gadu un tajā ir netipiski liels tumšās matērijas daudzums. Šī kopa ir daļa no Hidras-Centaura superkopas, kas atrodas 158 miljonu gaismas gadu attālumā no Zemes. No Hidra A radioattēla ir noteikts, ka tai piemīt dubulta, simetriska struktūra ar divpusējām strūklām un radiogalaktikas daivām. Strūklām ir spirāles forma, tas saistīts ar no kodola 47

48 izsviesto strūklu precesiju. Hidrai A ir divas milzīgas daivas, kas ir lielākas par strūklām. Hidras A izmērs ir 530 kpc. 48

49 I Interference (помехи (радио); interference) - viļņu parādība, kas rodas diviem vai vairākiem vienāda garuma viļņiem pārklājoties. Atkarībā no viļņu fāzēm, tie savstarpēji pastiprinās vienos punktos un vājinās citos punktos. Radioteleskopiem tā parasti nozīmē nevēlamus signālus, trokšņus un statiskus signālus. Tā ir signālu, ko uztver divi teleskopi, summēšanās viena objekta novērošanas laikā, kuras rezultātā rodas svārstīgu vērtību kopa vai "joslas", kas ir atkarīgas no divu teleskopu savstarpējā attāluma. Interferometer (интерферометр; interferometrs) - radioastronomijā ierīce, kas sastāv no divām vai vairākām atsevišķām antenām, kuras atrodas noteiktā attālumā viena no otras. Visas antenas saņem starojumu no viena un tā paša avota un nosūta signālu reāli vai virtuāli vienam uztvērējam, signāla korelatoram. Interferometru priekšrocība tie ļauj būtiski palielināt izšķirtspēju, kuru raksturo viļņa garuma attiecība pret interferometra bāzi. Interplanetary magnetic field (IMF) (межпланетное магнитное поле; starpplanētu magnētiskais lauks) - starpplanētu magnētiskais lauks ir Saules magnētiskā lauka daļa, kas no Saules vainaga pārējā Saules sistēmā nonāk ar Saules vējiem. Interstellar matter (межзвездная материя; starpzvaigžņu matērija) - gāzes, putekļi un kosmiskais starojums, kas piepilda starpzvaigžņu vidi. Interstellar medium (межзвездная среда; starpzvaigžņu vide) - matērija, kas galaktikā atrodas telpā starp zvaigžņu sistēmām. Šī matērija parasti sastāv no gāzēm, putekļiem un kosmiskā starojuma. Ion (ион; jons) - atoms, kam ir pilns lādiņš. Lādiņš ir atoma nevienādā protonu un elektronu skaita rezultāts. Ionization (ионизация; jonizācija) - atoma molekulas pārveidošana par jonu. Šī pārveidošana notiek tad, kad viens vai vairāki elektroni tiek atņemti atoma molekulai vai tai pievienoti. 49

50 Ionized hydrogen regions (H II) (области ионизированного водорода- (H II); jonizēta ūdeņraža mākonis (H II)) - karsts plazmas mākonis aktīvā zvaigžņu veidošanās apgabalā. Šajā apgabalā veidojas jaunas zilganbaltas zvaigznes, kuras intensīvi izstaro ultravioleto gaismu, tādā veidā jonizējot apkārtējo miglāju. H II mākoņos var izveidoties tūkstošiem zvaigžņu dažu miljonu gadu laikā. H II mākoņi veidojas no milzu molekulārā mākoņa (GMM). H II mākoņa pastāvēšanas ilgums ir daži miljoni gadu. Gaismas spiediens agri vai vēlu izpūš lielāko daļu miglāja gāzes. H II kinētiskā temperatūra ir aptuveni no 10 līdz 20 tūkstošiem K. H II mākoņi krasi atšķiras pēc fiziskajiem parametriem. To izmēri variē no tā saucamajiem ultrakompaktajiem (viens gaismas gads vai mazāk) līdz gigantiskajiem (daži simti gaismas gadu) mākoņiem. Šo izmēru sauc arī par Stremgrēna (dāņu Strömgren) rādiusu. Mākoņa kopējā masa ir no 10² līdz 10 5 Saules masām. Atkarībā no H II mākoņa izmēra zvaigžņu skaits katrā no tiem var sasniegt dažus tūkstošus. Viens no tuvākajiem H II mākoņiem ir Oriona miglājs. Jonizētais ūdeņradis ir atrodams arī planetārajos miglājos un pārnovu miglājos. Ionosphere (ионосфера; jonosfēra) - Zemes atmosfēras ārējie slāņi (aptuveni 80 km virs Zemes virsmas), kurā lielāko daļu gāzu atomu jonizē augstas enerģijas ārpuszemes starojums. Ionosphere of the Earth (ионосфера Земли; Zemes jonosfēra) - augšējās atmosfēras jonizētā daļa augstumā, kas ir lielāks par 50 km, kur jonu un elektronu blīvums ir pietiekams, lai iespaidotu elektromagnētisko viļņu izplatīšanos. Pateicoties jonosfērai ir iespējama radioviļņu izplatība lielos attālumos tie atstarojas no jonosfēras un Zemes virsmas, tādā veidā Zemes tuvumā veidojas savdabīgs viļņvads. Elektronu blīvums mainās atkarībā no Saules leņķiskā augstuma, Saules aktivitātes momentānā līmeņa, Saules aktivitātes cikla fāzes, diennakts laika un gadalaika. Jo augstāks jonizācijas līmenis, jo vairāk īsviļņus atstaro kāds konkrēts atmosfēras slānis. Zemes jonosfērai ir četri slāņi: D (50 90 km), E (85 90 un km.), F1 ( km), F2 ( km). Jonosfēras slāņu raksturlielumi un to izmaiņu dinamika nosaka jonosfēras laikapstākļus. 50

51 J James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) (Максвелла радиотелескоп; Maksvela radioteleskops) - pasaulē lielākais submilimetru diapazona teleskops. Tas atrodas Mauna Kea observatorijā Havaju salās, 4092 m augstumā virs jūras līmeņa. Tā spoguļa diametrs ir 15 m un tas darbojas submilimetru diapazona frekvencēs līdz 400 gigaherciem ( 0,75 mm). Ar to veic Saules sistēmas objektu pētījumus, starpzvaigžņu vides un galaktiku pētījumus. Teleskops ir iekļauts Kalifornijas Tehnoloģiju institūta Submilimetru observatorijā, kas savukārt ietilpst Mauna Kea observatorijas sastāvā. Submilimetru observatorija kopā ar Mauna Kea observatoriju strādā pie pirmā submilimetru interferometra izveides. Interneta vietne: Jansky, Jy (янский (Ян); janskis (Jy)) - starojuma spektrālā plūsmas blīvuma mērvienība, ko lieto radioastronomijā. Viens Jy ir vienāds ar W/(m 2 Hz). Nosaukta Karla Janska vārdā, kas bija amerikāņu radioinženieris, radioastronomijas celmlauzis, kurš gada janvārī atklāja Galaktikas radiostarojumu. Lai noteiktu plūsmas blīvumu Jy mērvienībās, ir nepieciešams dalīt pilno reģistrēto jaudu (vatos) ar antenas uztveršanas laukumu (kvadrātmetros) un ar detektora caurlaides joslas platumu (hercos). Radioavotu un kosmiskā fona plūsmas blīvuma diapazons ir robežās no desmitiem tūkstošu Jy (Kasiopeja A, 35 megaherci, 29 tūkst. Jy) līdz mjy un µjy no tālajiem ārpusgalaktiskajiem avotiem. Jansky, Karl G. (Янский, Карл; Janskis, Karls G.) - amerikāņu fiziķis un radioinženieris, kas ir pazīstams kā viens no radioastronomijas pamatlicējiem. Viņš bija pirmais astronoms, kas atklāja Piena Ceļa galaktikas izstarotos radioviļņus. JIVE (JIVE; JIVE) - skatīt arī 1) Eiropas Zinātniskās infrastruktūras konsorcija apvienotais ļoti garas bāzes interferometra institūts JIV-ERIC un 2) Eiropas Apvienotais ļoti garas bāzes interferometra institūts JIVE institūts. 51

52 Jodrell Bank Radio Observatory, UK (Джодрелл-Бэнк, радиоастрономическая обсерватория; Džodrelbenkas Radioastronomijas observatorija) - dibināta gadā. Observatorijai ir vairāki radioteleskopi un tā ir Mančestras Universitātes Džodrelbenkas Astrofizikas centra daļa. Tās galvenais instruments ir 76 m liels paraboliskais teleskops (Lovell Telescope), kas darbojas decimetru viļņu diapazonā. Tas nosaukts B. Lovela vārdā, kas bija pirmais observatorijas vadītājs no gada līdz 20. gadsimta 80. gadiem. Teleskops tiek izmantots dažādiem radioastronomijas pētījumiem, sākot ar pirmā mākslīgā Zemes pavadoņa novērojumiem gadā un beidzot ar mūsdienu pulsāru pētījumiem. Teleskops ir iekļauts arī MERLIN tīklā. Observatorijai ir svarīga loma meteoru, kvazāru, pulsāru, māzeru un gravitācijas lēcu pētījumos, kā arī tā aktīvi piedalās sekošanā kosmiskajiem aparātiem no kosmiskās ēras sākuma. Interneta vietne: Joint Institute for VLBI in Europe (JIV-ERIC) - (Объединенный Европейский интерферометрический институт JIVE; Eiropas Apvienotais ļoti garas bāzes interferometra institūts - JIV-ERIC) - izveidots gadā ar mērķi nodrošināt EVN darbību un tehnisku atbalstu astronomiem, kas to izmanto gadā tas tika pārorganizēts, kļūstot par Apvienoto ERIC VLBI institūtu, saglabājot sava angliskā nosaukuma akronīmu JIVE Joint Institute for VLBI ERIC. 52

53 53

54 K Karl G. Jansky Very Large Array (VLA NRAO, USA) (VLA Очень большая антенная решетка Национальной радиоастрономической обсерватории США им. К. Янского; VLA Karla Janska ASV Nacionālās radioastronomijas observatorijas Ļoti lielais antenu tīkls) - tīklā ir 27 radioteleskopi, kas atrodas netālu no Sokorro Ņūmeksikā (ASV) un vairāk nekā 2 km augstumā virs jūras līmeņa. Katru 25 m antenu var pārvietot pa sliedēm, kas ir izvietotas Y burta formā (katrs plecs ir 21 km garš). Interferometrs darbojas apertūras sintēzes režīmā. Frekvences diapazons ir no 74 megaherciem ( = 4 m) līdz 50 gigaherciem ( = 6 mm). Leņķiskā izšķirtspēja ir no 0,2 līdz 0,004. Šis tīkls darbojas kopš gada, bet gadā to nosauca K. Janska vārdā gadā tika īstenota programma Zemfrekvenču VLA, kas ļauj veikt novērojumus frekvenču diapazonā līdz 50 megaherciem. Šeit tiek veikti dažādi radioastronomiskie pētījumi, sākot ar saziņu ar Voyager 2, tam atrodoties Neptūna tuvumā (1989. gadā), un beidzot ar kvazāru, pulsāru, kosmisko māzeru, pārnovu miglāju, Saules, planētu pētījumiem, kā arī tika veikti ārpuszemes civilizāciju signālu meklējumi. Interneta vietne: Kilometer waves (километровые волны; kilometru viļņi) - skat. garie viļņi. 54

55 L Large Millimeter Telescope (Большой миллиметровый телескоп; Lielais milimetru teleskops) - atrodas Meksikā, 220 km uz austrumiem no Mehiko, aprimuša vulkāna Sierra Negra virsotnē (4580 m virs jūras līmeņa). Pasaulē lielākais vienas apertūras milimetru teleskops. Spoguļa diametrs ir 50 m. Teleskopa darbības viļņa garumi ir no 0,85 līdz 4 mm. Teleskops sāka darboties gadā. Ar teleskopu pētāmie objekti: komētas, planētas, protoplanētu diski, zvaigžņu un galaktiku veidošanās apgabali, molekulārie mākoņi, aktīvie galaktiku kodoli, galaktiku kopas, mikroviļņu starojums. Interneta vietne: Large molecular clouds (гигантские молекулярные облака; molekulārie milzu mākoņi (MMM)) - no molekulām sastāvoši blīvi mākoņi starpzvaigžņu vidē. Mākoņu masa ir 10 5 līdz 10 7 Saules masas; daļiņu koncentrācija n = cm 3. Apgabalos ar pazeminātu HI saturu iespējams novērot CO līnijas. Galaktikā ir aptuveni 6 tūkstoši molekulāro milzu mākoņu, kuros atrodas puse galaktikas starpzvaigžņu vides gāzu. Molekulārie milzu mākoņi ir vietas, kur notiek zvaigžņu veidošanās; MMM ir saistīti ar termiskajiem radioviļņu avotiem HII zonām pie O un B spektra klašu jaunajām zvaigznēm, kā arī ar zvaigžņu asociācijām. Vissarežģītākās molekulas ir novērotas molekulārajos milzu mākoņos SgrB2 un OriA. Molekulārie milzu mākoņi koncentrēti Galaktikas ekvatoriālajā plaknē. CDM ( CDM; CDM) - mūsdienu Visuma standarta modelis, kas iekļauj tumšo enerģiju, kuru raksturo kosmoloģiskā konstante, un auksto tumšo matēriju (cold dark matter jeb CDM). Light waves (световые волны; gaismas viļņi) - elektromagnētiskā lauka viļņi. Piemēram, gamma stari, rentgena stari, ultravioletais starojums, infrasarkanais starojums, radioviļņi un mikroviļņi. Light year (световой год; gaismas gads) - 55

56 attālums, ko gaisma pārvar viena gada laikā vakuumā. Viens gaismas gads ir aptuveni 9,5 triljoni kilometru. Lobe (лоуб; daiva) - dubulto ārpusgalaktisko radiostarojuma avotu ķegļa formas elements. Strūklas turpinājums, kas sniedzas prom no galaktikas aktīvā kodola. Local interstellar medium (местная межзвездная среда; vietējā starpzvaigžņu vide) - neitrāls un jonizēts ūdeņraža apvalks ( burbulis superbubble), ko radījis zvaigžņu vējš un pārnovas uzliesmojums vietējā zvaigžņu grupā, kas ir spožu B0 līdz B2 spektra klases zvaigžņu asociācija, tā sauktā Gulda josla, kas stiepjas caur Perseja, Oriona, Centaura un Skorpiona zvaigznājiem. Apvalka diametrs ir 150 līdz 200 pc. Tā robežas nosaka ar H I šķiedru palīdzību 21 cm radiolīnijā. Saule atrodas apvalka malā un to sedz Sarcīni- Vordena neitrālais ūdeņraža mākonis. Apvalka iekšienē asociācijas tuvumā ir daudzas H II zonas, kā arī pārnovas miglājs, tā sauktā Ziemeļu polārā pēda. IBEX Starpzvaigžņu robežas pētītāja kosmiskās misijas dati liecina, ka Saule izies no aizsega pēc 10 tūkstošiem gadu. Log-periodical antenna (логопериодическая антенна; logoperiodiskā antena - LP) - virziena antena, kurai ir n pusviļņu dipola elementi, kam pakāpeniski pieaug garums un kur katru no tiem veido metāla stieņu pāris, kas novietoti gar atbalsta mastu, kas novietots gar antenas asi. LP Ilinoisas Universitātē gadā izgudroja Dvaita Isabella (Dwight Isbell) un Reimonds Duheimels (Raymond DuHamel). Plašāk izmantotā forma ir logoperiodiskais dipolu masīvs (LPDA) ar elementu novietojuma intervāliem atbilstoši logaritmiskai funkcijai no frekvences, ko apzīmē kā d vai sigma. Virzoties tālāk gar mastu, elementu garums samazinās. Funkcionālo saistību ar elementu garumu apraksta funkcija tau, kas kopā ar d nosaka antenas konstruēšanas parametrus. Antenas virziena diagramma ir vienvirziena, ar galveno lapiņu gar masta gala ar īsākajiem elementiem. Pievienojot papildu elementus, mainās LPDA frekvences raksturojums jeb pieaug joslas platums. Long waves (длинные волны; garie viļņi) - 56

57 radioviļņi, kuru garums ir no 10 4 līdz 10 3 m (frekvenču diapazons 30 līdz 300 khz). Garie viļņi ir viens no veidiem, kā pētīt Zemes apakšējās jonosfēras parametrus. Longwave (LW), Low frequency (LF) - (километровые волны, «Низкие частоты»; zemās frekvences, LF - garie viļņi) - radioviļņu diapazons no 30 khz (viļņa garums 10 km) līdz 300 khz (viļņa garums 1 km). Garie viļņi izplatās 1 2 tūkstošu kilometru attālumā, pateicoties difrakcijai gar Zemes sfērisko virsmu. Izveidojas sfērisks Zemi apliecošs viļņvads. Garie viļņi spēj pārvietoties apkārt zemeslodei. Kosmiskais radiostarojums kilometru viļņos tiek reģistrēts Zemes, Jupitera, Saturna, Urāna un Neptūna magnetosfēras uzliesmojumos. LOw Frequency ARray (LOFAR) - (LOFAR - низкочастотная антенная решетка; LOFAR - zemfrekvenču antenu tīkls) - projekts, kura ietvaros paredzēts izveidot vienotu radiointerferometru tīklu Eiropā. Kopējā efektīvā platība ir viens kvadrātkilometrs, turklāt tiek plānots, ka tīklā būs 10 tūkstoši salīdzinoši lētu, nekustīgu dipolantenu. Tīkla teritorijas diametrs pārsniegs 1000 km. Antenas apkopotas klasterī (stacijā), kur notiek informācijas pirmapstrāde, izmantojot apertūras sintēzi, turklāt antenu tīkls var vienlaicīgi veikt novērojumus dažādos virzienos. LOFAR darbojas zemās frekvencēs no 10 līdz 240 megaherciem. Ar 1000 km bāzi 240 megahercu frekvencē ( = 1,25 m) leņķiskā izšķirtspēja ir 0,21. LOFAR oficiāli atklāja Nīderlandes karaliene Beatrikse gada 12. jūnijā. Lielāka daļa klasteru atrodas Nīderlandē. Regulāri novērojumi tika uzsākti gada decembrī gadā savu darbību uzsāka datoru komplekss COBALT, kas ir paredzēts visu staciju signālu korelācijas izveidei gada beigās tiek plānota LOFAR stacijas pabeigšana Ventspils Starptautiskajā radio astronomijas centrā. Interneta vietne: Luminosity (светимость; starjauda) - enerģijas daudzums, ko zvaigzne izstaro laika vienībā. To mēra vatos (džouli/sekundē), un to bieži norāda attiecībā pret mūsu Sauli: L (aptuveni ^26 W). 57

58 M Magnetar (магнетар или магнитар; magnetārs) - neitronu zvaigzne, kurai ir spēcīgākais magnētiskais lauks no visiem zināmajiem Visuma objektiem (līdz T). Pirmās liecības par to pastāvēšanu tika iegūtas gadā, pētot spēcīgu gamma un rentgenstarojuma uzliesmojumu, kura avots bija SGR Ērgļa zvaigznājā gadā bija zināmi 23 magnetāri. Magnetāros notiek spēcīgi sprādzieni, kurus, iespējams, izraisa zvaigžņutrīces gada 5. martā gamma starojuma uzliesmojuma pirmajā sekundē magnetārs izstaroja tik daudz enerģijas. cik Saule izstaro 1000 gados. Magnetāra darbības periods ir īss. Magnetāru spēcīgie magnētiskie lauki izsīkst pēc aptuveni 10 tūkstošiem gadu, kā rezultātā tie pārtrauc savu aktivitāti un rentgenstarojuma izstarošanu. Magnetāru diametrs ir aptuveni no 20 līdz 30 km; to masa lielākoties pārsniedz Saules masu. Mūsu Galaktikā visā tās pastāvēšanas laikā varētu būt izveidojušies aptuveni 30 miljoni magnetāru. Magnetāri veidojas no masīvām zvaigznēm, kuru sākuma masa ir aptuveni 40 Saules masas. Tiek pieļauts, ka Kasiopejas A pārnovas miglājā esošais kompaktais objekts ir magnetārs, un tas ietekmē apvalka veidošanos. 58

59 Magnetic axis (магнитная ось; magnētiskā ass) - līnija, kas savieno ziemeļu un dienvidu magnētiskos polus. Magnetic field (магнитное поле; magnētiskais lauks) - magnētisko mijiedarbību vide. Šo lauku rada magnētiskie dipoli un elektrisko lādiņu kustība. Tas citiem elektriskajiem lādiņiem un magnētiskajiem dipoliem, kas atrodas lauka tuvumā, pieliek spēku. Apvienojumā ar elektrisko lauku, tas veido elektromagnētiskā spēka vidi, kas ir viens no dabas fundamentālajiem spēkiem. Magnetic storm (магнитная буря; magnētiskā vētra) - straujas magnētiskā lauka stipruma un virziena izmaiņas noteiktā punktā. Magnētiskās vētras tiek novērotas uz visām planētām, kurām ir magnetosfēra; tās izraisa liela ātruma Saules vēja plūsma no Saules uzliesmojumiem, koronālajiem izvirdumiem (CME) un koronālajiem caurumiem. Dažām vētrām Saules rotācijas dēļ atkārtošanās periods ir 27 diennaktis. Izšķir starojuma un daļiņu magnētiskās vētras. Galvenās magnētiskās vētras fāzes: pēkšņs sākums, sākuma fāze, galvenā fāze, atjaunošanās fāze. Uz Zemes to sauc par ģeomagnētisko vētru. Ģeomagnētiskās vētras izraisa jonosfēras perturbācijas, kurām seko radioastronomisko novērojumu apstākļu pasliktināšanās un radiosakaru traucējumi dekametru viļņu diapazonā. Magnētiskā vētra ilgst no dažām stundām līdz vairākām dienām. Magnetosphere (магнитосфера; magnetosfēra) - reģions ap planētu, kurā magnētiskais lauks pārspēj efektīvo magnētisko lauku. Magnetosphere and ionosphere of Mars (Магнитосфера и ионосфера Марса; Marsa magnetosfēra un jonosfēra) - Marsam nav pašam sava magnētiskā lauka; tā magnētiskais lauks ir inducēts un rodas, Saules vējam ietekmējot atmosfēru un jonosfēru. Jonosfērai ir divi jonizācijas maksimumi. Galvenajā jonizācijas maksimumā elektronu koncentrācija dienas laikā ir 1, cm -3. Dienas jonosfēra ir ievērojami biezāka par nakts jonosfēru un tās izmēri ir no 90 līdz 500 km. Magnetosphere and ionosphere of Venus (магнитосфера и ионосфера Венеры; Venēras magnetosfēra un jonosfēra) - 59

60 Veneras magnetosfēra veidojas Saules vēja ietekmē gadā veiktie pirmie Saules vēja un Veneras mijiedarbības pētījumi ar automātiskajām starpplanētu stacijām (ASS) Venera 4 un Mariner 5 nekonstatēja Veneras magnētisko lauku, šie pētījumi ļāva noteikt tikai planētas magnētiskā momenta augšējo robežu gadā ASS Venera 9 un Venera 10 novēroja izstieptu magnētisko asti, kuras topoloģija ir līdzīga tipiskai planētas magnetosfēras astes topoloģijai, taču tās magnētiskā lauka orientāciju nosaka starpplanētu magnētiskais lauks. Planētas nakts pusē esošās magnētiskā lauka līnijas, apliecot jonosfēru, stiepjas virzienā no Saules, veidojot magnētisko asti. Strāvas slāņa orientāciju šajā astē nosaka starpplanētu magnētiskā lauka virziens. Magnetosfēras un jonosfēras plazmas procesi var būt zemfrekvenču radiostarojuma avots. Magnetosphere of Jupiter (магнитосфера Юпитера; Jupitera magnetosfēra) - Jupitera magnetosfēra starp visām Saules sistēmas planētām ir visgarākā. Vērojot no Zemes, tā ir vairāk nekā piecas reizes lielāka par pilnu Mēnesi. Tās dipola ass atrodas aptuveni 10 grādu leņķī pret Jupitera rotācijas asi. Triecienviļņa attālums Saules pusē ir aptuveni 50 līdz 100 planētas rādiusi. Nakts pusē veidojas magnetoaste vairāku astronomisko vienību garumā, sasniedzot Saturna orbītu; tās blīvākā daļa stiepjas līdz 160 planētas rādiusiem. Vistuvākā magnetosfēras daļa (attālumā līdz 20 Jupitera rādiusiem) rotē kopā ar magnētiskā lauka dipola komponenti ar 9 stundu, 55 minūšu un 29 sekunžu periodu. Radiācijas joslu izmērs ir 100 reizes lielāks par Zemes radiācijas joslām. Radiācijas joslas ir labi novērojamas decimetru viļņu diapazonā. Jupitera magnetosfēra ir milzīgs lādētu daļiņu paātrinātājs. Jupitera radiācijas joslām ir sarežģīta struktūra. Jupitera pavadonis Jo atrodas iekšējā radiācijas joslā un kopā ar Jupiteru veido elektrisko ģeneratoru. Strāvas caurulē, kas savieno Jo un Jupitera jonosfēru plūst А strāva. Strāva silda pavadoņa virsmu, izraisot paaugstinātu termisku radiostarojumu. Kosmiskie aparāti ir fiksējuši arī radiostarojuma plūsmu no plazmas tora Jo orbītā. Radiostarojuma viļņu garums bija no 0,3 līdz 30 km. Jupiteru apņem jonosfēra, kuras augstums ir 3000 km. Polārblāzmas ir novērotas gandrīz visā elektromagnētiskā starojuma diapazona spektrā, sākot ar radioviļņiem un beidzot ar rentgenstarojumu (līdz 3 kev) gadā periodā no 16. līdz 22. jūlijam, Jupiteram saduroties ar Šūmeikeru-Levi 9 komētu, magnetosfērā tika novērota 60

61 unikāla parādība. Komētas fragmentu sadursme ar planētu izraisīja perturbācijas radiācijas joslās. 4 līdz 7 diennaktis ilgi bija vērojama sinhrotronā starojuma palielināšanās par 20 līdz 30% decimetru diapazona viļņos. Šo 4 līdz 7 diennakšu periodā ar VLA iegūtajos radioattēlos bija redzama asimetrija viļņu garumos 20 un 90 cm. Magnetosphere of Mercury (магнитосфера Меркурия; Merkura magnetosfēra) - Merkuram ir sava magnetosfēra; tās indukcija, kā tika atklāts pēc Mariner 10 veiktajiem mērījumiem, ir aptuveni 100 reizes mazāka (300 nt) nekā Zemes magnetosfērai. Merkura magnētiskajam laukam ir dipola struktūra, tā ass novietota 10 grādu leņķī pret planētas rotācijas asi. Ar zondi Mariner 10 iegūtie pētījumu rezultāti norāda uz zemas enerģijas plazmas pastāvēšanu magnetosfērā planētas nakts pusē. Magnetosfēras aizvēja astē novērotas augstas enerģijas daļiņu plūsmas. Kosmiskais aparāts Messenger (angļu: Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging) gadā atklāja parādību, ko dēvē par magnētiskajiem virpuļiem: sapītiem magnētiskā lauka mezgliem, kas saista aparātu ar planētas magnētisko lauku. Virpuļa diametrs bija 800 km, kas ir viena trešdaļa no planētas rādiusa. Šāda magnētiskā lauka virpuļa forma veidojas Saules vēja ietekmē. Magnetosphere of Neptune (магнитосфера Нептуна; Neptūna magnetosfēra) - ar kosmisko aparātu Voyager 2 veiktajos pētījumos ir atklāts, ka Neptūna magnētiskā lauka dipola ass leņķis pret planētas rotācijas asi ir 46,8. Turklāt rotācijas ass atrodas 29 grādu leņķī pret planētas orbītas plakni. Neptūna magnētiskais kūlis veido konusa formu ar 94 grādu leņķi konusa platajā galā. Magnētiskā dipola ass ir nobīdīta par 14 tūkst. km no planētas centra, bet dipola centrs nobīdīts par 6 tūkst. km dienvidu puslodes virzienā. Zemfrekvenču starojuma avots ir magnetosfēra un planētas virsma. Pēc radioviļņu uzliesmojumu mērījumiem tika noteikts magnetosfēras rotācijas periods 16,11 stundas. Magnetosphere of Saturn (магнитосфера Сатурна; Saturna magnetosfēra) - 61

62 Saturna magnetosfēru gadā atklāja ar kosmisko aparātu Pioneer 11. Izmēru ziņā Saturna magnetosfēra ir mazāka tikai par Jupitera magnetosfēru, ja salīdzinām planētas. Magnētiskā dipola ass atrodas 0,5 grādu leņķī pret rotācijas asi. Magnetopauze atrodas 20 Saturna rādiusu attālumā no tā centra, bet magnetosfēras aste stiepjas simtiem planētas rādiusu garumā. Saturna magnetosfēra ir pildīta ar plazmu, ko izsviež planēta un tās pavadoņi. Lielākā nozīme ir pavadonim Encelādam, kura geizeri izsviež ūdens tvaikus, daļu no kuriem jonizē Saturna magnētiskais lauks. Mijiedarbība starp Saturna magnetosfēru un Saules vēju rada spilgtus polārblāzmu ovālus visapkārt planētas poliem. Saturna radiācijas joslā ir vairākas tora formas zonas, kuru ārējais rādiuss ir 20 līdz 22 Saturna rādiusi. Tajās vietās, kur atrodas pavadoņu orbītas, Saturna radiācijas joslās ir dobumi. Tāpat radiācijas joslu neskarti ir arī planētas gredzeni. Mijiedarbība starp plazmas toriem, magnetosfēru un pavadoņiem rada zemfrekvenču radiostarojumu, ko spēj uztvert kosmiskie aparāti. Visspēcīgāko zemfrekvenču radiostarojuma impulsu avots ir Saturna gredzeni. Šis fenomens ir saistīts ar statiskās elektrības izlādēm gredzenu fragmentu sadursmju laikā. Zemfrekvenču radiostarojuma avoti ir saistīti ar plazmas toriem, ko rada Saturna pavadoņi Titāns, Encelads, Tētija un Dione. Magnetosphere of the Earth (магнитосфера Земли; Zemes magnetosfēra) - reģions, kas veidojas, Zemes magnētiskajam laukam mijiedarbojoties ar Saules vēja plūsmu. Pret Sauli vērstā Zemes magnetosfēras robeža atrodas vidēji 10 līdz 12 Zemes rādiusu attālumā no tās centra, bet paaugstinātas Saules aktivitātes laikā tuvāk: 6 līdz 8 Zemes rādiusu attālumā. No ārpuses magnetosfēru aptver magnetopauze, kuras biezums ir 100 līdz 200 km. Zemes nakts pusē magnetosfēra izstiepjas garā ģeomagnētiskā astē, kuras garums var sasniegt 1000 Zemes rādiusus. Magnētisko vētru laikā magnetosfēras astē notiek magnētisko spēka līniju pārsaiste, un tiek izstarots zemfrekvences radiostarojums. Magnetosfēras daļai magnētisko polu apgabalā ir piltuves forma, to sauc par polāro spraugu. Šajā vietā Saules vēja daļiņas iekļūst magnetosfērā un šeit rodas polārblāzmas. Zemes magnētiskā lauka ass atrodas 11 grādu leņķī pret Zemes rotācijas asi, un tā atrodas 530 km attālumā no planētas centra. Magnetosfēra maina savu telpisko stāvokli Zemes rotācijas un tās orbitālās kustības rezultātā. Magnetosphere of Uranus (магнитосфера Урана; Urāna magnetosfēra) - 62

63 Urāna magnetosfēra tika pētīta ar kosmisko aparātu Voyager 2. Urāna rotācijas ass atrodas ļoti tuvu tā orbītas plaknei, savukārt magnētiskā lauka ass atrodas 59 grādu leņķī pret rotācijas asi un ir nobīdīta no rotācijas ass par 8 tūkst. km. ziemeļpola virzienā. Tā rezultātā rodas ļoti neparasta un sarežģīta magnetosfēra, kas ir līdzīga spirālei. Urāna dipolmoments ir 50 reizes lielāks par Zemes dipolmomentu. Veicot magnetosfēras radiostarojuma pētījumus, ir atklāts, ka planētas rotācijas periods ir 17 stundas un 14,4 minūtes. Planētas radiācijas joslu novērojumi norāda uz sarežģītu mijiedarbību ar pavadoņiem, magnētiskā lauka polaritāte to orbītās mainās ik pēc 8,62 stundām. Magnetosfēras magnētiskā aste stiepjas miljoniem km garumā un magnetosfēras rotācijas rezultātā sagriežas spirālē. Abos Urāna magnētiskajos polos ir ļoti labi redzamas polārblāzmas tās izskatās pēc spilgtiem lokiem. Main beam (главный лепесток; galvenā lapiņa) - radioteleskopa vērsuma diagrammas lapiņa, kas atbilst teleskopa maksimālajam jutīgumam. Maser (мазер; māzers) - akronīms, kas ir saīsinājums no angļu val. Microwave-amplified stimulated emission of radiation ( ar mikroviļņiem pastiprināta, stimulēta starojuma emisija ). Māzeru var lietot kā radioviļņu pastiprinātāju (līdzīgi lāzeram, kas pastiprina redzamo gaismu). Tā var būt dabiska īpašība vai izveidota, izmantojot konkrētu kristālu, piemēram, rubīna īpašības absolūtajai nullei tuvās temperatūrās un spēcīgos magnētiskajos laukos. Ūdens molekulas kosmosā var izveidot māzerus, kas astronomiem palīdz pētīt radio signālu emisijas no objektiem, kurus parastos apstākļos konstatēt ir grūti. Max-Planck Institute for Radio Astronomy (Макса Планка радиоастрономический институт; Maksa Planka Radioastronomijas institūts) - dibināts gadā. Šis ir viens no 84 Maksa Planka biedrības zinātniskajiem institūtiem gadā darbību uzsāka viens no pasaulē lielākajiem radioteleskopiem 100 m liels radioteleskops netālu no Efelsbergas (Vācijā), 40 km uz dienvidrietumiem no Bonnas. Teleskops darbojas viļņu diapazonā no 9 mm līdz 21 cm (30 līdz 1,4 gigaherci). Leņķiskā izšķirtspēja 21 cm vilnī ir 9 loka minūtes; 6 cm vilnī 2,5 loka minūtes; 1,3 cm vilnī tās ir 40 loka sek. un 9 mm vilnī 25 loka sek. 63

64 Radioteleskopa konstrukcijā ievērots homoloģijas princips, kurš paredz fokusa nobīdes kompensēšanu antenas deformācijas gadījumā. Blakus radioteleskopam atrodas LOFAR stacija, ILT tīkla sistēmas elements. Institūts nodrošina APEX sistēmas darbību Čīlē. Ar radioteleskopa palīdzību tiek veikti pētījumi fundamentālajā fizikā un radioastronomijā, milimetru un submilimetru radioastronomijā, kā arī VLBI sistēmu radioastronomijā. Interneta vietne: MeerKAT, radio telescope (Меер-КАТ, радиотелескоп; MeerKat, radioteleskops) - tiek būvēts Karū reģionā (Dienvidāfrikā), 470 km uz ziemeļaustrumiem no Keiptaunas. Būvniecību plāno pabeigt gadā. Tas būs visjutīgākais radioteleskops dienvidu puslodē. Radioteleskopam būs 64 antenas, kuru diametrs būs 13,5 m (48 antenas kodolā ar 1 km diametru un pārējās antenas apkārt kodolam; maksimālā bāze interferometra režīmā būs 8 km). Teleskops darbosies frekvencēs no 0,58 līdz 14,5 GHz un ar to pētīs magnētiskos laukus, galaktikas, Galaktikas lielmēroga struktūru, tumšo matēriju. Interneta vietne: Megahertz (MHz) - (мегагерц; megahercs) - tāpat kā hercs, megahercs ir elektromagnētiskā viļņa frekvences mērs. Viena megaherca frekvence atbilst vienam miljonam ciklu sekundē (plašākai informācijai skatīt hercs ). Meteor radar (метеорный радиолокатор; meteoru radiolokators) - radioastronomijas ierīce meteoru radiolokācijas pētījumiem. Ierīce sastāv no raidītāja, uztvērēja un reģistrējošās aparatūras. Lielāka daļa meteoru radiolokatoru darbojas frekvencēs no 15 līdz 500 megaherciem impulsu vai nepārtrauktā režīmā. Meteoru radiolokators sniedz iespēju reģistrēt meteoru pēdu koordinātas un to ātrumu. Radiolokācijas pētījumu priekšrocība salīdzinājumā ar citām metodēm ir tāda, ka ar radiolokācijas metodi ir iespējams reģistrēt arī vāji spīdošus meteorus (līdz 15 m ), turklāt to ir iespējams darīt jebkurā diennakts laikā un jebkādos laika apstākļos. 64

65 Meter waves (метровые волны; metru viļņi) - radioviļņi, kuru garums ir no 1 līdz 10 metriem (no 30 līdz 300 megahercu frekvencē). Šos viļņus izmanto saziņai ar kosmiskajiem aparātiem, jo šie viļņi iziet cauri Zemes jonosfērai. Izejot cauri Zemes atmosfērai, notiek metru viļņu refrakcija, daļēja absorbcija un polarizācijas plaknes rotācija. Radioastronomijā ar metru viļņu palīdzību tiek pētīta Saule, galaktikas un ārpusgalaktikas objekti. Methanole maser (метанольные мазеры; metanola māzers). Metanola molekula (CH3OH) ir otra izplatītākā starpzvaigžņu putekļu sastāvdaļa pēc ūdens molekulām. Metanola māzeri tika atklāti gadā. Metanola māzeri ir sastopami tikai starpzvaigžņu mākoņu kodolos un zvaigžņu veidošanās vietās. Pastāv pirmās un otrās kategorijas metanola māzeri. Pirmās kategorijas māzeri ir saistīti ar molekulāro mākoņu aukstajiem putekļu kodoliem. Otrās kategorijas māzeri ir saistīti ar ultrakompaktajām H II zonām, kā arī OH un H2O māzeriem. To starjauda ir 65

66 no 10 6 līdz 10 7 Saules starjaudas; to spožuma temperatūra ir K; leņķiskais izmērs 20 loka milisekundes. Micro quasars (микроквазары; mikrokvazārs) - dubultzvaigžņu sistēma, kas sastāv no neitronu zvaigznes vai melnā cauruma un parastas zvaigznes. Mikrokvazāros notiek matērijas akrēcija uz neitronu zvaigzni vai melno caurumu, ko pavada strūklu izsviešana, kas vizuāli atgādina kvazāros notiekošos procesus. Mikrokvazārus ir iespējams novērot kā mainīgus avotus rentgena un radioviļņu diapazonā. Labi zināmais, masīvais rentgenstarojuma avots Gulbis X-1 ir mikrokvazārs. Nosaukums mikrokvazārs pirmo reizi tika lietots, atsaucoties uz rentgenstarojuma avotu Skorpionu X-1. Melno caurumu masa mikrokvazāros ir dažas Saules masas. Klasiskie mikrokvazāri ir virsgaismas sinhrotronie radioavoti. To strūklu izplūdes ātrums ir no 0,92 līdz 0,98 gaismas ātrumiem. Tie ir nestacionāri starojuma avoti, strūklu izsviešana notiek noteiktos aktivitātes brīžos, strūklu radiostarojuma ilgums ir no vairākām dienām līdz vairākām nedēļām. Mikrokvazāri ir atklāti arī citās galaktikās. Microwave astronomy (микроволновая астрономия; mikroviļņu astronomija) - radiovilņu astronomiskie pētījumi elektromagnētiskā spektra diapazonā no 1 mm garajiem tālajiem infrasarkanajiem viļņiem līdz centimetru radioviļņiem (aptuveni 6 cm). Šo starojumu noteiktos viļņu garumos (īsviļņu galā) absorbē Zemes atmosfēra. Middle waves (средние волны; vidējie viļņi) - radioviļņi, kuru garums ir no 1 km līdz 100 m (frekvence no 300 khz līdz 3 MHz). Tāpat kā īsie viļņi, tie atstarojas no jonosfēras, tāpēc šo īpašību izmanto, lai nodrošinātu radiosakarus uz Zemes. Šī diapazona radioviļņus lieto kosmosā esošajos kosmiskajos aparātos. Mill s Cross (Крест Миллса; Milsa krusts) - antenu sistēma, kas sastāv no daudzelementu antenām sistēmām, kuras vērstas taisnā leņķī viena pret otru (orientētas austrumu-rietumu un ziemeļu dienvidu virzienā). Piemīt zīmuļa vērsuma diagramma. Millimeter astronomy (миллиметровая астрономия; milimetru astronomija) - 66

67 radiovilņu astronomiskie pētījumi milimetru diapazona viļņos (no 1 līdz 10 mm). Šajā spektra daļā ir daudz sarežģītu molekulu radiolīniju, un tai ir liela nozīme molekulāro mākoņu, zvaigžņu veidošanās apgabalu, apzvaigžņu disku un komētu starojumā. Lai palielinātu izšķirtspēju, ko nevar sasniegt ar vienas antenas radioteleskopu, izmanto antenu tīklus, piemēram, ALMA. Millimeter waves (миллиметровые волны; milimetru viļņi) - radioviļņi, kuru viļņu garums ir no 10 līdz 1 mm (frekvencēs no 30 līdz 300 gigaherciem). Šī radioastronomijas joma aktīvi attīstās. Tajā tiek izmantoti interferometri, apertūras sintēzes sistēmas, un VLBI sistēmas. Tiek plānots izveidot kosmisko milimetru radioteleskopu Spektr-M (arī Milimetron). Millisecond pulsar (миллисекундные пульсары; milisekunžu pulsārs) - ciešā dubultsistēmā ietilpstoša neitronu zvaigzne pārī ar citu komponentu. Milisekunžu pulsāru periodi ir no 1,5 līdz 10 milisekundēm; magnētiskais lauks līdz 10 8 G; vecums 10 9 gadi. Analizējot pulsāra PSR B perioda izmaiņas, tika atklāti nelielas masas pavadoņi planētas, kuru masa ir 0,2, 4,3 un 3,6 Zemes masas. Molecular Cloud (молекулярное облако; molekulārais mākonis) - starpzvaigžņu gāzu mākonis, kurā notiek molekulārā veidošanās. Ar radioviļņu diapazona novērojumiem starpzvaigžņu telpā šobrīd ir atklātas 125 dažādas molekulāro mākoņu molekulas. Molecular gas (молекулярный газ; molekulārā gāze) - molekulārā gāze ir zvaigznes veidošanās izejvielas materiāls. Lielākoties tā sastāv no ūdeņraža (H2), kā arī satur dažādas citas molekulas, piemēram, oglekļa monoksīda molekulas. Molecular maser (молекулярные мазеры; molekulu māzers) - ļoti spožs kosmiskais radioavots, kas staro ОН, H2O, SiO un dažu citu molekulu radiolīnijās gadā tika atklāti pirmie OH molekulu kosmiskie māzeri. Dažu avotu radiostarojuma spektros (Oriona miglājā, Strēlniekā B2, W3, W49 u. c.) zinātnieki atklāja ļoti intensīvas, šauras starojuma līnijas, kuru viļņu garums bija 18 cm gadā tika atklāti vēl spēcīgāki kosmiskā māzeru starojuma avoti, kuru viļņu garums bija 1,35 cm, un kuru enerģija radās no ūdens tvaika H2O molekulām. No gada līdz gadam tika atklāti māzeru avoti, kuri enerģiju ieguva no silīcija oksīda 67

68 SiO un metilspirta CH3OH molekulām. Māzeros novēro lielu skaitu ļoti 7 6 šauru ( ) = emisijas komponentu, kurus rada atsevišķi nelieli (~ m), subavoti (plankumi). Šie subavoti atrodas apgabalā, kura rādiuss ir m, un tie kustas ar dažādu ātrumu. Pastāv divi galvenie māzeru veidi: 1. māzeri, kuri ir saistīti ar jaunajām (vecums 10 5 gadi) karstajām OB tipa asociāciju zvaigznēm; 2. māzeri, kas saistīti ar aukstām, lielas starjaudas zvaigznēm vēlā evolūcijas stadijā. Otrā tipa māzeru ir vairāk, taču tie nav tik spēcīgi. Monitoring of the solar radio radiation (служба радиоастрономических наблюдений Солнца; Saules radioastronomisko pētījumu dienests) - Radioobservatoriju tīkls, kurā veic Saules starojuma monitoringu, lai nodrošinātu operatīvus datus par tās aktivitātes stāvokli. Turklāt tiek iegūti Saules radioattēli un veikti visa Saules diska radiostarojuma plūsmas mērījumi diapazonā no centimetru līdz metru viļņiem. Ar radiospektogrāfu palīdzību iegūst sporādiskā starojuma dinamisko spektru metru un dekametru viļņu diapazonā. Virknē observatoriju (SSRT, RATAN-600, Nobejama, Helsinki) katru dienu uzņem Saules radioattēlus milimetru un centimetru viļņos ar radioheliogrāfu. Multi-Element Radio Linked Interferometer Network (MERLIN) - (MERLIN - Многоэлементная интерферометрическая сеть; MERLIN - Daudzelementu interferometrijas tīkls) - radioteleskopu tīkls, kas atrodas Lielbritānijas teritorijā. Šī tīkla pirmsākumi saistīti ar Mančestras Universitātes Džodrelbenkas Radioastronomisko observatoriju. Šajā tīklā ir 7 radioteleskopi: 76 m lielais Lovela teleskops (Džodrelbenkā), Mark II teleskops (25 m), Defordas teleskops (25 m), Nokinas teleskops (25 m), Pikmeres teleskops (25 m), Darnhalas teleskops (25 m) un Kembridžas teleskops (32 m). Pēdējais teleskops atrodas vistālāk no pārējiem un tam ir visgarākā interferometra bāze (217 km). Tīkls darbojas frekvencē no 151 megaherciem līdz 24 gigaherciem (viļņa garums ir no 2 m līdz 6 cm). Leņķiskā izšķirtspēja piecu gigahercu frekvencē ir 0,04 jeb tāda pati kā Habla kosmiskajam teleskopam. Interneta vietne: 68

69 N Nançay, radio telescope (NRT) (Нансе, радиотелескоп; Nansī Radioteleskops) - atrodas 20 km uz austrumiem no Orleānas (Francijā). Darbojas kopš gada. Radioteleskopam ir periskopiska sistēma ar plakanu Krausa sistēmas atstarotāju. Tā galvenais spogulis ir plakans siets, kura augstums ir 40 m un platums 200 m. Sekundārais spogulis atrodas 460 m attālumā no galvenā, un tam ir sfēriska virsma, kuras liekuma rādiuss ir 560 m. Radioteleskopu izmanto 1400, 1660 un 3330 megahercu frekvencēs ( 21, 18 un 9,2 cm). Nansī atrodas arī radioheliogrāfs. Tas sastāv no 44 antenām, kuru diametrs ir no 2 līdz 10 metriem un kuras atrodas rietumuaustrumu virzienā (3200 m) un ziemeļu-dienvidu virzienā (2440 m). Radioheliogrāfu izmanto frekvencē no 150 līdz 450 megaherciem ( no 2 m līdz 67 cm), un ar to nosaka viļņu polarizāciju. Tā izšķirtspēja ir no 1 līdz 3. Nansī darbojas arī dekametru antenu tīkls, kas veidots no 144 spirālantenām, viļņu garumi no 3 līdz 30 metriem. Observatorijā atrodas LOFAR sistēmas antena un viens no diviem SKA projekta fāzētajiem antenu tīkliem EMBRACE (Electronic MultiBeam Radio Astronomy ConcEpt). Interneta vietne: Near zone of antenna (ближняя зона антенны; antenas tuvā zona) - zona, kur viļņa fronte nav plakana un navir iespējams noteikt fāžu un amplitūdas atšķirību starojumam, kas krīt uz antenas vidusdaļu un tās malām. Antenas tuvās zonas vērsuma diagramma netiek noteikta. Gandrīz visi astronomiskie objekti atrodas antenas tālajā zonā. Nebula (туманность; miglājs) - nebula ir milzīgs mākonis, kas sastāv no putekļiem, gāzēm, un to ļoti bieži izgaismo netālo esošās karstās zvaigznes. Neutral hydrogen (нейтральный водород (H I), линия 21 см; neitrālais ūdeņradis (H I)) - Starpzvaigžņu vidē atomāro ūdeņradi ir iespējams novērot, izmantojot ūdeņraža starojumu un absorbciju 21 cm līnijā gadā H. K. van de Hulsts pierādīja, ka starpzvaigžņu ūdeņradis var izstarot 21 cm radiolīnijā. 69

70 1951. gadā H. Īvens, E. Pērsels (ASV), kā arī H. Millers un J. Orts (Nīderlandē) eksperimentāli atklāja neitrālā ūdeņraža radiolīniju. Leidenes observatorijā no līdz gadam tika izveidots pirmais debess apskats 21 cm līnijā. Vairāk nekā puse no starpzvaigžņu vielas ir neitrālais ūdeņradis. Balstoties uz minēto debess apskatu, Saules attālums no Galaktikas centra ir 7,1 kpc. Starpzvaigžņu gāzes pētījumi ūdeņraža 21 cm radiolīnijā ļāva noteikt tās masu, sadalījumu telpā, kā arī Galaktikas rotācijas raksturu. Atomārais ūdeņradis Galaktikā ir sastopams mākoņu veidā (aukstā fāze) un starpmākoņu gāzes veidā (karstā fāze). To koncentrācija attiecīgi ir ~1 4 cm 3 (~ К temperatūrā) un ~0,2 cm 3 (~7000 K temperatūrā). Liela daļa molekulārā ūdeņraža H2 (no 20% līdz 80%) ir ietverta lielos mākoņos, kur daļiņu koncentrācija ir ~10 3 cm 3 un temperatūra ~10 K. Mākoņi veido kompleksus, kuru vidējais diametrs ir aptuveni 40 parseki un masa ir 5 x 10 5 Saules masas. Galaktikā ir aptuveni 400 šādi molekulārie kompleksi. Liela neitrālā ūdeņraža daļa atrodas Galaktikas plaknē, ļoti plānā (salīdzinājumā ar Galaktikas diametru) slānī, kura biezums ir aptuveni 220 parseki. Ūdeņraža sadalījumā ir skaidri redzami spirālzari, kurus var novērot no ļoti liela attāluma. Visa neitrālā ūdeņraža masa Galaktikā ir aptuveni 1, Saules masas jeb 2% no kopējās Galaktikas masas. Spirālzaru platums ir aptuveni 400 parseki. Ūdeņraža diska biezums līdz robežai, kur tā blīvums nokrītas līdz 50% no maksimālā, mainās no 0,5 kiloparsekiem (iekšējā Galaktikas daļā) līdz 2 kpc (ārējā Galaktikas daļā). 21 cm viļņa garums, kā visizplatītākais Visuma radiostarojuma viļņa garums, ir izvēlēts, lai SETI programmā meklētu ārpuszemes civilizācijas. N-galaxis (N-галактики; N tipa galaktikas) - nosaukums ir aizgūts no latīņu valodas vārda nucleus (kodols) pirmā burta. Ārpusgalaktikas objekti, kas optisko viļņu diapazonā izskatās kā veidojumi ar spožiem, zvaigznēm līdzīgiem kodoliem, ko ieskauj stiepts, miglains apvalks, bet radiodiapazonā tiem ir spēcīgu, stieptu radioavotu īpašības. To telpiskā koncentrācija ir aptuveni 10-6 Mpc -3, kas ir miljoniem reižu mazāka nekā normālo galaktiku koncentrācija. Tās ir reti sastopamas, tāpat kā kvazāri un jaudīgās radiogalaktikas. Iespējams, ka tās ir evolūcijas starpposms starp kvazāriem un radiogalaktikām. Nobeyama Radio Observatory (Нобаяма, радиоастрономическая обсерватория; Nobejamas Radioastronomijas observatorija) - 70

71 Japānas Nacionālās astronomijas observatorijas nodaļa. Tās galvenais instruments ir 45 m lielais paraboliskais radioteleskops, kas kopš gada darbojas milimetru diapazonā. Ar radioteleskopu veic dažādu jomu radioastronomiskos pētījumus (starpzvaigžņu ķīmija, melnie caurumi, zvaigžņu un planētu sistēmu zvaigžņu veidošanās u. c.). Observatorijā vēl tiek izmantotas sešas 10 m paraboliskās antenas apertūras sintēzes režīmā ( Milimetru tīkls ). Kādreiz observatorijā tika izmantots T veida radioheliogrāfs, kas sastāvēja no 84 paraboloīdiem ar 80 cm diametru. Tā galvenā darba frekvence bija 17 GHz. Radioheliogrāfs tika uzbūvēts gadā. Observatorijas interneta vietne: Radioheliogrāfa datu arhīvi: Noise (шум; troksnis) - Troksnis radiouztvērējā ir tā raksturīgā skaņa, kas rodas nejaušas elektronu kustības rezultātā uztvērēja shēmā. Arī kosmiskie radioviļņi rodas nejaušas elektronu kustības rezultātā, tāpēc īpašības signālam, ko uztver ar radioteleskopu, neatšķiras no apkārtējo avotu fona trokšņiem. Šī iemesla dēļ radioastronomijā ir nepieciešami uztvērēji ar ļoti zemu trokšņa līmeni. gadījuma rakstura elektrisko fluktuāciju efekti radiouztvērējos, kas tajos rada slāpējošus vai kropļojošus efektus. Noise source (источник шума; trokšņa avots) - elektromagnētiska iekārta, kas ir paredzēta noteiktas jaudas radiotrokšņu ģenerēšanai, lai pārbaudītu un kalibrētu radioteleskopu uztvērējus. Noise temperature (шумовая температура; trokšņu temperatūra) - lielums, kas apraksta trokšņu līmeni sistēmās, kas var nebūt pētījumu objekti, bet kuru dēļ samazinās pētāmā elektromagnētiskā signāla uztveršanas iespējas, jo trokšņi uzklājas signālam. Trokšņu avoti var būt kosmoss, atmosfēra, starojuma uzvērēji, radioteleskopi, tālā kosmosa un satelītu sakaru sistēmas, antenas, kā arī visas sistēmas kopumā. Trokšņu temperatūru mēra Kelvinos; trokšņu temperatūra ir pielīdzināma absolūti melna ķermeņa temperatūrai vai arī atbilstošas elektriskās pretestības radītajam spriegumam, pie kura absolūti melna ķermeņa 71

72 elektromagnētiskā starojuma raksturlielumi un spektrs ir vienāds ar troksni, ko reģistrē uztveršanas ierīce. Noise-like signal (шумоподобный сигнал; trokšņveida signāls) - signāls, kas satur daudzas harmoniskās (sinusoidālās) sastāvdaļas noteiktā frekvenču joslā. Par troksni dēvē nejaušas, sarežģītas un nesakārtotas svārstības ar nepārtrauktu un salīdzinoši platu frekvenču spektru. Northern Cross radio telescope (Северный крест, радиотелескоп; radioteleskops Ziemeļu krusts) - atrodas Medicinas Radioastronomijas institūta observatorijā Boloņā (Itālijā). Darbojas 408 MHz frekvencē (viļņa garums 73,5 cm). Tas ir viens no pasaulē lielākajiem teleskopiem šajā diapazonā. Teleskopam ir T veida forma, un tas veic objektu pētījumus meridionālā virzienā. Tā austrumu - rietumu plecs ir reflektors, kura izmēri ir m (1536 dipoli), bet ziemeļu - dienvidu pleca izmēri ir ,5 m (4096 dipoli), kas veido 64 reflektoru tīklu. Tā redzes lauks ir Izšķirtspēja: aptuveni 4. Darbību ar radioteleskopu uzsāka gadā. Šobrīd ar to tiek veikti SKA aparatūras izmēginājumi. Interneta vietne: Noto Radio Observatory (Ното, радиоастрономическая обсерватория; Noto Radioastronomijas observatorija) - daļa no Boloņas Radioastronomijas Institūta (Istituto di Radioastronomia di Bologna). Observatorija atrodas Sicīlijas dienvidos, Noto tuvumā. 32 metrus lielais radioteleskops tika uzbūvēts gadā. Radioteleskopam ir pilnīgi grozāma antena. Tā darbības frekvenču diapazons ir no 300 līdz 86 GHz (viļņu garums no 1 m līdz 3,5 mm). Radioteleskops ir daļa no astronomijas-ģeodēzijas ļoti garās bāzes interferometrijas tīkla. Tāpat ar to tiek veikti dubultzvaigžņu pētījumi. Interneta vietne: Nullification of pulsations (обнуление пульсаций; pulsāciju nullifikācija) - pulsāra radiostarojuma intensitātes kritums līdz zemam līmenim. Parādība, ko iespējams novērot samērā bieži; visbiežāk tā aptver vairākus impulsus, pēc tam starojuma intensitāte atgriežas normālajā līmenī. 72

73 O Onsala Space Observatory (Онсала, космическая обсерватория; Onsalas kosmiskā observatorija) - dibināta gadā. Atrodas 45 km uz dienvidiem no Gēterborgas (Zviedrijā). Tās galvenie radioastronomiskie instrumenti: 25 un 20 m radioteleskopi, kas darbojas centimetru un milimetru viļņu diapazonā. 20 m lielais radioteleskops atrodas radioviļņu caurlaidīgā kupolā. Observatorijā atrodas LOFAR stacija. Tiek veikti darbi VLBI, ALMA, ODIN, EVENT HORIZON TELESCOPE programmās. Tiek pētīta starpzvaigžņu vide, aktīvie galaktiku kodoli, zvaigžņu veidošanās u. c. LOFAR tīklā tiek izmantotas 192 nelielas antenas (no 1,5 m līdz 15 m diametrā). Interneta vietne: Orbit (орбита; orbīta) - debess ķermeņa maršruts, ka kuru tas pārvietojas kosmosā. 73

74 Owens Valley Radio Observatory- OVRO (Оуэнс-Вэлли радиоастрономическая обсерватория- OVRO; Ovensvelijas Radioastronomijas observatorija OVRO) - Observatoriju gadā dibināja Džons Geitenbijs Boltons. Observatorija atrodas Kalifornijā (ASV), 350 km uz austrumiem no Sanfrancisko. Šajā observatorijā tiek veikti dažādi radioastronomiskie pētījumi. Kopš gada 40 m radioteleskopu izmanto blazāru monitoringam 15 GHz frekvencē (dati: ). Kopš gada ar 6 m radioteleskopu tiek īstenota kosmiskā mikroviļņu starojuma pētījumu programma (C-Band All-Sky Survey) 5 GHz frekvencē (dati: Kopš gada ar 10 m radioteleskopu tiek īstenota CO līnijas pētījumu programma (30 līdz 34 GHz frekvencē) (COMAP CO Mapping Array Pathfinder). Kopš gada ar 10 elementu radiointerferometra 4 m antenām tiek īstenota FRB uzliesmojumu lokalizācijas un meklēšanas programma (DSA Deep Synoptic Array). Kopš gada ar 288 elementu radiointerferometru 27 līdz 85 megahercu diapazonā tiek īstenota Long Wavelength Array, LWA programma, kurā pēta HI līnijas attēlus rejonizācijas posmā, meklē zemo frekvenču ātrās pārejošās parādības, pēta Saules un tuvāko zvaigžņu koronālos izvirdumus. Sīkāk: OVRO interneta vietne: 74

75 P Parsec (парсек; parseks) - garuma mērvienība, kas norāda attālumu no Zemes līdz objektiem ārpus mūsu Saules sistēmas. Viens parseks ir vienāds ar 3,26 gaismas gadiem vai trīsdesmit triljoniem kilometru. Pencil directional diagram (pencil beam) - (карандашная диаграмма направленности; zīmuļa vērsuma diagramma) - šaura un garena galvenā ziedlapiņa. Šādu diagrammu veido paraboliskas antenas un antenas, kurām ir līdzīgi izmēri divās ortogonālās koordinātēs, kas perpendikulāras novērojuma virzienam. Perseus A (Персей А; Persejs A) - 3С84, NGC 1275; = 03 h 19,8 m ; = ,7 ir spēcīgs radiostarojuma avots. Tā starojuma plūsmas blīvums 10 megahercu frekvencē ir 1420 Jy. Sarkanā nobīde z = 0,0176. Atrodas Abell 426 galaktiku kopas (viens no masīvākajiem Visuma objektiem) centrā 75 Mpc attālumā. Persejs A ir milzu cd galaktika kanibāls, kas absorbē sevī visas tuvumā esošās galaktikas. Centrā atrodas supermasīvs melnais caurums, kas ir 17 miljardus reizes masīvāks par Sauli, un tā masa ir 14% no visas galaktikas masas. Apkārt esošie tumšie pusapaļie tukšumi ir magnētiskie burbuļi, kas izsviesti no melnā cauruma akrēcijas zonas un piepildīti ar relatīvistiskajām daļiņām. To radiostarojuma mainīgums ir neregulārs un saistīts ar dažādām kodola aktivitātes fāzēm. Avotu iespējams novērot plašā viļņu garumu diapazonā. Katrai aktvitātes fāzei atbilst noteikta radiostarojuma uzliesmojumu grupa. Detalizēti 3C 84 pētījumi, izmantojot daudzelementu interferometrus trīs centimetru diapazonā, norāda uz trīskomponentu struktūru; komponentu izmēri ir ~ 0,3 mas, kur mas mērvienība miliarcseconds mili loka sekundes, t.i. loka sekundes tūkstošā daļa. Perspective problems in study of radio galaxies and quasars (перспективные проблемы исследований радиогалактик и квазаров; perspektīvās radiogalaktiku un kvazāru pētījumu problēmas) -. mūsdienās tās ir šādas. Centrālā mašīna (enerģijas avots). Kompakto objektu akrēcija supermasīvajos melnajos caurumos. Relatīvistisko daļiņu 75

76 izsviešana strūklu iekšienē. Spēcīgu radiostarojuma avotu esamība eliptiskajās galaktikās. Strūklu orientācijas ilgtermiņa stabilitāte. Strūklu Z veida forma. Rotācijas ass precesija dubulto melno caurumu sistēmās. Lielais strūklu garums (līdz vairākiem Mpc). Starojuma mainīgums dažādos laika intervālos (no dienas daļām līdz gadu desmitiem). Komponentu šķietamā virsgaismas kustība vienpusējās strūklās. Neskaidrība par to, vai visas galaktikas ir bijušas kvazāru stadijā. Peryton (перитон; peritons) - ātri radiouzliesmojumi, kas novēroti ar Pārksas radioteleskopu Austrālijā vairākas reizes kopš gada. Skat. ātrais radiouzliesmojums, iespējams tie ir blicāri, skat. blicārs. Phase front (фазовый фронт; fāzu fronte) - ģeometriskā punktu vieta, kurā svārstībām ir vienādas fāze. Plakanam vilnim fāzu fronte ir plakne, kas vērsta perpendikulāri tā izplatīšanās virzienam. Vilnim, ko ierosina punktveida avots, fāzu fronte ir sfēra. Antenai tuvajā zonā ir sfēriski viļņi, bet antenas tālajā zonā ir plakani viļņi. Photon (фотон; fotons) - gaismas daļiņa, kas satur nelielu elektromagnētiskās enerģijas daļu - Photosphere (фотосфера; fotosfēra) - gaišā, redzamā Saules daļa. Pictor A (Живописец А; Gleznotājs A) - spēcīgs radiostarojuma avots Gleznotāja zvaigznājā; atrodas 500 miljonu gaismas gadu attālumā no Zemes. Tā centrā atrodas supermasīvs melnais caurums, kura masa ir 10 miljoni Saules masu. Gleznotājā A atrodas viena no lielākajām strūklām, kuras garums ir 800 tūkstoši gaismas gadu. Strūklu plašo daivu malās ir iespējams novērot spilgtus plankumus. Visus struktūrelementus ir iespējams novērot radio, rentgena un optiskajos diapazonos. Planck mission (миссия «Планк»; Planka misija) - Planks ir Eiropas Kosmosa aģentūras (EKA) astronomiskais pavadonis, kas izveidots, lai pētītu kosmiskā mikroviļņu fona (reliktā starojuma) variācijas. Programma tika uzsākta gada 14. maijā, palaižot pavadoni kosmosā ar nesējraķeti Ariane 5,. Periodā no gada 76

77 septembra līdz gada novembrim Planks veiksmīgi veica savas pētījumu programmas galveno daļu un pārgāja uz papildu etapa veikšanu, kas noslēdzās gada 23. oktobrī. Pēc Planka datiem Visuma sastāvs ir šāds: 4,9% parastā (barionu) matērija (līdz tam pēc WMAP datiem 4,6%); 26,8% tumšā matērija (līdz tam iegūtie dati: 22,4%) un 68,3% tumšā enerģija (līdz tam: 73%). Tika precizēta Habla konstante; tās jaunā vērtība ir: Н0 = 68 km/(s Mpc). Tas nozīmē, ka kopš Lielā Sprādziena ir pagājuši 13,80 mljrd. gadi; iepriekšējā aprēķinā, kurā tika izmantots 70 km/( s Mpc), rezultāts bija: 13,75 mljrd. gadi. Planck radiation law (Планка закон излучения; Planka starojuma likums) - ir enerģijas sadalījuma likums absolūti melna ķermeņa spektrā, ko formulējis M. Planks. Pieņemsim, ka starojuma avots izstaro kā absolūti melns ķermenis, kura temperatūra ir T. Šādā gadījumā tā starojuma intensitātes spektrālo sadalījumu var aprakstīt ar Planka funkciju: 2hν B(, T ) = 2 c 3 e 1 h k T B 1 Funkcijā h ir Planka konstante (h = 6, J s), kb ir Bolcmaņa konstante (kb = 1, J/K). Lielākajā daļā gadījumu radioastronomijā var lietot Releja-Džīnsa tuvinājumu: 2kBT B(, T) = 2 c Plerion (плерионы; plerions) - 2. jauns pārnovas miglājs, kura radiospožums pieaug virzienā uz centru. Vispazīstamākais plerions ir Krabja miglājs (1054. gada pārnovas miglājs). Plerioni ļauj analizēt mijiedarbību starp pulsāru un tā apkārtējo vidi; to īpašības var izmantot, lai noteiktu pulsāru ģeometriju, enerģētiku, pulsāru vēja sastāvu, kā arī pulsāra telpisko ātrumu un apkārtējās vides īpašības. No 132 pārnovu miglājiem 11 tiek klasificēti kā plerioni.. 77

78 Point source (точечный источник; punktveida avots) - avots, kura leņķiskie izmēri ir ievērojami mazāki par vērsuma diagrammas galvenās ziedlapiņas leņķisko platumu. idealizēts diskrēts starojuma avots, kas tiecas uz bezgalīgi mazu leņķi Polarization (поляризация; polarizācija) - Fizikā (elementārdaļinu) orientācija noteiktā virzienā. Gaismas diapazona elektromagnētisko viļņu svārstību orientācija plaknē, kas perpendikulāra viļņu izplatīšanās virzienam. Ja šī plakne nemainās, tad gaismu sauc par lineāri polarizētu (lineāra gaismas polarizācija), bet, ja svārstību plaknes stāvoklis periodiski mainās, tad par cirkulāri vai eliptiski polarizētu gaismu (cirkulāra vai eliptiska gaismas polarizācija). Ja svārstību plaknes maiņa notiek neregulāri, haotiski, tad gaisma ir nepolarizēta (dabiska). Pulsar (пульсар; pulsārs) - objekts, kam raksturīgs impulsveida starojums. Tos gadā atklāja Dž. Bella un E. Hjūišs (Kembridžā) radioavotu mirgošanas pētījumu programmas ietvaros gadā par pulsāru atklāšanu Dž. Bella ieguva Milnera prēmiju Izrāviens, kas naudas izteiksmē pārsniedz Nobela prēmiju. Šobrīd ir zināmi vairāk nekā 300 radiopulsāri un aptuveni 20 rentgena pulsāri. Pēc mūsdienu priekšstatiem, radiopulsāri ir individuālas neitronu zvaigznes vai neitronu zvaigznes dubultās sistēmās. Galvenās pulsāru īpašības: Periods (P). Maksimālais zināmais radiopulsāra periods ir 11,77 s, bet minimālais 0,0014 s (1,4 ms). Pulsāru skaita sadalījumam pēc perioda ir divi maksimumi: lielais maksimums atbilst 0,6 s periodam (normālajiem pulsāriem), un mazais maksimums, kas atbilst 4 ms periodam (milisekunžu pulsāri). Perioda atvasinājums (Р ). Lielākajai daļai pulsāru periods ar laiku vienmērīgi palielinās. Tipiskas vērtības ir normālajiem pulsāriem un milisekunžu pulsāriem. Dažiem pulsāriem var novērot tā sauktās klupes (angļu: glitch) lēcienveida perioda izmaiņas. Lai noteiktu pulsāra vecumu, izmanto pulsāra perioda attiecību pret tā atvasinājumu. Iegūtie vecumi ir gadu robežās. 78

79 Pulsāra rotācijas mērs (RM) ir lielums, kas nosaka plakanpolarizēta radiostarojuma polarizācijas plaknes pagrieziena leņķi, tam virzoties caur plazmu, kurai ir magnētiskais lauks. Kā rāda pētījumi, daudzos gadījumos lielākā RM daļa tiek iegūta signālam izplatoties Galaktikas starpzvaigžņu vidē, kas sniedz iespēju pētīt vides īpašības. Milzu impulsi. Nelielai pulsāru daļai ir raksturīga atsevišķu impulsu starojuma plūsmas blīvuma lēcienveida palielināšanās. Turpretī parastajiem impulsiem ir raksturīga plūsmas blīvuma maiņa, kas nav lielāka par 10 reizēm; milzu impulsu plūsmas blīvums ir simtiem reižu lielāks par parasto impulsu plūsmas blīvumu. Pulsāra dispersijas mērs. Izmantojot pulsāru unikālās īpašības, iespējams pētīt starpzvaigžņu vidi. Radiostarojuma dispersijas dēļ vāji jonizētā starpzvaigžņu vidē novēro impulsu pienākšanas aizturi, kas ir atkarīga no frekvences un attāluma līdz pulsāram. Dispersijas mērs (DM) raksturo jonizētas vides vidējo blīvumu visā tās posmā no pulsāra, un to var izmantot, lai noteiktu attālumu līdz pulsāram. Neskaidrība (confusion) ir nedetektējamo (vājo) starojuma avotu radītā fona vidējā spožuma fluktuācijas vērsuma diagrammā, ko nosaka sakarības veids starp avotu skaitu un plūsmas blīvumu. Pushchino radio astronomy observatory (Пущинская радиоастрономическая обсерватория; Puščinas Radioastronomijas observatorija) - daļa no Krievijas Zinātņu akadēmijas Fizikas institūta. Dibināta gadā. Atrodas netālu no pilsētas Puščinas, 100 km uz dienvidiem no Maskavas. Tās galvenie instrumenti: krustveida radioteleskops DKR-1000, radioteleskopi RT-22 un BSA (Большая сканирующая антенна Lielā skenejošā antena). DKR-1000 ir veidots no divām antenām, kas izvietotas austrumu - rietumu un ziemeļu dienvidu virzienā. Katra antena ir veidota kā parabolisks cilindrs, kuru platums ir 30 m un garums ir 1 km. Darbojas metru viļņu diapazonā (no 2,5 līdz 10 m). BSA ir veidots kā režģis, kura platība ir 7 hektāri un kurā ir vibratori. Darbojas metru viļņu diapazonā ( = 3 m), un ir pasaulē jutīgākais teleskops šajā diapazonā. Ar BSA tiek veikti pulsāru novērojumi, novērotas spektrālo radiolīniju pārejas starp ļoti tuviem līmeņiem (n>700), tiek pētīti mainīgie radioavoti un Saules sistēmas plazma. RT-22 ir parabolisks reflektors, kura diametrs ir 22 m; tā virsmas precizitāte ļauj uztvert milimetru 79

80 diapazona viļņus. Ar RT-22 tiek pētītas starpzvaigžņu molekulas, zvaigžņu veidošanās apgabali, tas darbojas arī Radioastron projektā. Interneta vietne: 80

81 Q Quasar (Квазар; Kvazārs) - Krievijas Federācijas VLBI sistēma ar apstrādes centru Sanktpēterburgā. Ietver trīs observatorijas ar vienādiem radioteleskopiem, kuru diametrs ir 32 metri; tie atrodas Svetloje (Ļeņingradas apgabals), Badarahā (Burjatijas Republika) un Zeļenčukā (Krievijas Zinātņu akadēmijas Speciālā astrofizikas observatorija). Tīkls ir trīsstūrveida ar 2015, 4282 un 4405 km garām malām. Darbības viļņu garumi ir 1,35, 2,6, 3,5, 6,0, 12, 18 un 21 cm. Kompleksā tiek veikti astrofizikas, astrometrijas, ģeodinamikas pētījumi, sastādītas efemerīdas. Tīkla darbība tika uzsākta gadā. Bez radiointerferometrijas aprīkojuma šādos tīklos ir arī radiotehniskās un lāzera tālmēru sistēmas, kuras izmanto navigācijas un ģeodēzijas Zemes mākslīgo pavadoņu novērošanai. Quasar 3C 273 (Квазар 3С 273; Kvazārs 3C 273) = 12 h 29 m ; = +2 3 ; pirmais atklātais kvazārs, viens no pazīstamākajiem jaudīgajiem radioviļņu avotiem. Tā nosaukums liecina, ka tas bija 273. objekts, kas ietverts 3. Kembridžas radioavotu katalogā (1959). Sarkanā nobīde z = 0,158, attālums līdz tam 700 Mpc. Piemīt izteikts plūsmas mainīgums, bieži iespējami uzliesmojumi. Atsevišķu uzliesmojumu radiostarojuma plūsmas blīvums sasniedz desmitus Jy. Uzliesmojumu apgabalu leņķiskie izmēri ir aptuveni 0,1 mas. Kvazāram ir kompakts kodols un strūkla, kuras starojums pastāvīgi mainās. Strūklā ir novērojami sabiezējumi, kuru izmēri ir aptuveni 0,5. Radiointerferometriskie novērojumi metru viļņos ar leņķisko izšķirtspēju 0,1 ļāva konstatēt kvazāra halo. Quasars (квазары; kvazāri) - kvazāri (quasars jeb quasi-stellar object QSO arī quasi-stellar radio source kvazizvaigžņveida radiostarojuma avots) ārpusgalaktiskie objekti, gandrīz punktveida starojuma avoti, kam raksturīgas spēcīgas emisijas līnijas ar lielu sarkano nobīdi spektrā. Kvazāri tika atklāti gadā kā radiostarojuma avoti, pirmais bija kvazārs 3C 273. Pēc tam tika atklātas kvazizvaigžņveida galaktikas, kuras pēc optiskajiem raksturlielumiem neatšķiras no kvazāriem, bet kurām nebija radiostarojuma. Mūsdienās abus objektu tipus dēvē par kvazāriem: pirmos par radioskaļajiem (vai radioaktīvajiem), pārējos par radioklusajiem (vai 81

82 radiomierīgajiem). Radioskaļie kvazāri ir tikai neliela daļa no kopējā kvazāru skaita. Daudzu kvazāru spektrā bez emisijas līnijām novērojamas viena vai vairākas absorbcijas spektrāllīniju sistēmas, kuru sarkanā nobīde ir mazāka nekā emisijas līnijās. Šīs absorbcijas līnijas veidojas starp kvazāru un novērotāju. Kvazāriem piemīt lielākā vidējā starjauda nekā jebkuram citam Visuma objektam, piemēram, kvazāra S starojuma jauda optiskajā diapazonā ir reižu lielāka nekā Saules starjauda. Kvazāru augstā starjauda ļauj novērot tos ļoti lielos attālumos. Atklāti kvazāri ar sarkano nobīdi z > 4. Kvazāriem ir mainīgs starojums plašā periodu diapazonā no dažām dienām līdz dažiem gadiem. Mainīguma amplitūda, fotografējot caur B joslas filtru, parasti ir 0,5 1,5 m, kaut gan dažiem kvazāriem tā nepārsniedz 0,1 m. Bieži kvazārus uzskata par aktīvo galaktiku paveidu. 82

83 R Radiation belts of the Earth (радиационные пояса Земли; Zemes radiācijas joslas) - Lādētām daļiņām kustoties Zemes dipola magnētiskajā laukā, daļa no tām var tikt satvertas un ilgu laiku atrasties radiācijas joslās. Cits šīs joslas nosaukums ir Van Allena radiācijas josla. Magnetosfērā, kā jebkurā citā dipola laukā, ir apgabali, kuros daļiņas nevar iekļūt, ja to kinētiskā enerģija E ir zemāka par kritisko enerģiju. Turklāt, tās daļiņas, kuru enerģija ir E < Ekr., un kuras jau atrodas šajā apgabalā, nevar no tā izkļūt. Šīs magnetosfēras aizliegtās zonas sauc par saķeršanas zonām. Zemes dipola lauka saķeršanas zonās atrodas ievērojams satverto daļiņu daudzums (galvenokārt protoni un elektroni). Radiācijas joslas gadā atklāja ASV Zemes mākslīgais pavadonis Explorer-1, to pastāvēšanu apstiprināja Zemes mākslīgais pavadonis Sputnik-3. Pirmajā tuvinājumā radiācijas josla ir tors, kurā var izdalīt divus apgabalus. Aptuveni 4000 km augstumā atrodas iekšējā radiācijas josla, kura sastāv galvenokārt no protoniem, kuru enerģija ir desmitiem MeV, un aptuveni km augstumā ārējā radiācijas josla, kura sastāv galvenokārt no elektroniem, kuru enerģija ir desmitiem kev. Iekšējā josla ir ļoti stabila, turpretī ārējā joslā novērojamas straujas izmaiņas. Radio astronomy (радиоастрономия; radioastronomija) - astronomijas nozare, kas pēta debess ķermeņus un to radiostarojumu, izmantojot radioteleskopus. Uz Zemes radioastronomiskos pētījumus var veikt viļņu garumā no 1 mm līdz 30 m (īsākus un garākus viļņus absorbē atmosfēra). Zemes mākslīgajiem pavadoņiem pieejamais viļņu diapazons ir ievērojami plašāks. Radiointerferometru izšķirtspēja ir apsteigusi optisko teleskopu iespējas. Izmantojot radioastronomijas metodes, tika atklāti jauni kosmiskā elektromagnētiskā starojuma avotu veidi (radiogalaktikas, pulsāri, starpzvaigžņu gāze), kā arī reliktais starojums. Radio Astrophysics Observatory of AS of Latvia (Радиоастрономическая обсерватория АН Латвии; Latvijas Zinātņu akadēmijas Radioastrofizikas observatorija) - astrofizikas observatorija, kas sākta veidot gadā. Tā atrodas netālu no Baldones. Galvenās pētījumu jomas: vēlo spektra klašu zvaigžņu 83

84 fotometriskie un spektrālie pētījumi, kā arī Saules radiostarojums. Observatorijā darbojas optiskie instrumenti: 120 cm Šmita teleskops un 55 cm reflektors, līdz gadam tika izmantots radioteleskops RT-10 (paraboliskās antenas diametrs 10 m) gadā observatorija iekļauta Latvijas Universitātē (LU) un kopā ar LU Astronomisko observatoriju veido LU Astronomijas institūtu. Radio brightness distribution (распределение радиояркости; radiospožuma sadalījums) - stiepto izplesto radioavotu radiostarojuma sadalījums debesīs, ko izsaka kā radiostarojuma plūsmas blīvumu telpiskā leņķa vienībā atkarībā no virziena. Šādus sadalījumus veido gan kontūrkaršu veidā, gan izmantojot datorapstrādi, ar ko tiek iegūts optiskām fotogrāfijām līdzīgs attēls. Radio emission of the Sun (радиоизлучение Солнца; Saules radiostarojums) - elektromagnētiskais starojums diapazonā no milimetru līdz dekametru viļņiem, kas veidojas slānī no apakšējās hromosfēras līdz Saules vainagam. Metru viļņu diapazonā Saules rādiuss ir nedaudz lielāks nekā centimetru diapazonā, un abos gadījumos tas ir lielāks par redzamā diska rādiusu. Iedala trīs dažādus Saules termiskā starojuma veidus: mierīgas Saules starojums (B komponents), aktīvo zonu starojums atmosfērā virs Saules plankumu grupām (S komponents) un sporādiskais starojums, kas visbiežāk ir saistīts ar Saules uzliesmojumiem. Saules radiostarojuma intensitāti raksturo ar spožuma temperatūru. Mierīgas Saules apstākļos centimetru viļņos tā ir 10 4 K, metru viļņos: 10 6 K. Kvaziperiodiskās svārstības. Pētījumi par Saules starojuma fluktuācijām un kvaziperiodiskajām svārstībām ir svarīga Saules fizikas pētījumu joma. Pirmo reizi kvaziperiodiskās svārstības, kuru periods ir aptuveni 5 minūtes (300 s), atklāja A. Severnijs Krimas Astrofizikas observatorijā pēc optisko līniju starojuma fotosfērā. Svārstību periods apakšējā hromosfērā ir 150 s. Ir atklātas aktīvo apgabalu radiostarojuma kvaziperiodiskās svārstības centimetru diapazonā, S komponentu spektra struktūras pārmaiņas laika gaitā un diska radiostarojuma mazmēroga kvazioperiodiskās svārstības. Mierīgas Saules radiostarojums (B komponente) ir visa Saules diska radiostarojums ārpus aktīvajām zonām. To izraisa siltuma elektronu bremzstarojums. Radiostarojuma frekvence ir proporcionāla elektronu koncentrācijai. Milimetru un centimetru viļņi tiek ģenerēti hromosfērā, decimetru viļņi pārejas apgabalā, metru viļņi vainagā. Spožuma 84

85 sadalījums centimetru viļņos: viendabīgs disks ar strauju maksimumu (spožuma palielinājumu) diska malās, ko izraisa optiski blīvi veidojumi spīkulas. Decimetru viļņos ir vērojama spožuma pastiprināšanās no maziem līdz vidējiem heliogrāfiskajiem platumiem. Metru viļņos vērojams pakāpenisks spožuma kritums virzienā no diska centra uz malu. Spožuma temperatūra mainās no 5000 K (milimetru diapazonā) līdz 10 6 K (metru diapazonā). Saules cikla maksimumā B komponenta spožums ir par 25 līdz 60% lielāks nekā minimumā. Ir vērojama sīkāka radiostarojuma sadalījuma struktūra, kas saistīta ar granulām, supergranulām un milzu supergranulām. Lēna mainīguma komponente (S komponente). Šī komponente izpaužas kā paaugstināts termiskais un sinhrotronais starojums milimetru, centimetru un decimetru viļņos, kas saistīts ar Saules plankumiem, to grupām, flokulām un lāpām. Radiostarojums rodas apgabalos virs plankumiem milimetru un centimetru viļņos, kā arī koronālajās kondensācijās decimetru viļņos. Radioattēlos redzami lokāli avoti, kuru izmērs ir 1 līdz 2 un kuri ir saistīti ar atsevišķiem plankumiem un plankumu grupām, kā arī 5 8 gari apgabali, kuri saistīti ar lāpām vai flokulām. Spožuma temperatūra ir no 10 4 līdz 10 6 K. Centimetru viļņos radiostarojuma avota komponentes redzamas virs atsevišķiem plankumiem. Radiostarojums ir sinhrotorons. Milimetru viļņos virs strāvas slāņa veidošanās apgabaliem atklāti kompaktie avoti Saules uzliesmojumu priekšvēstneši. Koronālā kondensācija. Elektronu koncentrācija tajā ir līdz 10 9 cm -3. Koronālo kondensāciju pastāvēšanas ilgums ir līdz 3 mēnešiem un tās pastāv pat pēc plankumu izzušanas fotosfērā. Tās augstums virs virsmas ir no 20 līdz 100 tūkst. km. Leņķiskie izmēri ir no 1 līdz 5. Spožuma temperatūra ir 10 5 K. Mazo kondensāciju (izmērs: 1 ) temperatūra ir 10 7 K un to starojumam ir cirkulāra polarizācija, ja magnētiskais lauks ir 300 G. Radiouzliesmojums ir strauja netermiskā radiostarojuma intensitātes palielināšanās, kas saistīta ar hromosfēras uzliesmojumiem. Saules radiouzliesmojumus ir iespējams novērot visā radiodiapazonā. Tos iedala piecos tipos pēc laika un frekvences īpašībām: I tips ir īslaicīgi šaurjoslas uzliesmojumi, kurus ir iespējams novērot metru viļņos lielā daudzumā magnētisko vētru laikā. 700 MHz frekvencē Saules radiouzliesmojums turpinās no 0,3 līdz 0,7 s, joslas platums 3 līdz 7 MHz. 85

86 II tips (lēni dreifējošie uzliesmojumi) ir liela mēroga perturbācijas metru un dekametru diapazonā, kas ilgst vairākas minūtes; frekvenču josla pārvietojas no augstām frekvencēm līdz zemām ar aptuveni 0,25 līdz 1 MHz/s lielu ātrumu. III tips (ātri dreifējošie uzliesmojumi) visbiežāk novērojami metru un dekametru diapazonā. Frekvence mainās (dreifē) līdz 20 MHz/s. Uzliesmojumu ilgums (viena vai vairākas sekundes) palielinās, samazinoties frekvencei. Decimetru viļņos šo uzliesmojumu var būt ļoti daudz, radot magnētiskās vētras iespaidu. IV tips ir ilgstoši uzliesmojumi, kas saistīti ar Saules uzliesmojumiem un novērojami plašā frekvenču joslā. Viļņu garumu diapazons no milimetru līdz dekametru viļņiem. To ilgums ir no vairākām minūtēm līdz vairākām stundām. Starojuma zonu spožuma temperatūra šādu uzliesmojumu laikā ir līdz K. V tips ir nepārtraukts platjoslas metru viļņu starojums, kas ilgst aptuveni minūti pēc tam, kad novēroti III tipa uzliesmojumi. V tipa uzliesmojuma avotiem ir lielāki leņķiskie izmēri nekā III tipa avotiem, un tie ir nedaudz nobīdīti. Intensitātes maksimums aptuveni 100 megahercu frekvencē ( = 3 m). Ilgums no 1 līdz 3 minūtēm. Mikroviļņu uzliesmojums notiek diapazonā no milimetru līdz centimetru viļņiem. Starojuma maksimumi ir vērojami vienlaicīgi dažādās frekvencēs. Mikroviļņu impulsiem raksturīgs pēkšņs sākums un ātrs intensitātes palielinājums līdz maksimumam, un pakāpenisks samazinājums. Plūsmas blīvums var sasniegt 500 Saules plūsmas vienības. Trokšņu vētra. Visizplatītākais ir I vētru tips, kuru laikā tiek novērots sporādisks radiostarojums metru diapazonā (50 līdz 300 megaherci). Starojums aptver aptuveni 100 megahercu frekvences joslu. Šaurā joslā novērojami īsi uzliesmojumi, kas uzklājas lēni mainīgam fona starojumam. Intensitāte mainās no mierīgas Saules plūsmas desmitdaļām līdz 100 Saules plūsmas vienībām. Ilgums ir no dažām stundām līdz vairākām dienām. Starojuma apgabala augstums: sākot no 0,3 Saules rādiusiem (200 megahercu frekvencē). Šīs vētras notiek, Saules plankumiem šķērsojot disku; starojums pastiprinās, kad Saules plankumi atrodas diska centrā. Vērojama korelācija ar I tipa vētrām. Radio emission of Uranus (радиоизлучение Урана; Urāna radiostarojums) - 86

87 Urāna radiostarojums atklāts gadā, tā spožuma temperatūra ir 190 K gadā spožuma temperatūras mērījumi 2,8 cm viļņu garumā bija 228 K; 4,8 cm viļņu garumā 243 K; 6 cm viļņu garumā 245 K. Iegūto vērtību palielināšanās var būt saistīts ar to, ka Urāna rotācijas ass atrodas 98 grādu leņķī pret orbītas plakni un mērījumu laikā pret Zemi bija vērsts spožāks Urāna pols. Kopumā, spožuma temperatūra 20 gadu laikā (no gada līdz gadam) palielinājās no 140 līdz 290 K. Planētas atmosfēras dienas pusē atklāts spēcīgs ultravioletais starojums, kas nosaukts par elektrisko spīdēšanu (electroglow) un radiostarojums atmosfēras nakts pusē. Aprēķinātā planētas temperatūra ir 65 K, kas sakrīt ar infrasarkano viļņu diapazonā iegūtajiem datiem. 11 cm viļņu garumā Urāna temperatūra ir K, kas varētu būt skaidrojams ar siltumnīcefektu vai ar to, ka planētas radiostarojumam nav termisks raksturs. Urāns ģenerē deviņus netermiska magnetosfēras radiostarojuma veidus (NMR): elektrostatiskās izlādes, dažādas starojuma sastāvdaļas hektometru un kilometru viļņos, zemfrekvenču starojumu (difūzais starojums, radiouzliesmojumi 5 kilohercu frekvencē, nepārtrauktais spektrs). Gandrīz visus šos starojuma veidus, izņemot nepārtraukto spektru, novēro ārpus Urāna magnetosfēras robežām. Par galveno hektometru un kilometru viļņu ģenerēšanas mehānismu tiek uzskatīts māzera efekts, ko izraisa nelīdzsvarots elektronu sadalījums. Urāna atmosfēras zibens izlāžu radiostarojuma zemfrekvenču robeža ļauj attālināti mērīt elektronu koncentrāciju planētas jonosfērā. 87

88 Radio galaxies (радиогалактики; radiogalaktikas) - galaktikas ar spēcīgu starojumu radiodiapazonā. To radiostarojuma jauda ir līdz pat W. Radiogalaktiku starojuma avoti visbiežāk sastāv no vairākiem komponentiem (kodola, halo un radiostrūklām). Pazīstamākās radiogalaktikas ir: Gulbis A, Centaurs A, Jaunava A, Krāsns A, kas bija pirmie pētītie objekti šajā kategorijā. Radiospožuma sadalījuma kartēs redzams, ka visbiežāk radiogalaktikā ir divi starojuma mākoņi (daivas), kas atrodas vairāk vai mazāk simetriskā pozīcijā pret optiskajā starojumā redzamo galaktiku. Parasti radiostarojuma mākoņi atrodas 10 līdz 100 kpc attālumā no galaktikas, tālu ārpus tās zvaigžņu komponentes robežām. Praksē ir zināmi piemēri, kad attālums starp radiostarojuma komponentiem sasniedz 2 līdz 5 Mpc. Radiogalaktiku radiostarojuma zonas ir ļoti garas un morfoloģiski ļoti atšķirīgas. Visbiežāk sastopamas radiogalaktikas ar aktīviem kodoliem un N tipa galaktikas. Lielākajai daļai radiogalaktiku optiskajā spektrā ir spēcīgas emisijas līnijas. Pēc to platuma radiogalaktikas iedala tipos. Radio interferometer (радиоинтерферометр; radiointerferometrs) - 88

89 augstas izšķirtspējas ierīce, ar ko veic radioastronomiskos pētījumus. un kas sastāv no divām vai vairāk antenām, kas atrodas lielā attālumā viena no otras, un kuras savieno kabeļi vai retranslācijas sakaru līnija. Visvienkāršākā divu antenu radiointerferometra izšķirtspēja, kura antenas atrodas attālumā B viena no otras, ir nosakāma nevis pēc antenas izmēriem, bet pēc bāzes B garuma: B. Radiointerferometrs atšķirībā no radioteleskopa iegūst nevis objekta radioattēlu, bet gan vienu no objekta harmonikām. Lai iegūtu radioattēlu, ir nepieciešams summēt visas harmonikas, ko ir ieguvuši dažādi radiointerferometri ar dažādu bāzu garumu un orientāciju. Nākamā metodes attīstības pakāpe ir apertūras sintēze un ļoti garās bāzes radiointerferometrija. Radio paint (радиокраска; radiokrāsa) - krāsa, kas neabsorbē elektromagnētisko enerģiju radioviļņu diapazonā. Ar šo krāsu, piemēram, tiek krāsotas aerodromu un kuģu lokatoru antenas, kā arī radioteleskopu antenas. Radio pulsar (радиопульсары; radiopulsārs) - objekts ar periodisku impulsveida starojumu radiodiapazonā. Pirmais radiopulsārs tika atklāts gadā. To atklāja E. Hjūiša grupas aspirante Džoselīna Bella Kembridžas Universitātes Malarda radioastronomijas observatorijā ar meridiāna radioteleskopu 3,5 m viļņu garumā (86,7 MHz), pētot punktveida radioavotu mirgošanu. Maksimālais zināmais radiopulsāru periods ir 11,77 s, bet minimālais 0,0014 s (1,4 ms). Radioimpulsu ilgums nav lielāks par perioda desmitdaļu. Dažiem radiopulsāriem starp galvenajiem impulsiem ir vērojami starpimpulsi. Radiopulsāru starojums nav termisks. Radiopulsāru skaits palielinās mūsu Galaktikas plaknes virzienā. Milisekunžu pulsāri ir saistīti ar dubultsistēmām. Visvairāk pētīts ir pulsārs Krabja miglājā. Radiopulsāru starojuma enerģijas avots ir neitronu zvaigznes rotācija gadā tika atklāts pulsārs dubultsistēmā (dubultais pulsārs) PSR B jeb Halsa- Teilora pulsārs, ar kura palīdzību tika netieši atklāti gravitācijas viļņi gadā tika atklāta pulsāra PSR planētu sistēma. Visbeidzot, gadā tika atklāts dubultais pulsārs PSR J dubulta sistēma, kurā ir divi pulsāri. Pēc aprēķiniem, novērojumiem pieejamais pulsāru skaits mūsu Galaktikā ir (24±3) 10 3, bet to kopējais skaits Galaktikā ir (240±3)

90 Radio radiation of asteroids (радиоизлучение астероидов; asteroīdu radiostarojums) - Līdz šim ir novērots daudzu Zemei tuvumā esošu liela izmēra asteroīdu radiostarojums. Ņemot vērā dažu asteroīdu radioviļņu pētījumus, no jauna ir izskatīti ar optisko mērījumu palīdzību iegūtie asteroīdu fizikālie parametri. Radioastronomiskajos novērojumos konstatēts, ka Cereras spožuma temperatūra 6 un 12 cm viļņu diapazonā ir 112 līdz 128 K (līdzsvara temperatūra ir 165 K). Radio radiation of comets (радиоизлучение комет; komētu radiostarojums) - Komētu radionovērojumi nepārtrauktajā spektrā sniedz informāciju par iekšējo kodolu. Radiostarojums molekulu līnijās lielākoties novērots komētu komā un astē. Visbiežāk sastopams OH un HCN līniju starojums. Dati par komētu molekulārajām radiolīnijām sniedz unikālu informāciju par kustību un ķīmiskajiem procesiem komētu gāzē. Starojums nepārtrauktajā spektrā novērots tikai Zemei tuvu garām lidojošām komētām, daudz biežāk ir iespējams novērot radiolīnijas. Pirmo reizi komētas nepārtrauktais radiostarojums tika izmērīts Kohouteka komētai gada decembrī 1,4 mm viļņos un gada janvārī 3,71 cm viļņos. Radiostarojuma avots bija ledus daļiņu mākonis kodola tuvumā, tā diametrs 850 km, spožuma temperatūra 3,71 cm diapazonā 313 K. IRAS-Araki-Olkoka komētai (C/1983 H1) 1,3 cm diapazonā radiostarojums, kura plūsma bija 9 mjy, nāca no punktveida avota. Haleja komētas pētījumos tika atklāts kodola centimetru un milimetru viļņu starojums, kā arī kilometru viļņu starojums, komētas plazmai mijiedarbojoties ar Saules vēju. Radio radiation of galaxies (радиоизлучение галактик; galaktiku radiostarojums) - Ūdeņraža līnija (21 cm). Kartējot galaktikas šajā līnijā, ir iespējams novērot neitrālā ūdeņraža radiālā ātruma sadalījumu, pēc kura nosaka galaktikas rotācijas līkni un masas sadalījumu tajā. Spirālveida galaktikās starpzvaigžņu gāzes masa ir 3 līdz 5%, pārējo masu veido zvaigznes (neņemot vērā tumšo matēriju). Neregulārajās galaktikās gāzes ir vairāk, bet eliptiskajās galaktikās - mazāk. Tajās galaktikas vietās, kur gāzes blīvums ir lielāks, ir lielāks zvaigžņu veidošanās ātrums. Hidroksila līnija (OH) (18 cm). Tiek novērota daudzu māzeru starojumā un absorbcijā. 90

91 Ūdens līnija (H2O). Māzeri 1,35 cm līnijā ir sastopami dažādās galaktikās; Lielajā Magelāna mākonī ir vairāki desmiti šādu radioavotu. Mūsu Galaktikā esošā māzera starjauda zvaigžņu veidošanas zonā W49 ir pielīdzināma Saules starjaudai. Pastāv īpaši spēcīgi supermāzeri jeb megamāzeri. Megamāzera starjauda Cirkuļa zvaigznājā ir 37 reizes lielāka par Saules starjaudu. Māzeru komponenti ir koncentrēti Seiferta galaktiku kodolu tuvumā un tie virzās pa orbītu ar ātrumu ~ 1000 km/s ap centrālo supermasīvo melno caurumu. Oglekļa monoksīda (CO) līnija. Konstatēta 35 galaktikās, šī līnija ir molekulārā ūdeņraža (kas tiešā veidā nav novērojams) H2 mērs. Amonjaka līnija (NH3). Šajā 1,25 cm līnijā mūsu Galaktikā ir novērojami molekulāro mākoņu karstie kodoli. Nepārtrauktā spektra starojums. Spirālveida galaktiku nepārtrauktā spektra radiostarojums sastāv no šādiem komponentiem: diska starojuma, spirālzaru starojuma, H II zonu starojuma, pārnovu miglāju starojuma, radiohalo, galaktiku kodolu starojuma. Zinātniekiem ir izdevies novērot ļoti jaunu pārnovu miglāju radiostarojumu uzreiz pēc optiskā uzliesmojuma (pārnova 1987 A Lielajā Magelāna Mākonī). Galaktikas radiostarojums (radio radiation of the Galaxy). Mūsu Galaktikas radiostarojumā ir divas sastāvdaļas: fona starojums un diskrētais avotu starojums. Diskrētos starojuma avotus var iedalīt šādi: 1) pārnovu miglāji (sinhrotronais radiostarojuma mehānisms, plūsmas blīvuma pieaugums garo viļņu virzienā); 2) jonizēta ūdeņraža mākoņi (H II zonas), kuru plūsmas blīvums palielinās īsviļņu virzienā; 3) neitrālā ūdeņraža mākoņi (H I zonas), kuri staro 21 cm viļņa garumā; 4) mākoņi, kas izstaro hidroksila līnijas (OH) 18 cm viļņa garumā un mākoņi, kas izstaro citās radiolīnijās; 5) uzliesmojošās zvaigznes. Fona starojumu veido atsevišķi neizšķiramo diskrēto avotu starojums, jonizēta ūdeņraža termiskais starojums un relatīvistisko daļiņu netermiskais (sinhrotronais) starojums. Radio radiation of gamma-bursts (радиоизлучение гамма-всплесков; gamma uzliesmojumu radiostarojums) - Kosmiskos gamma starojuma uzliesmojumus gadā atklāja ar pavadoni Vela. Uzliesmojumi notiek plašā enerģiju diapazonā no 20 kev līdz vairākiem MeV. Sadalījums debesīs izotrops. Uzliesmojuma ilgums ir no dažām sekundes daļām līdz desmitiem sekunžu. Pēc gamma 91

92 starojuma uzliesmojumiem novēroti optiskā, radio un rentgenstarojuma uzliesmojumi (pēcspīdēšana jeb afterglow). Radiostarojums tiek novērots diapazonā no 1 līdz 350 GHz. Plūsmas blīvums no desmitiem µjy līdz vairākiem mjy. Starojuma ilgums līdz vairākām diennaktīm. Radio radiation of Jupiter (радиоизлучение Юпитера; Jupitera radiostarojums) - Pirmo reizi gadā novēroja B. Berks un K. Franklins 22 MHz frekvencē. Jupitera radiostarojums izpaužas kā uzliesmojumi metru un dekametru diapazonā (5 līdz 30 m), bet centimetru un decimetru diapazonā (3 līdz 70 cm) tas izpaužas kā nepārtraukts starojums. Jupitera sporādiskais starojums izpaužas kā ļoti lielas intensitātes uzliesmojumi: 10 6 līdz 10 9 Jy. Šo uzliesmojumu avots rotē kopā ar planētu. Jupitera sporādisko uzliesmojumu ilgums ir no 0,1 līdz 1 s (dažreiz līdz 15 s). Uzliesmojumi notiek no 5 līdz 43 megahercu frekvenču diapazonā, bet visbiežāk 18 līdz 20 megahercu diapazonā. Spožuma temperatūra uzliesmojumu laikā ir līdz K. Vērojama Jupitera starojuma modulācija, ko rada tā pavadonis Jo, kas riņķo planētas magnetosfērā. Uzliesmojuma iespējamība ir augstāka, kad Jo atrodas maksimālajā elongācijā attiecībā pret Jupiteru. Jupitera radiostarojums milimetru un īso centimetru viļņu diapazonā ir termisks; starojuma spožuma temperatūra ir augstāka par līdzsvara temperatūru, kas nozīmē, ka siltums plūst no planētas iekšienes. Sākot no 9 cm viļņu garuma, spožuma temperatūra palielinās, ir vērojama starojuma netermiskā komponente, kas skaidrojama ar vidējas enerģijas (aptuveni 30 MeV) relatīvistisko daļiņu sinhrotrono starojumu Jupitera magnētiskajā laukā. 70 cm viļņu garumā spožuma temperatūra ir aptuveni K. Starojuma avotam ir divu garu lāpstiņu forma, lāpstiņas atrodas abās planētas pusēs, un ir saistītas ar radiācijas joslām. Uz Jupitera ir novērots spēcīgs radiostarojums polārblāzmu zonās un no zibens izlādēm planētas atmosfērā. Radio radiation of Mars (радиоизлучение Марса; Marsa radiostarojums) - Pirmos Marsa radiostarojuma novērojumus gadā veica S. Meijers, T. Makolafs un R. Sloneikers. Veicot mērījumus 3,15 cm viļņu garumā, ieguva efektīvo temperatūru K. Šis lielums ir mazāks par planētas apgaismotās puses infrasarkano temperatūru (250 K). Tas nozīmē, ka radiostarojums nāk no dziļākiem slāņiem, salīdzinājumā ar infrasarkano starojumu. Vēlāk tika veikti daudzi mērījumi diapazonā no 1 mm līdz 21 cm. Planētas vidējā radiospožuma temperatūra ir 210 K. Marsa vidēji visas 92

93 planētas virsmas virsējā pārklājuma vielai ir divreiz lielāka elektrovadītspēja radiodiapazonā, salīdzinot ar Mēness grunti. Pēc speciālistu domām, Marsa pārklājuma grunts elektrovadītspējas pieaugums ir saistīts ar tajā esošajiem dzelzs oksīdiem. Radio radiation of Mercury (радиоизлучение Меркурия; Merkura radiostarojums). Pirmo reizi novērots gadā; tā spožuma temperatūra 3,6 cm diapazonā ir 320 K. Pēc datiem, kas iegūti novērojot infrasarkanos viļņus, Merkura temperatūra mainās atkarībā no tā fāzes no 600 līdz 40 K. Radioastronomiskajos pētījumos atklāts, ka vienā un tajā pašā fāzē Merkura efektīvā temperatūra centimetru radioviļņos ir aptuveni divas reizes lielāka par tā infrasarkano staru temperatūru. Tas notiek tādēļ, ka Merkura iekšiene ievērojami sasilst radioaktīvās sabrukšanas rezultātā. Merkuram ir liela virsmas termiskā inerce, tā grunts ir sadrupināta palielinoties dziļumam, drupinātības pakāpe samazinās. Uz planētas atklātas karstas un vēsas zonas (zonu platums ir aptuveni 60 garuma grādi). Vidējā temperatūra šajās zonās atšķīrās par 40 grādiem. Radio radiation of Neptune (радиоизлучение Нептуна; Neptūna radiostarojums) - Pirmajos novērojumos, kas tika veikti gadā 3,7 cm viļņu garumā, iegūtā redzamās virsmas spožuma temperatūra bija 190 K. Radiostarojuma termiskajām īpašībām, raksturīgi tas, ka spožuma temperatūra ir augstāka par līdzsvara temperatūru, un starojums tiek izstarots no karstākiem zemvirsmas slāņiem. Balstoties uz radio uzliesmojumu periodiskumu, tika noteikts planētas rotācijas periods, kas ir 16,11 stundas. Radiostarojuma uzliesmojumu avots ir planētas atmosfēra. Par galveno Neptūna hektometru un kilometru radiostarojuma ģenerācijas mehānismu uzskata māzeru efektu, ko izraisa nelīdzsvarots elektronu sadalījums. Neptūna sporādiskā radiostarojuma avoti visbiežāk saistīti ar planētas magnētiskajiem poliem. Sporādiskā starojuma veidošanās ir saistīta ar Neptūna magnetosfēru. Radioastronomija ļauj attālināti pētīt planētas magnetosfēru. 93

94 Radio radiation of planet s satellites (радиоизлучение спутников планет; planētu pavadoņu radiostarojums) - Lielākie Jupitera pavadoņi (Galileja pavadoņi) un Saturna pavadonis Titāns izstaro radiostarojumu. No Galileja pavadoņiem interesantākie novērojumi ir iegūti saistībā ar Jo, izmantojot RATAN-600 radioteleskopu: 2 un 3,9 cm viļņu garumā spožuma temperatūra ir daudz augstāka par līdzsvara temperatūru, respektīvi, 600 un 190 K. Tā iemesls ir liela vulkāniskā aktivitāte uz Jo. Saturna pavadoni Titānu pētīja ar VLA ( = 6 un 3,8 cm), iegūtā spožuma temperatūra ir un K, kas ir tuvu līdzsvara temperatūrai. Taču, veicot mērījumus 3,3 cm viļņu garumā, spožuma temperatūra bija K; iespējams, ka šis mērījums raksturo karstākus Titāna atmosfēras augšējos slāņus, kamēr pie virsmas un pieguļošās atmosfēras temperatūra saglabājas zemāka. Radio radiation of Saturn (радиоизлучение Сатурна; Saturna radiostarojums) - 94

95 Veicot radiostarojuma mērījumus 3,5 cm viļņu garumā, tika noteikts, ka planētas temperatūra šajā viļņu garumā ir aptuveni 110 K. Tā ir līdzīga infrasarkanā starojuma temperatūrai (125 K). Veicot mērījumus 10 cm viļņu garumā, novērota 200 K temperatūra un spēcīga starojuma polarizācija. Šajā diapazonā Saturna starojumu rada gan apakšējie atmosfēras slāņi, gan planētas radiācijas joslas. Uz Saturna nav novēroti spēcīgi sporādiskie uzliesmojumi. Ar Voyager sērijas kosmiskajiem aparātiem atklāja, ka planēta izstaro platjoslas radiostarojumu, kura maksimums ir aptuveni 170 kiloherci. Kosmiskais aparāts Voyager-2 atklāja impulsveida radiostarojuma avotu 80 grādos ziemeļu platuma. Tā maksimālā starojuma jauda ir 175 kilohercu frekvencē, bet impulsu atkārtošanās periods ir vienāds ar Saturna diennakti 10 stundas un 39,4 minūtes. Izstarošana ir maksimāla tad, kad avots šķērso planētas pusdienas meridiānu. Saturna atmosfērā novērots zibens izlāžu radīts radiostarojums 20 kilohercu līdz 40 megahercu diapazonā, kura jauda ir 10 tūkst. MW un ilgums no 10 līdz 400 ms. Radio radiation of the Earth (радиоизлучение Земли; Zemes radiostarojums) - Uz Zemes virsmas novēro dažādus dabiskas izcelsmes zemfrekvenču radiosignālus. Dažu radiosignālu avoti ir saistīti ar atmosfēru (atmosfērikas), piemēram, elektriskās izlādes troposfērā. Zemfrekvenču (1 līdz 10 khz) diapazonā ir atklāts jonosfēras radiostarojums. Pastāv vairāki šāda starojuma veidi: šņākšana diskrēto starojumu maisījums jeb tā dēvētie kori (diskrēti īstermiņa toņi ar pieaugošām vai krītošām īpašībām un to kombinācijām). Tā kā starojums izplatās gar šauru magnētisko spēka līniju kūli, tas ir lokalizēts zonā, kuras diametrs ir 200 līdz 1000 km. Ar Zemes mākslīgo pavadoņu palīdzību atklāts tā saucamais magnetosfēras kilometru radiostarojums, kurš parādās lokālas augstas enerģijas elektronu plūsmas pastiprināšanas periodos. Starojuma avoti ir koncentrēti ap polārblāzmu zonām. Spēcīgs Zemes radiostarojums ir saistīts ar cilvēka tehnisko darbību: radio un televīzijas staciju starojums, rūpniecības ietaišu radītais starojums. Šis aspekts ir interesants, lai saprastu, kā būtu iespējams konstatēt ārpuszemes civilizācijas. Radio radiation of the Moon (Радиоизлучение Луны; Mēness radiostarojums) - Pirmo reizi Mēness radiostarojumu novēroja R. Dike un R. Berindžers gadā 1,25 cm viļņa garumā. Mēness radiostarojums ir termisks - Mēness izstaro no Saules saņemto enerģiju. Radiostarojums var nokļūt ļoti dziļi Mēness gruntī (respektīvi, arī iziet no ļoti liela dziļuma), būtiski 95

96 neabsorbējoties. Līdz ar dziļumu radiostarojuma temperatūra mainās maz. Mēness radiostarojuma spožuma temperatūra mainās kopā ar Mēness fāzi. Milimetru diapazona radiokartēs redzams, ka Mēness jūras ir nedaudz siltākas salīdzinājumā ar kontinentiem ; iespējams, ka tas ir saistīts ar virsmas slāņu siltumvadītspējas atšķirībām. Dienas puses temperatūra ir līdz 400 K, nakts puses: 120 K. Temperatūras variācijas fāžu maiņas dēļ vislabāk novērojamas milimetru un centimetru diapazonā, un ir gandrīz nemanāmas decimetru un metru diapazonā. Viļņu garumā no 1 līdz 1,5 mm spožuma temperatūra samazinās no 300 līdz 160 K. Tiešajos Mēness grunts pētījumos noskaidrots, ka Mēness virsmu klāj putekļu slānis, kas ir vairākus centimetrus biezs, bet zem putekļu slāņa līdz 6 m dziļumā ir porains materiāls. Augstas leņķiskās izšķirtspējas novērojumi Mēness aptumsumu laikā dažādos viļņu garumos ļauj pētīt dažādu virsmas apgabalu siltumvadīšanas izmaiņas. Radio radiation of Venus (радиоизлучение Венеры; Veneras radiostarojums) - Veneras radiostarojuma mērījumi veikti plašā radioviļņu diapazonā. Tika noteikts, ka planētas efektīvā temperatūra palielinās no 360 K (viļņu diapazonā no 4 līdz 8 mm) līdz aptuveni 600 K (viļņu diapazonā no 3 līdz 21 cm). Atšķirīgas temperatūras starojums ir saistīts ar dažādiem planētas vai tās atmosfēras slāņiem. Milimetru starojuma (temperatūra: 380 K) avots ir planētas atmosfēra, bet centimetru (temperatūra: 600 K) starojuma avots ir planētas virsma; temperatūras atšķirība ir saistīta ar siltumnīcas efektu. Viļņos, kas garāki par 20 cm, novērojams Veneras spožuma temperatūras straujš kritums. Ar starpplanētu stacijām Venera 11 un Venera 12 pētot zemfrekvenču elektriskās izlādes atklāja, ka zibens izlāžu biežums uz Veneras ir divreiz lielāks nekā uz Zemes. Iespējams, ka biežās zibens izlādes ir saistītas ar vulkānu izvirdumiem. Šo parādību nosauca par Veneras elektrisko pūķi. Radio source (радиоисточник; radio avots) - jebkurš dabisks kosmiskā radiostarojuma avots. Kosmoloģijā šim jēdzienam ir ierobežotāka nozīme, kas attiecas tikai uz radiogalaktikām un kvazāriem. Radio source counting (подсчет радиоисточников; radio avotu uzskaite) - novērojamo kosmisko radioavotu skaita atkarība no to redzamā spožuma, ko izmanto kā kosmoloģijas modeļu testu. Radioavotu uzskaites metodei ir liela nozīme Visuma struktūras noteikšanā. Šo metodi izmantoja 96

97 radioastronomi 20. gadsimta 50. un 60. gados, tai skaitā arī Martins Rails no Kembridžas. Par katru zvaigžņlieluma diapazonu tika izveidoti grafiki, kuros apkopoja pie debess sfēras atrastos ārpusgalaktiskos objektus. Visi šie avoti ir radiogalaktikas un kvazāri. Vājo radioavotu skaita palielināšanās likumsakarības, tos novērojot ar arvien jaudīgākiem teleskopiem, var kalpot kā kritērijs dažādās kosmoloģijas teorijās. Rails apgalvoja, ka radioavotu uzskaite apstiprina Lielā Sprādziena modeli, bet neapstiprina stacionārā Visuma teoriju. Taču šobrīd tiek uzskatīts, ka nodalīt radioavotu evolūcijas rezultātus un kosmoloģiskos efektus ir samērā grūti. Radio star (радиозвезда; radio zvaigzne) - Uz radiozvaigznēm attiecina: zvaigžņu atmosfēru radiostarojumu, zvaigznes ar apzvaigžņu apvalkiem, uzliesmojošos sarkanos pundurus, pulsārus. Radio telescope (радиотелескоп; radioteleskops) - astronomiskais instruments kosmisko objektu radiostarojuma pētījumiem diapazonā no dekametru līdz milimetru viļņiem (Zemes atmosfēras radiostarojuma logu robežās). Radioteleskops sastāv no antenu sistēmas un ierīces, kas uztver radioviļņus radiometra. Radiometrs pastiprina antenas uztverto radiostarojumu un pārvērš to veidā, ko ērti reģistrēt un apstrādāt. Radioteleskopiem mēdz būt pilnīgi vai daļēji grozāmas antenas, vai arī nekustīgas antenas. Radioteleskopus iedala divās lielās kategorijās: reflektori un daudzelementu sistēmas. Paraboliskās antenas reflektora izšķirtspēja ir D 57,3 /D, D ir antenas diametrs, ir viļņa garums. Teleskopos, kas ir veidoti saskaņā ar sintezēto antenu režģu principu, ir izdevies iegūt augstu izšķirtspēju (aptuveni 0,5 ). Vislielāko izšķirtspēju iegūst ar radiointerferometru tā izšķirtspēja ir atkarīga no bāzes garuma B. Radio telescope antenna (антенна радиотелескопа; radioteleskopa antena) - radioteleskopa sastāvdaļa, kas paredzēta radioviļņu uztveršanai un dažreiz arī pārraidīšanai. Dažādu radioastronomijas uzdevumu izpildei tiek izmantoti dažādi antenu veidi. Vienkāršākais radioteleskopa antenas veids dipolantena, viļņu kanāls (divi metāla stieņi, kuru kopējais garums ir /2). Vispusīgākais antenu veids ir paraboliskā antena spogulis, kura fokusā tiek apkopoti visi atstarotie viļņu garuma viļņi. Metāla spoguļa fokusā uzstāda apstarotāju pusviļņa dipolu vai ruporu, kas uztver noteikta garuma viļņu starojumu. 97

98 Radio telescope of the Institute for Radio Astronomy in the Millimetre Range (IRAM) - (радиотелескоп Радиоастрономического Института миллиметрового диапазона IRAM; IRAM 30 metru milimetru diapazona radioteleskops). Milimetru radioastronomijas institūta (Institut de radioastronomie millimétrique, IRAM) radioteleskops, kas atrodas Spānijas dienvidos, netālu no Granadas un 2850 m virs jūras līmeņa. Radioteleskopam ir paraboloīda forma, tā diametrs ir 30 m. Tas ir otrais pasaulē lielākais milimetru diapazona radioteleskops. Tā darba frekvences ir no 80 līdz 300 GHz (viļņu garums no 3,75 līdz 1 mm). Radioteleskopa virsmu ir iespējams regulēt ar 55 µm precizitāti. To izmanto pētniecībai visās milimetru viļņu radioastronomijas jomās: no jaunajām zvaigznēm līdz kosmoloģijai. Pēdējo 30 gadu laikā ar to atklāts liels skaits starpzvaigžņu molekulu, pētītas protozvaigznes, apzvaigžņu diski, kvazāri, galaktikas un citas kosmiskas parādības. Interneta vietne: Radio track (радиоследa; radiostarojuma pēda) - galvas un astes tipa radioavots. Tie ir radiostarojuma avoti ar diviem stipri izliektiem, zema spožuma apgabaliem, kas veido avota asti. Radiostarojuma kartēs redzams, kā strūkla iznāk no kodola un, ievērojami novirzoties no sākotnējā virziena, savienojas ar asti, kura var stiepties līdz pat 1 Mpc attālumā no galaktikas. Radiostarojuma pēdas atšķiras no parastajiem dubultajiem radioavotiem, jo to struktūru deformē dinamiskais spiediens, kas rodas, mātes galaktikai virzoties caur salīdzinoši blīvu starpgalaktisko vidi. Par to liecina fakts, ka lielākā daļa radiostarojuma pēdu ir saistītas ar galaktiku kopām. Radio wave dispersion (дисперсия радиоволн; radioviļņu dispersija) - radioviļņu izplatīšanās palēninājums, tiem pārvietojoties cauri jonizētai gāzei. Radioviļņu izplatīšanās ātrums ir atkarīgs no frekvences jo zemāka frekvence, jo lielāka būs aizkavēšanās. Pēc pulsāru signālu dispersijas lieluma ir iespējams noteikt elektronu koncentrāciju starpzvaigžņu vidē. Radio waves (радиоволны; radioviļņi) - elektromagnētiskie viļņi, kuru garums ir > 0,5 mm (frekvence < Hz). Pirmajos pārraides mēģinājumos H. Hercs izmantoja decimetru diapazona viļņus, A. Popovs no 1 līdz 200 m viļņus. Līdztekus turpmākajai 98

99 radiotehnikas attīstībai palielinājās arī radioviļņu diapazons, kuros zinātnieki varēja veikt pētījumus bija iespējams veikt pētījumus viļņu garumā no dažām milimetru desmitdaļām līdz vairākiem kilometriem. Frekvences zemākā spektra robeža ir aptuveni Hz; šajā frekvencē radiostarojumu izstaro dažas radiopārraides stacijas. Dabiskie radioviļņu avoti ir zvaigznes, tostarp Saule, galaktikas un planētas. Arī daži Zemes atmosfērā notiekošie procesi rada radioviļņus. Dažādu frekvenču viļņi uz Zemes un kosmosā izplatās atšķirīgi, līdz ar to tiem rod dažādus lietošanas veidus radiosakaros un zinātniskajos pētījumos. Ņemot vērā viļņu izplatīšanās un starojuma ģenerācijas īpatnības, visu radioviļņu diapazonu dala vairākos apakšdiapazonos: garie, vidējie, īsie, metru, decimetru, centimetru, milimetru un submilimetru viļņi. Radio window (радио окно; radioviļņu logs) - Zemes atmosfēras īpašība, kas ļauj tai cauri iziet noteikta diapazona radioviļņu garuma elektromagnētiskajam starojumam viļņu garuma diapazons, no vairākiem milimetriem līdz aptuveni 20 metriem, kurā kosmiskais radiostarojums var izkļūt cauri Zemes atmosfērai. Radioastron (Радиоастрон; Radioastron) - ir starptautisks interferometrijas projekts fundamentālu astrofizikas pētījumu veikšanai radiodiapazonā, izmantojot uz Zemes esošus radioteleskopus un kosmisko radioteleskopu (KRT), kas atrodas uz Krievijas kosmiskā aparāta Spektrs-R. KRT palaišana kosmosā notika gada 18. jūlijā no Baikonuras kosmodroma Kazahstānā ar Ukrainas nesējraķeti Zenit-2SLB80. KRT riņķo pa eliptisku orbītu, tā apogeja augstums ir 340 tūkstoši km, un tā manevriem tiek izmantots Mēness pievilkšanas spēks. Apogeja tuvumā (gandrīz tādā pašā attālumā kā līdz Mēnesim) interferometra bāzes noteiktā leņķiskā izšķirtspēja ir 540 loka mikrolokasekundes (viļņa garums 1,2 cm). Projektu koordinē Krievijas Zinātņu akadēmijas Fizikas institūta Astronomijas centrs. Pētījumi interferometra režīmā sākās gadā. Ļoti augstā izšķirtspēja sniedz iespēju pētīt relatīvistiskās strūklas, melno caurumu apkārtni, zvaigžņu veidošanās zonu uzbūvi un dinamiku, neitronu zvaigznes u.c., kā arī izveidot augstas precizitātes koordinātu sistēmu un Zemes gravitācijas lauka modeli. 99

100 Radio-Astronomy Institute of the National Academy of Sciences of Ukraine (Радиоастрономический институт Национальной академии наук Украины (РИ НАНУ); Ukrainas Nacionālās Zinātņu akadēmijas Radioastronomijas institūts) - vadošā zinātniski tehniskā iestāde radioastronomijas jomā Ukrainā. Atrodas Harkovā. Izveidots gadā uz Ukrainas Zinātņu akadēmijas Radiofizikas un elektronikas institūta Radioastronomijas nodaļas bāzes. Galvenās astronomijas pētniecības jomas: dažādu avotu un objektu pētniecība, sākot ar tuvākajiem (Sauli, planētām), beidzot ar tālākajiem (galaktikām, kvazāriem) un teorētiskā astrofizika. Galvenie instrumenti: UTR-2 (Ukrainas T veida radioteleskops) un URAN interferometra antenas, kas paredzētas debess ziemeļu puslodes ārpusgalaktisko un galaktisko radioavotu pētījumiem dekametru (10 līdz 25 MHz) diapazonā. UTR-2 sastāvā ir 1440 vibratori, kas vērsti ziemeļu - dienvidu virzienā (līnijas garums ir 1860 m un platums ir 54 m), un 600 vibratoriem, kas vērsti austrumu - rietumu virzienā (garums 900 m, platums 54 m). Zīmuļveida vērsuma diagramma, kuras platums ir 25 (25 MHz frekvencē). Ukrainas Nacionālās Zinātņu akadēmijas programmā UTR-2 radioteleskopa modernizācija un dekametru radioastronomijas perspektīvā attīstība Ukrainā paredzēts: izveidot Ukrainas milzu radioteleskopa (GURT) pirmo kārtu (25 elementu antenu režģis, kas paredzēts darbam 8 līdz 70 megahercu diapazonā); izmantot inovatīvas informācijas un telekomunikāciju tehnoloģijas; paplašināt pētījumu sfēru. Viens no šīs programmas mērķiem ir saglabāt Ukrainas vadošo pozīciju dekametru radioastronomijas jomā. Radiography (радиография; radiogrāfija) - radioastronomijā ir radiostarojuma sadalījuma karte, kura apstrādāta tādā veidā, ka iegūtais attēls atgādina parastu fotogrāfiju. Radioheliograph (радиогелиограф; radioheliogrāfs) - radioteleskops, kas paredzēts Saules radioattēla iegūšanai. Radiolocation astronomy (радиолокационная астрономия; radiolokācijas astronomija). metode, ar kuru pēta Saules sistēmas ķermeņus, izmantojot no objekta atstaroto radiostarojumu, kas raidīts no raidītāja. 100

101 Radiolokācija nodrošina augstas precizitātes attāluma un kustības ātruma mērījumus, kā arī Saules sistēmas ķermeņu attēlus, ko nevar iegūt ar optisko metožu palīdzību. Izmanto monostatisko metodi, kad radiostarojumu pārraida un uztver ar vienu antenu, un bistatisko metodi, kad pārraide un uztveršana notiek, izmantojot dažādas antenas. Radiolokācijas metode ir būtiska, veicot kosmiskos pētījumus un vadot kosmiskos aparātus. Radiolokācijas astronomijas pētījumu objekti ir planētas, to pavadoņi, komētas, Saules vainags. Mēness radiolokācija pirmo reizi veikta gadā gadā uztverti Veneras virsmas atstarotie signāli. Saules vainaga radiolokācijas pētījumi uzsākti gadā. Radiolokācijai bija svarīga loma Saules sistēmas absolūto izmēru noteikšanā, jo tā deva iespēju precizēt astronomiskās vienības vērtību. Saskaņā ar precīzākajiem optiskajiem mērījumiem, viena astronomiskā vienība ir , 691 km, bet tā tika papildināta ar radiolokācijas mērījumu datiem: ± 750 km. Radiolocation of asteroids (радиолокация астероидов; asteroīdu radiolokācija) - asteroīdu radiolokācija ļauj noteikt to izmērus un virsmas ķīmisko sastāvu. Veicot asteroīda 4179 Toutatis radiolokāciju, kad tas no gada novembra līdz decembrim atradās Zemes tuvumā, tika noteikts, ka tam ir dubultlodes forma, ložu izmēri ir 2,5 un 1,5 km; tā rotācijas periods ap savu asi 7 diennaktis. Radiolokācija tika veikta ar 70 m antenu Eipatorijā un 100 m antenu Efelsbergā 3,5 un 6 cm viļņu garumā. Asteroīds 1620 Geographos pēc radiolokācijas datiem ir garens objekts, kura asu attiecība ir 2,76. Asteroīdu 216 Kleopatra pētīja ar Aresibo radiolokatoru. Ar to noteica, ka Kleopatras izmēri ir km, un tā sastāvā ir dzelzs un niķeļa sakausējums. Radiolocation of comets (радиолокация комет; komētu radiolokācija) - pirmo reizi no komētām atstaroti radiosignāli tika uztverti gadā, kad tika uztverts signāls no komētas Enke Aresibo observatorijā, izmantojot 12,6 cm viļņus. Atstarojuma šķērsgriezums bija 1 km 2. Vairāku komētu radiolokācijas pētījumos pierādījās, ka to kodoliem ir neregulāra forma un to rotācijas periods ir no vairākām stundām līdz vairākām diennaktīm. Ap komētu kodoliem novēro ledus daļiņu mākoņus. Radiolocation of Mars (радиолокация Марса; Marsa radiolokācija) - 101

102 Marsam nenovēro būtiskas radiolokācijas signālu atstarošanas koeficienta izmaiņas, palielinot viļņu garumu no 3,8 līdz 70 cm. Tas norāda uz to, ka šīs planētas grunts virspusē un dziļumā ir salīdzinoši viendabīga un tās vidējais blīvums = 1,4 g/cm 3. Augšējā slāņa vidējais biezums ir vairāki centimetri, šo slāni ir apstrādājuši mikrometeorīti. Pēc virszemes radiolokācijas novērojumiem, sastopamas visai lielas lokālas grunts blīvuma variācijas no min ~ 0,5 g/cm 3 līdz max = 3,0 3,2 g/cm 3, kas nozīmē, ka Marsa grunts struktūra dažādos reģionos ir atšķirīga, sākot no visai irdenas līdz blīvai, cietiem iežiem atbilstošai struktūrai. Radiolocation of Mercury (радиолокация Меркурия; Merkura radiolokācija) - Merkura radiolokācijas pētījumi uzsākti gadā; radiolokācija tika veikta 43 cm viļņu garumā ar PSRS planētu radiolokatoru АДУ-1000 un 12,5 cm viļņu garumā ar ASV Goldstounas Tālo kosmisko sakaru centra iekārtām. Turpmāk veikta Merkura radiolokācija Aresibo Jonosfēras observatorijā 70 cm viļņu garumā. Šajos radiolokācijas mērījumos noskaidrojās, ka viļņa garums būtiski neietekmē Merkura atstarošanas koeficientu, un atstarošanas koeficienta variācijas vāji korelē ar zemradara punkta ģeogrāfisko garumu, kas norāda uz to, ka Merkura grunts pēc tās siltumfizikālajām un elektriskajām īpašībām ir līdzīga Mēness kalnu reģionu gruntij. Radiolocation of the Moon (радиолокация Луны; Mēness radiolokācija) - ar radiolokācijas metodi uz Mēness tika atklāts ledus ledus. Kopumā ledus atklāts vairāk nekā 40 krāteros, to diametri ir no 2 līdz 15 km. Ziemeļpola reģionā ir vismaz 600 milj. tonnas ūdens, no kura liela daļa atrodas Mēness krāteros ledus bluķu veidā. Lielas ūdens rezerves (1,8 km 3 apjomā) atrodas arī dienvidpolā. 102

103 Radiolocation of Venus (радиолокация Венеры; Veneras radiolokācija) - ar virszemes (Krima, Haisteka) un kosmiskās radiolokācijas ( Venera 9, Venera 10, Pioneer Venus, Magellan, Venus Express ) metodēm iegūta pilna Veneras virsmas karte ar izšķirtspēju līdz 120 metriem. Tika noteikts rotācijas periods: 243,04 diennaktis, rotācijas ass slīpums ir mazāks par 5 grādiem. Vislielākie veidojumi: Ištaras zeme, kas izmēru ziņā ir līdzīga Austrālijai; 11 km augstie Maksvela kalni; kalnu masīvs ir divreiz lielāks par Tibetu. Radiometer (радиометр; radiometrs) - radioastronomijā tā ir radiotehniska ierīce zemas jaudas radiostarojuma mērījumiem viļņa garumā no 0,1 mm līdz 1000 m. To izmanto arī kā galveno radioteleskopa daļu. Radiometrs pastiprina antenas uztverto radiostarojuma signālu un pārveido to reģistrācijai un tālākai apstrādei ērtā formā. Radiometra jutīgums jeb minimālās ieejas temperatūras izmaiņas 103

104 Т, ko var fiksēt instruments, nosaka, izmantojot šādu formulu: ( ) 12, T = T f Tm ir visu ienākošo trokšņu ekvivalentā m temperatūra; ir koeficients, ko nosaka radiometra shēma; f ir uztvērēja joslas platums; ir signāla uzkrāšanas laiks. Mūsdienu radiometru jutīgums ir daudzkārt palielināts, pateicoties augstas frekvences maztrokšņainu pastiprinātāju izmantošanai. Ar vislabākajiem radioteleskopu radiometriem var uztvert radiostarojuma plūsmu Fp ~ W/(m 2 Hz) jeb 0,001 0,0001 Jy. Radiopolarimeter (радиополяриметр; radiostarojuma polarimetrs) - Radioastronomijā tā ir ierīce radioteleskopa uztvertā starojuma polarizācijas pētījumiem. Novērojumu laikā ar radiostarojuma polarimetru mēra starojuma intensitāti, polarizācijas pakāpi un tipu. Radioteleskops pārtop par radiostarojuma polarimetru, ja apstarotājs (polarizācijas analizators) griežas ap asi, kas sakrīt ar antenas elektriskās ass virzienu. RATAN-600 (РАТАН-600; RATAN-600) - Krievijas Zinātņu akadēmijas Speciālās astrofizikas observatorijas radioteleskops, kas atrodas Ziemeļkaukāzā netālu no Zeļenčukas stacijas (140 km uz dienvidiem no Stavropoles). Tā galvenajam spogulim ir gredzenveida forma. Diametrs 576 m, platums: 11,4 m. Iekšpusē izvietotā plakanā atstarotāja izmēri ir 400 x 8,5 m. Regulāri novērojumi uzsākti gadā gadā uzstādīts papildu konusveida atstarotājs, kas ļauj uztvert starojumu no visa galvenā spoguļa gredzena. Maksimālā leņķiskā izšķirtspēja ir 1,7, plūsmas blīvuma jutīgums līdz 0,5 mjy, frekvenču diapazons: no 0,6 līdz 35 gigaherciem (decimetru, centimetru un milimetru viļņi). Ar šo radioteleskopu ir iespējams veikt gan tuvu objektu (Saules, Saules vēja, planētu un pavadoņu) pētījumus, kā arī ļoti tālu objektu (radiogalaktiku, kvazāru, kosmiskā mikroviļņu fona) pētījumus. 4,5 km tālāk uz dienvidiem atrodas Krievijas Zinātņu akadēmijas Zelenčukas radioastronomijas observatorijas pilnīgi grozāmais radioteleskops RTF-32. Tā antenas diametrs ir 32 m. Interneta vietne: Razin-Tsytovich effect (Разина-Цытовича эффект; Razina - Citoviča efekts) - 104

105 spēcīga sinhrotronā zemfrekvenču starojuma vājināšana aukstā plazmā, kas izraisa kritumu netermisko radioavotu spektrā. Receiver (приёмник; uztvērējs) - elektroniska ierīce, kas pastiprina, uztver un mēra radiosignālu intensitāti. Recombination lines (рекомбинационные линии; rekombinācijas līnijas) - spektrāllīnijas, kas rodas pārejā starp augstiem ierosināšanas līmeņiem ar lielu kvantu skaitļa vērtību. Šīs līnijas ir novērotas H II zonās un vāji jonizētos starpzvaigžņu gāzes mākoņos. Reflecting radio telescope (рефлекторный радиотелескоп; reflektora tipa radioteleskops) - teleskops, kurā galvenais radioviļņu uztveršanas elements ir paraboliska vai sfēriska spoguļa veida antena. Refracting radio telescope (рефракторный радиотелескоп; refraktora tipa radioteleskops) - teleskops, kurā galvenais radioviļņu uztveršanas elements ir dažādas interferometriskas sistēmas, sinfāzu antenas, fāzējami režģi un krustveida antenas. Rejection obstructing filter (заграждающий фильтр; sprostfiltrs) - ierīce, kas nelaiž cauri elektriskās svārstības noteiktā frekvenču diapazonā. Relict radiation - (реликтовое излучение; reliktais starojums) - Skat. kosmiskais mikroviļņu fons. Resolution (разрешение; izšķiršanas spēja) - teleskopa spēja parādīt detaļas. Viens vispārīgais veids, kā aprakstīt teleskopa izšķiršanas spēju, ir norādīt minimālo leņķisko dalījumu, pie kura dubultzvaigzni var izšķirt kā divas atsevišķas zvaigznes (plašākai informācijai skatīt dubultzvaigzne ). Resolving Power (разрешающая способность; teleskopa izšķirtspēja) - Spektroskopijā divu līniju vidējā viļņa garuma un mazākā izšķirtspējas leņķa attiecība. Mazāko izšķirtspējas leņķi izsaka radiānos kā 1,22xλ dalīts ar teleskopa apertūru. Tā ir teleskopa spēja uzlabot dažādu Visumā uzņemto attēlu asumu. 105

106 RT-22 KrAO radio telescope (РТ-22 КрАО, радиотелескоп; Krimas Astrofizikas observatorijas radioteleskops RT-22) - 22 m diametra Krimas Astrofizikas observatorijas radioteleskops, kas atrodas Krimas dienvidos (Kaciveli ciemats netālu no Simeizas). Darbojas kopš gada milimetru un centimetru viļņu diapazonā. Galvenā pētījumu joma ir saistīta ar ļoti garas bāzes radiointerferometriju (VLBI), aktīvo galaktiku kodolu monitoringu, Saules un zvaigžņu novērojumiem, un starpzvaigžņu vides molekulu līniju pētījumiem. Nosakot precīzas radiostarojuma avotu koordinātas, ar to novēro mūsu planētas tektoniskos procesus. RT-22 ietilpst starptautiskā VLBI staciju tīklā. Interneta vietne: RT-70, radio telescope (РТ-70, радиотелескоп; radioteleskops RT-70) - atrodas Eipatorijas tuvumā; tā darbība uzsākta gadā. Galvenā spoguļa diametrs ir 70 m. Radioteleskops nodrošina kosmiskos sakarus, gan kā raidīšanas antena, gan kā uztvērējantena. Darbojas viļņu garumos 39 cm (pārraides režīmā) un 6 cm (uztveršanas režīmā). Teleskops bija iesaistīts Veneras, Haleja komētas un citu objektu kosmisko pētījumu programmās, kā arī projektā Radioastron. Tāds pats teleskops kopš gada darbojas Piejūras novadā (Krievijā) un turpinās vēl viena šāda teleskopa celtniecība Sufas plakankalnē Uzbekistānā. 106

107 S Sagittarius A (Стрелец А; Strēlnieks A) - Galaktikas centrā esošs radioavots. Novērojami divi avoti: SgrA (W) un SgrA (E) Strēlnieks A (rietumu) un Strēlnieks A (austrumu). Rietumu superkompaktais avots sakrīt ar Galaktikas masas centru, bet austrumu avots ir garāks un, visticamāk, atrodas aiz centra. Avots SgrA (E) ir pārnovas miglājs, jo tam ir apvalkveida struktūra un tā starojuma spektrs ir sinhrotrons. Rietumu avotu ieskauj gāzu un putekļu gredzens, kura rādiuss ir 2 pc; putekļu temperatūra ir 120 K, rotācijas ātrums ~80 km/s. Tā iekšienē (rādiuss: ~ 1,5 pc) putekļu nav, un visa gāze ir jonizēta. Šajā reģionā ir vērojami plazmas mākoņi vai gredzens, kas veido spirālveida struktūru, plazmas šķērsis (bar) un SgrA* kompaktais netermiskā starojuma avots, kas ir par 0,15 pc nobīdīts attiecībā pret šķērša centru. SgrA* rādiuss ir ~ 10 4 pc, tā spožuma temperatūra ir aptuveni K. SgrA* starojuma spektrs ir gandrīz plakans un tam ir sinhrotrons raksturs. Reizēm novērojams straujš plūsmas mainīgums. Pēc spektra rakstura tas ir līdzīgs citu galaktiku kodoliem. Satellite (спутник; satelīts (Zemes mākslīgais pavadonis)) - dabīgas vai mākslīgas izcelsmes pavadonis, kas rotē ap planētu. Scanning (сканирование; skenēšana) - 1. Secīga izplesta objekta nelielu daļu pārlūkošana vai spektra pārlūkošana pa viļņu garumiem. Iespējama daudzlīniju (angl. polyline) veida un rastra skenēšana. 2. Radioteleskopa antenas vērsuma diagrammas šūpošana horizontālā, vertikālā vai abās plaknēs vienlaicīgi noteiktās robežās un ar noteiktu ātrumu. Lieto radioastronomijā, pētot izplestu kosmisku radioavotu struktūru u.c. 3. Lieto daudzstaru antenu skenēšanā. Scintillations (сцинтилляции; scintilācijas) - diskrēto kosmisko objektu radiostarojuma plūsmas ātras, neregulāras variācijas, starojumam pārvietojoties cauri plazmas neviendabībām Saules ārējā vainagā un tam pieguļošajā starpplanētu telpā. Scintilācijas rašanās cēlonis ir neregulāra radioviļņu difrakcija neviendabībās. Scintilācijas 107

108 novēro, ja starojuma avota leņķiskie izmēri ir mazāki par 0,5. Scintilāciju novērojumu laikā tika atklāti pulsāri. Selectivity (избирательность; selektivitāte) - radiouztvērēja spēja atšķirt derīgo radiosignālu no liekajām (radiouztveršanu traucējošām) dažādas izcelsmes elektromagnētiskajām svārstībām, un izcelt to. SETI, Search for Extra Terrestrial Intelligence (программа SETI; SETI - ārpuszemes saprāta meklēšanas programma) - Tas ir kopējais nosaukums visiem projektiem un pasākumiem, kas saistīti ar ārpuszemes civilizāciju meklējumiem un iespējamo kontaktu ar tām. SETI projekts tika aizsākts gadā, kad starptautiskajā zinātniskajā žurnālā Nature tika publicēts Dž. Kokoni un F. Morisona raksts Starpzvaigžņu ziņojumu meklējumi. Tika nodibināts nekomerciāls SETI institūts Kalifornijas štatā, Mauntinvjū, un tika uzsākts projekts Fēnikss, kura mērķis ir izpētīt tuvākās tūkstoš Saules tipa zvaigznes 1200 līdz 3000 MHz diapazonā. Šajā projektā izmanto ļoti jutīgas ierīces, kuras spēj uztvert parasta lidlauka radiolokatora raidīto starojumu no 200 gaismas gadu attāluma. Kopš gada SETI institūts ar piecu miljonu ASV dolāru budžetu gadā jau ir noskenējis vairāk par pieciem tūkstošiem zvaigžņu. Taču vērā ņemamu rezultātu vēl nav gadā tika uztverts signāls, kas vēsturē ir pazīstams kā Wow!. 20. gadsimta 60. gados Sebastians fon Horners paziņoja, ka nevar apgalvot, ka Visuma klusēšana ir eksperimentāli pierādīts fakts, jo mākslīgo radiosignālu meklējumiem tiek izmantotas nepilnīgas ierīces, kuras nav veidotas speciāli šiem nolūkiem. Pastāv SETI@home platforma, kas sniedz iespēju meklēt ārpuszemes civilizācijas no mājām. Tas ir nekomerciāls, zinātnisks izkliedētās skaitļošanas projekts BOINC platformā, ko izveidoja pētniecības centrs SETI Kalifornijas Universitātē (Bērklija). SETI projektā iegūto radiosignālu analīzei izmanto brīvprātīgo lietotāju datoru brīvos skaitļošanas resursus. Interneta vietne: Shock wave (ударная волна; trieciena vilnis) - nepārtrauktas vides lēcienveida spiediena, temperatūras un blīvuma maiņas, kas notiek gadījumos, kad perturbāciju izplatīšanās ātrums vidē ir lielāks par skaņas ātrumu tajā. Short waves (короткие волны; īsviļņi) - 108

109 radioviļņi, kuru garums ir no 100 līdz 10 m (no 3 līdz 30 MHz frekvence). Plaši izmantoti radioastronomijā, taču, palielinot viļņa garumu, pieaug atstarojums no jonosfēras, ko izmanto virszemes radiosakaros. Siberian Solar Radio Telescope (Сибирский солнечный радиотелескоп; Sibīrijas Saules radioteleskops) - atrodas Badaru Radioastrofizikas observatorijā, 120 km uz dienvidrietumiem no Irkutskas. Tā darbība uzsākta gadā. Šis radioteleskops ir krustveida formā veidots radiointerferometrs; tas sastāv no 128 2,5 m paraboliskām antenām, kas stiepjas rietumu - austrumu virzienā, un tikpat daudz antenām perpendikulārā virzienā. Attālums starp antenām ir 4,9 m. Darbojas centimetru diapazonā (5,7 GHz), tā leņķiskā izšķirtspēja ir 15. Ar radioteleskopu veic Saules aktivitātes ikdienas monitoringu, veido radioattēlu kartes, fiksē aktīvās parādības un signālu polarizāciju. Interneta vietne ar datu arhīviem: Signal (сигнал; signāls) - informāciju saturošs fizisks process. Vispārīgi elektriskais signāls un radiosignāls ir pa vadiem (vai bez vadiem, izmantojot radio) pārraidāma elektromagnētiskā enerģija, kas sevī ietver kāda veida ziņojumu. Vārds ziņojums ir jāsaprot plašā nozīmē. Signal-processing antenna (антенна с обработкой сигналов; ienākošā signāla apstrādes antena) - uztvērējantenas sistēma, visbiežāk antenu tīkls, kur kopā ar parasto koherento signālu summēšanu izmanto adaptīvo (pašregulējošo) vai signālu frekvenču-laika apstrādi un to uzkrāšanu. Šajā kategorijā ietilpst adaptīvās antenas, sintezētās apertūras antenas, antenas ar nelineāru signālu apstrādi. Solar Flare (вспышка Солнца; Saules uzliesmojums) - spožs uzliesmojums Saules ārējā atmosfērā, kas parasti ir saistīts ar aktīvu Saules plankumu grupu. Solar flux unit (Солнечная единица потока; Saules plūsmas vienība) - Saule ir viens no spēcīgākajiem radiostarojuma avotiem. Par skaitlisku Saules radiostarojuma raksturlielumu pieņemta Saules plūsmas blīvuma 109

110 vienība: W/(m 2 Hz). Plūsmas vērtība S komponentei mainās no desmitiem līdz simtiem vienību, bet uzliesmojumiem līdz 1000 vienību. Solar radio burst (всплески солнечного радиоизлучения; Saules radiostarojuma uzliesmojumi) - pēkšņa ārējā Saules vainaga netermiskā radiostarojuma palielināšanās īsi pēc Saules uzliesmojuma, kuras iemesls ir lielas enerģijas elektronu satveršana Saules vainaga magnētiskajā laukā. Visbiežāk Saules radiostarojuma uzliesmojums ir saistīts ar pēkšņu, aptuveni līdz elektronu paātrināšanos līdz vairāk nekā 100 kiloelektronvoltiem mazāk nekā vienā sekundē. Milimetru un centimetru viļņos novēro parastus uzliesmojumus ar ātru vai lēnu plūsmas pieaugumu. Decimetru līdz dekametru viļņos reģistrē sporādisku radiostarojumu, kas sastāv no vairākiem uzliesmojumiem ar frekvenču dreifu no augstajām frekvencēm uz zemajām. Solar System (солнечная система; Saules sistēma) - zvaigzne un ar to saistītie nespīdošie objekti, kuru skaitā var būt brūnie punduri, planētas, asteroīdi un komētas. South Pole telescope (SPT) - (Южного полюса радиотелескоп; Dienvidpola Radioteleskops) - atrodas Amundsenskota-Sautpola stacijā Dienvidpolā, 2,8 km augstumā virs jūras līmeņa. Antenas diametrs ir 10 m. Teleskops darbojas kopš gada; tas ir paredzēts kosmiskā mikroviļņu fona mērījumiem un tālo galaktiku kopu meklējumiem. Ar teleskopu veic pētījumus milimetru un submilimetru diapazonā, tā antenas virsma ir veidota ar 25 µm precizitāti. Pirmajā tā darbības etapā (līdz gadam) tika veikti tālo masīvu galaktiku kopu pētījumi, kā arī pētījumi par to mijiedarbību ar relikto starojumu. Otrajā etapā no līdz gadam tika veikti mikroviļņu fona starojuma polarizācijas mērījumi ar augstu izšķirtspēju debess dienvidu puslodē. Kopš gada ar jauno kameru var pētīt mikroviļņu starojuma sadalījumu ar palielinātu izšķirtspēju. Interneta vietne: Space noises (шумы космоса; kosmiskie trokšņi) - 110

111 ir trokšņi, kuru cēlonis ir Saules, zvaigžņu, planētu, starpzvaigžņu vides un citu kosmisko sistēmu radiostarojums, kas izraisa elektriskas fluktuācijas uztvērējantenā. Neatkarīgi no to dabas, kosmiskie trokšņi, līdzīgi atmosfēras trokšņiem, ir vērojami radioviļņu uztveršanas laikā. To intensitāti izsaka ar debess spožuma temperatūru. Debess spožuma temperatūra ir vienāda ar hipotētiskas debess sfēras temperatūru, kas atrodas apkārt antenai un kurai piemīt absolūti melna ķermeņa īpašības. Space weather (космическая погода; kosmiskie laikapstākļi) - terminu sāka lietot 20. gadsimta 90. gados, tas apvieno Saules fiziku, Saules sistēmas fiziku ar ģeofiziku un pēta Saules mainīguma un Saules aktivitātes ietekmi caur starpplanētu vidi uz Zemi, it sevišķi uz magnetosfēru un jonosfēru, tas ir, Zemes atmosfēru. Kosmiskie laikapstākļi izpaužas uz visām planētām ar magnetosfēru. Dažādus kosmiskos laikapstākļus apzīmē šādi: G ģeomagnētiskās vētras, S Saules starojuma uzliesmojumi, R radio sakaru traucējumi. Tos raksturo ballu sistēma: 5 ekstrēmie (extreme), 4 bargie (severe), 3 spēcīgie (strong), 2 mērenie (moderate), 1 mazie (minor). Spectra (спектры; spektri) - spektra apzīmējums daudzskaitlī, kas attiecas uz elektromagnētiskā starojuma viļņu garumiem. Spectral index (спектральный индекс; spektrālais indekss) - pakāpes rādītājs sakarībā, kas apraksta starojuma intensitātes atkarību no frekvences. Termiska starojuma spektrālais indekss plūsmas atkarībai no viļņa garuma ir negatīvs, bet netermiska starojuma spektrālais indekss atkarībai no viļņa garuma pozitīvs. Spectral Line (спектральная линия; spektrāllīnija) - atoma vai molekulas noteiktā frekvencē izdalītā gaisma. Katra atšķirīga tipa atoms vai molekula izdala gaismu sev raksturīgās frekvencēs. Tādēļ astronomi var aplūkot gāzi, kas satur atsevišķu atomu vai molekulu, šim nolūkam radioteleskopu iestatot uz kādu no gāzes frekvencēm. Kā piemēru var aplūkot radioteleskopa iestatīšanu 115 gigahercu frekvencē oglekļa monoksīda (CO) meklēšanai, kura spektrālā līnija atrodas 115 gigahercu frekvencē (vai 2,7 mm viļņa garumā). Spectrometer (спектрометр; spektrometrs) - 111

112 mēraparāts, ko var pieslēgt pie teleskopa, ar kuru signālus sadala dažādās frekvencēs, veidojot spektru. Spectrum (спектр; spektrs) - gaismas intensitātes diagramma vai sadalījums dažādās frekvencēs un viļņu garumos. Spectrum of radio source (спектр радиоисточникa; radioavota spektrs) - Spektri pēc to formas mēdz būt šāda veida: S - (no angļu straight - taisns) ir taisns spektrs. Spektrālo atkarību izsaka ar pakāpes funkciju: plūsmas S atkarība no frekvences v (logaritmiskā mērogā lgs lgv). S kategorijas avotiem šis pakāpes rādītājs = 0,8; C - (no angļu curved - izliekts). Pastāv šāda veida izliektie spektri: C ir spektrs ar negatīvu izliekumu; Cmax ir spektrs ar maksimumu; augstās frekvencēs izpaužas kā S tipa spektrs vai kā C ; zemās frekvencēs sinhrotronās pašabsorbcijas rezultātā intensitāte samazinās; + C + ir spektrs ar pozitīvu izliekumu: C l plūsmas palielināšanās notiek + garajos viļņos (long waves), C s plūsmas palielināšanās notiek īsajos viļņos (short waves); CPX ir sarežģīts (complex) dažādu komponenšu pārklājums spektrā. Pastāv šāda veida kopsakarības: (spektrālais indekss leņķiskais izmērs). Avotiem ar plakanu spektru ir mazu leņķisko izmēru komponentes; mainīgums. Frekvencēs, kurās ir vērojams mainīgums, spektrs ir vai nu plakans, vai СРХ veida. Vislielākais mainīgums ir vērojams milimetru un centimetru viļņos. Spiral arms of Galaxy (спиральные рукава Галактики; galaktikas spirālzari) - Mūsu Galaktika pieder pie spirālveida galaktiku tipa. Spirālzari atrodas diska plaknē. Disks atrodas sfēriskas formas halo iekšienē, bet tam apkārt ir sfērisks vainags. Daudzu (vidēji divu no trim) spirālveida galaktiku centrā 112

113 ir pagarinājums (šķērsis) (angļu: bar), kura galos ir vērojami šie spirālzari. Spirālzaros atrodas liela daļa jauno zvaigžņu, zvaigžņu kopu, putekļu un gāzu. Saules sistēma atrodas Galaktikas plaknes tuvumā uz iekšējā spirālzara, kura nosaukums ir Oriona atzars. Attālums no Saules līdz Galaktikas centram ir 8,5 kpc (2, km vai gaismas gadi). No molekulārās gāzes (CO) novērojumiem ir iespējams secināt to, ka Galaktikai ir divi spirālzari, kuri sākas pie šķērša Galaktikas iekšējā daļā Gulbja un Centaura spirālzari. Tālāk no Galaktikas centra esošajiem spirālzariem pievienojas vēl divi Strēlnieka un Perseja spirālzari. Visi šie spirālzari ir novērojami neitrālā ūdeņraža radiolīnijā. Saule atrodas korotācijas zonā starp Galaktikas spirālzariem un veic pilnu rotāciju ap Galaktikas centru tieši tādā pašā laikā kā spirālzari. Spiral Galaxy (спиральная галактика; spirālveida galaktika) - galaktika, kuras forma ir līdzīga rotējošam diskam, kurā ir daudz jaunu zvaigžņu, centrālais blīdums, ko galvenokārt veido vecākas zvaigznes, apkārtējais halo no vecām zvaigznēm un blīvas vecu zvaigžņu kopas, ko sauc par lodveida zvaigžņu kopām. Disks ir izvirzīts, jo tajā spirālveidā ir izvietotas jaunas, karstas zvaigznes. Spur (шпур; pēda) - ir šaurs gredzens pie debesu sfēras, sinhrotronā starojuma avots. Pēda ir pārnovas miglāja sastāvdaļa. Viena no zināmākajām pēdām ir Ziemeļu polārā pēda, kuras diametrs ir 110, un tā šķērso Herkulesa, Čūskas, Vēršu Dzinēja, Jaunavas, Kausa zvaigznājus. Vidējais attālums līdz pēdai ir 100 pc. Šīs pēdas centrs atrodas Skorpiona un Centaura zvaigžņu kopā, kurai apkārt ir izveidojies superapvalks superbubble. Šī struktūra ir daļa no Vietējās starpzvaigžņu vides apgabala. Square Kilometre Array (SKA) - (SKA; SKA - kvadrātkilometra tīkls) gadā uzsākts starptautisks projekts. SKA ir radiointerferometrs ar kopējo platību viens km 2 (3000 antenas). Tas strādā kā adaptīvais antenu tīkls 100 MHz ( = 3 m) līdz 25 GHz ( = 1,2 cm) frekvenču diapazonā. Tīkla izmēri ļauj sasniegt 50 reizes lielāku jutību nekā ar jebkuru citu mūsdienu teleskopu. Tā kā antenas šķir vairāki tūkstoši kilometru, tiek paredzēts, ka izšķirtspēja būs labāka par 0,02 1,4 GHz ( = 21 cm) frekvencē. 1,4 GHz frekvencē redzeslauks ir lielāks par vienu kvadrātgrādu, taču 300 megahercu frekvencē tas sasniedz vairākus simtus kvadrātgrādu. SKA pētīs sākotnējo Visuma struktūru, kosmiskos magnētiskos laukus, 113

114 meklēs liecības par gravitācijas viļņu un tumšās enerģijas pastāvēšanu, ar šobrīd lielāko pieejamo precizitāti pārbaudīs vispārīgo relativitātes teoriju. SKA apvienotas klasiskās paraboliskās antenas, dipolu antenu fāzētie tīkli, kā arī pusvadītāju plātnīšu masīvi visas plašās debesu sfēras apskatei. SKA celtniecībai, kurai plānotais budžets ir 1,5 miljardi eiro, ir jāsākas gadā. Pētījumus ir plānots uzsākt gadā, bet pilnvērtīgu SKA darbību plānots uzsākt gadā gada 25. maijā tika pieņemts lēmums par SKA antenu uzstādīšanu arī Austrālijā un Dienvidāfrikā. Tāpat neliela SKA masīva daļa tiks uzstādīta Jaunzēlandē, kur zemāka radiotraucējumu līmeņa apstākļos tiek nodrošinātas labākas mūsu Piena Ceļa galaktikas novērošanas iespējas. Par SKA galveno mītni tika izvēlēta Džodrelbenkas observatorija Lielbritānijā. SS 433 (SS 433; SS 433) - viens no eksotiskākajiem Galaktikas objektiem. SS 443 ir aptumsuma dubultsistēma, kas izstaro rentgenstarojumu. Viens no tās komponentiem ir melnais caurums vai neitronu zvaigzne. Otrais komponents ir A spektra klases zvaigzne. SS 443 ir pirmais atklātais mikrokvazārs. SS 443 atrodas pārnovas miglājā W50, kura eksplozija notika pirms aptuveni 10 tūkst. gadu. Aptuvenais attālums līdz SS 443 ir gaismas gadi. Pie debesīm tas atrodas Ērgļa zvaigznājā un izstaro rentgena un radiodiapazonā. Dubultsistēmas normālās zvaigznes viela pārtek uz kompakto objektu un tam apkārt veido akrēcijas disku. Daļa vielas atstāj sistēmu divu strūklu veidā, kas plūst kompaktā objekta rotācijas ass virzienā ar ātrumu, kas ir 26% no gaismas ātruma ( km/s). Sistēmas komponenti veic vienu apriņķojumu ap kopējo masas centru 13,1 dienās. SS 433 strūklas seko akrēcijas diska precesijas kustībai, jo to veidošanās ir saistīta nevis ar centrālā objekta aktivitāti, bet ar magnetohidrodinamiskajiem procesiem akrēcijas diska iekšējo daļu plazmā. SS 433 ir ļoti reta parādība. Tiek uzskatīts, ka Galaktikā ir tikai daži šādi objekti. Star formation region (области звездообразования; zvaigžņu veidošanās apgabals) - Zvaigžņu veidošanās apgabalus ir iespējams novērot tikai radiostarojuma vai infrasarkanā starojuma diapazonā. Vispirms protozvaigznes kondensācijas blīvajā molekulārā mākoņa kodolā sāk spīdēt 1. kategorijas 114

115 metanola māzers, ar ko iespējams noteikt topošās zvaigznes stāvokli. Pēc tam parādās punktveida radio- un infrasarkanā starojuma avots. Līdz ar kodolreakciju sākšanos, notiek gāzu un putekļu apvalka sakaršana un jonizācija, veidojas kompakta H II zona. Kondensācijas tuvumā iedegas OH un H2O māzeri. Noteiktā saspiešanās etapā kodola tuvumā veidojas molekulārais disks, kura masa ir simtiem reižu lielāka par Saules masu. Zvaigznes veidošanā piedalās mazāk par 1% diska vielas masas. Diskā ir H2O māzeru avoti, un notiek vielas izsviešana strūklu veidā, strūklu garums ir vairāki pc. Stellar Wind (звездный ветер; zvaigžņu vējš) - gāzes izplūšana no zvaigznes virsmas. Dažādu tipu zvaigznēm, ieskaitot Sauli, ir zvaigžņu vēji. Mūsu Saules zvaigžņu vējš ir pazīstams arī kā Saules vējš. Zvaigznes zvaigžņu vējš visspēcīgākais ir savas dzīves cikla beigās, kad tas ir patērējis lielāko daļu savas degvielas. Structure of extragalactic radio sources (структура внегалактических радиоисточников; ārpusgalaktisko radio avotu struktūra) - Ārpusgalaktiskos radioavotus iedala izplestajos un kompaktajos radioavotos. Kompaktajiem avotiem un to komponentēm raksturīga sinhrotrona pašabsorbcija. Pastāv kodola un halo veida struktūras un dubultie radioavoti pretēji vērstu strūklu veidā (sastopami N tipa galaktikās un kvazāros). Radiogalaktikām raksturīga šāda telpiskā struktūra: kodols, no tā izejošās strūklas, un to galos izstieptas struktūras (daivas). Milimetru un centimetru viļņos dominē kodola un strūklu starojums, decimetru un metru viļņos daivu un to perifērijā esošo spožo plankumu starojums. Submillimeter astronomy (субмиллиметровая астрономия; submilimetru astronomija) - avotu elektromagnētiskā starojuma pētījumi viļņu garuma diapazonā no 0,1 līdz 1 mm. Šajā elektromagnētiskā spektra starpposmā lieto gan radioastronomijas metodes, gan arī infrasarkanās astronomijas metodes. Šī spektra diapazona pētījumiem ir liela nozīme vairākās astronomijas jomās, tai skaitā kosmiskā mikroviļņu fona starojuma pētīšanā, zvaigžņu veidošanās apgabalu un starpzvaigžņu mākoņu molekulāro spektrāllīniju pētīšanā. Submillimeter waves (субмиллиметровые волны; submilimetru viļņi) - 115

116 terahercu radioviļņi, kuri ir īsāki par vienu milimetru (frekvence pārsniedz 300 GHz) un kuri atrodas uz robežas ar elektromagnētisko viļņu infrasarkano diapazonu. Subreflector (субрефлектор; subreflektors) - Kasegrēna sistēmas radioteleskopa sekundārais atstarotājs. Tas uztver galvenās antenas atstaroto signālu, un caur galvenās antenas centrālo atvērumu nosūta to uz fokusu, kas atrodas aiz galvenās antenas. Subreflektoram ir tāda pati funkcija kā sekundārajam spogulim Kasegrēna sistēmas optiskajā spoguļteleskopā. Sun (Солнце; Saule) - zvaigzne, ap kuru rotē Zeme, kā arī citas mūsu Saules sistēmas planētas. Super long waves (сверхдлинные волны; ļoti gari viļņi) - radioviļņi, kuru garums ir no 100 līdz 10 km (frekvence no 3 līdz 30 khz). Šādi radioviļņi var izplatīties ļoti lielos attālumos Zemes sfēriskajā viļņvadā (jonosfērā), turklāt ar nebūtisku viļņu vājināšanos (atmosfēras viļņvads). Tiek izmantoti virszemes navigācijas sistēmās. Noteiktos apstākļos spēj iziet caur jonosfēru gar Zemes magnētiskā lauka spēka līnijām un atgriezties uz magnētiski saistīto punktu otrā puslodē. Superbubbles (супероболочки, каверны; superapvalki, dobumi) - Sastopami mūsu Galaktikā un citās galaktikās. Veidojas OB asociācijās un jaunās zvaigžņu kopās zvaigžņu jonizējošā starojuma, zvaigžņu vēja un vairākkārtīgu novas uzliesmojumu iedarbības rezultātā. Zinātniskajā literatūrā šo parādību mēdz devēt par burbuli, dobumu, caurumu, čaulu, superčaulu, gredzenveida miglāju visi šie termini skaidro šīs parādības dažādās izpausmes. Šajā kategorijā ir iespējams iekļaut arī neitrālā ūdeņraža apvalkus, H II apgabalus ar spožuma paaugstināšanos perifērijā, šķiedru miglājus, apvalka veida termiskā un sinhrotronā starojuma avotus, kuru izmēri ir no dažiem desmitiem pc līdz vairākiem kpc. Supermassive black holes (SMBH or SBH) - (сверхмассивные черные дыры; supermasīvie melnie caurumi) - paši lielākie melnie caurumi, kuru masa ir Saules masas atrodas galaktiku un kvazāru centros, un ir jaudīgākie enerģijas avoti Visumā. Novērojumi liecina, ka visas vai gandrīz visas masīvās galaktikas to centros satur supermasīvu melno caurumu, tai skaitā mūsu Galaktika. 116

117 Supernova (сверхновая; pārnova) - īpaši spēcīga zvaigznes eksplozija, kas daudzas reizes lielāka par mūsu Sauli pēc tā kodola sintēzes, ko vairs nespēj līdzsvarot gravitācijas spēks. Šīs eksplozijas laikā šīs zvaigznes var kļūt tikpat spožas, kā parējās pievienotās galaktikas zvaigznes, un tajā liels matērijas daudzums lielā ātrumā un ar lielu enerģijas apjomu tiek izsviests kosmosā. Šis milzīgo zvaigžņu miglājs, sabrūkot veido neitronu zvaigzni vai melno caurumu. Supernova remnant (остаток сверхновой SNR; Pārnovas miglājs SNR) - pārnovas uzliesmojuma laikā nomestais apvalks, kas izplešas starpzvaigžņu vidē un akumulē sevī starpzvaigžņu gāzi. Šie apvalki sastāv no karstas retinātas gāzes (Т 10 6 K). Pārnovu miglāji pastāv aptuveni 10 5 gadus, to rādiuss ir līdz pat 50 pc un tie aizņem lielu daļu Galaktikas diska tilpuma. Pārnovas miglāja centrā atrodas zvaigznes atlikums: neitronu zvaigzne, daļa no tām novērojamas kā pulsāri. Relatīvistisko daļiņu sinhrotronais radiostarojums, ko spēcīgā magnētiskā laukā rada relatīvistiskās daļiņas, ir viena no pazīmēm, kas ļauj atpazīt pārnovas miglāju. Ar radioastronomijas metožu palīdzību Galaktikā ir atklāti vairāk nekā 140 pārnovu miglāji, no kuriem 40 novēroti arī optiskajā diapazonā. Jaunos pārnovu miglājus dala divos veidos: miglājos ar apvalku un plerionos. Pirmajam tipam radiospožums palielinās virzienā no centra uz tā perifēriju; tā radioattēlā ir redzams pilns vai nepilns apvalks. Citiem miglāju veidiem radiospožums palielinās pretējā virzienā un tiem nav apvalka struktūras. Pastāv arī kombinētie pārnovu miglāji, kuros apvienotas abu tipu īpašības. Ja pārnovas miglājā ir pulsārs, tad to sauc par plerionu. Pulsāra darbības pavājināšanās procesā pārnovas miglājs no pleriona stāvokļa pāriet stāvoklī ar apvalku. Visiem vecajiem pārnovas miglājiem ir apvalks. Pēdējā gadu tūkstoša laikā Galaktikā tika novēroti vēsturiski pārnovu uzliesmojumi: 1006., 1054., 1181., un gadā. Pazīstamākie pārnovu miglāji ir Kasiopeja A, Vērsis A, Tiho Brahes pārnovas miglājs. Visaktīvāk novērotais pārnovas miglājs ir SN 1987A Lielajā Magelāna Mākonī. Uzliesmojums tajā tika novērots gada 24. februārī, pārnovas miglāja formēšanās un evolūcija notiek joprojām. Synchrotron Radiation (синхротронное излучение; sinhrotronais starojums) - starojums, ko rada uzlādētas daļiņas, kas magnētiskajos laukos paātrinās un pārvietojas ar ātrumu, kas ir tuvs gaismas ātrumam 117

118 Synchrotron radio radiation (синхротронное излучение; sinhronais starojums) - elektromagnētisko viļņu starojums (galvenokārt radiostarojums) lādētajām daļiņām kustoties (kosmiskajos apstākļos tie galvenokārt ir elektroni) magnētiskajā laukā ar relatīvistisku ātrumu (v ~ c). Nosaukums ir saistīts ar to, ka pirmo reizi šāds starojums tika novērots sinhrotronos. Šis starojums ir izteikti polarizēts. Kosmiskajā telpā relatīvistisko elektronu skaits, kuriem ir enerģija E, ir proporcionāls Е, (spektra rādītājs) = 0,5 5,0. Tādēļ sinhrotronā starojuma intensitātes atkarību no frekvences ir iespējams izteikt šādi: I, = 0,25 2,0. Tādējādi, ja vidējā vērtība 1, 1 tad I, termiska starojuma gadījumā radiodiapazonā I 2. Tāpēc kosmiskā avota novērojumi divās frekvencēs sniedz iespēju noskaidrot intensitātes atkarību no frekvences un līdz ar to - starojuma mehānismu. Sinhrotronais starojums raksturīgs daudziem kosmiskajiem objektiem: kvazāriem, pulsāriem, pārnovu miglājiem, aktīvajai Saulei, Jupiteram un Saturnam. 118

119 T Telescope (телескоп; teleskops) - instruments, ko lieto attālinātu objektu elektromagnētiskā starojuma (piemēram, radioviļņi) apkopošanai un tiešajai novērošanai. The Joint Institute for VLBI in Europe (JIV-ERIC) (Объединенный Европейский интерферометр сверхдлинных баз JIV-ERIC; Eiropas Zinātniskās infrastruktūras konsorcija apvienotais ļoti garas bāzes interferometra institūts - JIV-ERIC) - 14 radioteleskopu tīkls, kas atrodas Eiropā, Āzijā, ASV un Austrālijā. Izveidots gadā. Tajā ietilpst 26 m Hobarta radioteleskops (Tasmānijā), 25 m teleskops Šanhajas observatorijā (Ķīnā), 14 m radioteleskops Metsahovi observatorijā (Somijā), 32 m teleskops Toruņā (Polijā), 32 m teleskops Medičinā (Itālijā), 25 m Onsalas teleskops, Vesterborkas radioteleskops, 40 m Yebes teleskops (Spānijā), Aresibo radioteleskops, 6 m TIGO teleskops (Vācijā) un citi. Datu apstrāde tiek veikta Eiropas VLBI tīkla (European VLBI Network (EVN)) Nīderlandes Institūta ASTRON telpās ar JIV-ERIC korelatoru. Interneta vietne un datu arhīvi: Thermal emission (тепловая эмиссия; termiskā emisija) - starojums, kas izstarots objekta temperatūras vai jonizētas gāzes ietekmē. Thermal radiation (тепловое излучение; termiskais starojums). starojums, kas rodas, elektroniem kustoties atomu kodolu laukā (vai magnētiskajā laukā), elektronu sadalījumu pēc ātruma apraksta Maksvela formula. Netermiska starojuma gadījumā relatīvistisko un subrelatīvistisko elektronu sadalījumu pēc enerģijām apraksta pakāpju likums. Termisko starojumu apraksta absolūti melna ķermeņa starojuma formulas. Thin-screen model (модель тонкого экрана; plānā ekrāna modelis) - vienkāršākais modelis radioavotu mirgošanas pētījumiem. Šajā modelī nejaušās vides neviendabības atrodas starp avotu un novērotāju un koncentrētas plānā ekrānā, kas atrodas stara trajektorijas vidū. Skat. mirgošanas metode. 119

120 Time delay of interference (временная задержка интерференции; interferences laika aizture) - lielums g, kas ir vienāds ar vietējo pulksteņu laika starpību T1 un T2 viļņa g = T1 T2 = b c cos, b ir frontes uztveršanas brīdī: ( ) interferometra bāzes garums; ir leņķis starp interferometra bāzes orientāciju un virzienu uz avotu; с ir gaismas ātrums. 120

121 U Uda Yagi antenna (антенна Уда Яги; Uda-Jagi antena) - dēvēta arī par Jagi antenu antena, kas sastāv no viena aiz otra novietotiem, savā starpā paralēliem un perpendikulāriem pret starojuma līniju vibratoriem viens ir aktīvs un vairāki pasīvi. Šo antenu plaši lieto radioastronomijā un televīzijā ļoti augstu frekvenču (metru un decimetru) diapazonā. To gadā izstrādāja Sintaro Uda kopā ar Hidecugu Jagi Togoku Universitātē Japānā. Ukrainian radio interferometer of Academy of Sciences (URAN) - (Украинский радиоинтерферометр Академии наук (УРАН); Ukrainas Zinātņu akadēmijas radiointerferometrs) - Ukrainas Zinātņu akadēmijas Radioastronomijas institūta dekametru diapazona radioteleskopu sistēma. Bāzes teleskops (UTR) un informācijas apstrādes centrs atrodas Harkovas apgabalā, Grakovā. Šis teleskops ar citiem URAN sistēmas teleskopiem veido šādas bāzes: 42,3 km (Zmijevā, Harkovas apgabalā), 613,1 km (Majaki, Odesas apgabalā), 152,3 km (Poltavas gravimetrijas observatorijā), 946,2 km (G. Karpenko fizikas un mehānikas institūtā (Volinskas apgabalā)). Leņķiskā izšķirtspēja, izmantojot šīs bāzes, ir, respektīvi, 15, 1, 4 un 0,66. Tā darbība uzsākta gada oktobrī. Pētījumu programmā paredzēts veikt detalizētu radiogalaktiku un kvazāru izpēti, sistemātisku ziemeļu debess diskrēto avotu kataloga izveidi piecās dekametru viļņu frekvencēs. Interneta vietne: Ultrahigh frequency (сверхвысокие частоты; superaugstās frekvences) - radiofrekvenču diapazons no 3 līdz 30 GHz. Tie ir centimetru viļņi. 121

122 V Variability of the radio radiation of extragalactic objects (переменность радиоизлучения внегалактических объектов; ārpusgalaktisko objektu radiostarojuma mainīgums) - Daudziem ārpusgalaktiskajiem radioavotiem (radiogalaktikām, kvazāriem, blazāriem, lacertīdām) ir novērojama plūsmas blīvuma maiņa, kas ilgst no dažām dienām līdz gadu desmitiem. Vairāku radioavotu starojums izmainās ļoti strauji to izmaiņu laika intervāls ir dažas stundas (intraday variability). Šī mainīguma skaidrošanai J. Šklovskis, K. Kellermans un I. Paulini-Tots piedāvāja relatīvistisko daļiņu mākoņa izplešanās teoriju. Tās skaitlisko modeli izstrādāja H. van der Lāns. Izmantojot ļoti garo bāzu interferometriju, ieguva strūklu šķietamās virsgaismas ātruma kustības kartes. Virsgaismas ātrumu skaidro ar relatīvistisko efektu, mākonim kustoties šaurā leņķī pret skata līniju. Ventspils International radio astronomy center (VIRAC) (Вентспилский Международный радиоастрономический центр; Ventspils Starptautiskais radio astronomijas centrs, VSRC) - atrodas Ventspilī (Latvijā). Tā galvenais instruments RT m paraboliskais radioteleskops, kurš tika uzbūvēts gadā, bet RT-16 attiecīgi gadā gadā savā īpašumā to ieguva Latvijas Zinātņu akadēmija, lai saglabātu savu zinātnisko darbību, īsi pēc tam tas tika pārveidots par zinatnisku valsts bezpeļņas sabiedrību ar ierobežotu atbildību SIA, gadā to nodeva Ventspils Augstskolai gadā tika veikta centra rekonstrukcija; radioteleskops darbojas centimetru viļņu garumu diapazonā gadā sākās jaunās paaudzes radio antenu masīva LOFAR-Latvia stacijas būvdarbi. Pilnībā funkcionālu staciju paredzēts izveidot līdz 2019.gada beigām gada 25.oktobrī VSRC ar RT-32 un RT-16 tika iekļauts Eiropas Ļoti garas bāzes interferometrijas (VLBI) tīklā EVN kā pilntiesīgs tās loceklis. Ar abu radioteleskopu palīdzību tiek īstenotas pētījumu programmas astroķīmijā, satelītu telekomunikāciju, Saules astrofizikas, planētu fizikā, liela izmēra iekārtu un datu apstrādes un citās jomās. 122

123 Interneta vietnes: un Very Long Baseline Array (VLBA) - (решётка со сверхдлинной базой; ļoti garas bāzes tīkls (masīvs)) - 10 un 25 metru radioteleskopu masīvs, kas Ziemeļamerikā izvietots 8000 km garumā sistēma, kas sastāv no 10 radioteleskopiem, katra diametrs 25 m, un kuru vada ASV Nacionālā observatorija Ņūmeksikā. Asimetriskas formas Kasegrēna kontrreflektors ar 3,5 m diametru tiek izmantots visām darba frekvencēm, kas ir lielākas par vienu gigahercu. Galvenā spoguļa tiešo fokusu izmanto, lai uztvertu zemfrekvences radioviļņus. Šis tīkls darbojas kopš gada un tajā iekļauta viena no ļoti garajām bāzēm (8611 km). Diapazons no 300 megaherciem ( = 1 m) līdz 96 GHz ( = 3 mm). Leņķiskā izšķirtspēja sākot no 0,00017 milimetru viļņos līdz 0, cm viļņos. Dažkārt VLBA veic globālus novērojumus kopā ar Eiropas interferometrisko tīklu EVN. VLBA var izmantot, lai pētītu un iegūtu attēlus dažādiem kompaktiem radioviļņu avotiem ar spožuma temperatūru, kas lielāka par ~10 6 K. Interneta vietne: Very Long Baseline radio Interferometry (VLBI) (радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой (РСДБ); ļoti garas bāzes interferometrija) - radioavotu pētniecības metode, izmantojot radiointerferometra komponentes, kas atrodas ļoti lielā attālumā viens no otra, piemēram, vairāk par 1000 km. Pētījumu objekti ir mazkustīgi ārpusgalaktiskie radioavoti (kvazāri, galaktiku kodoli). Šo metodi lieto, lai veidotu detalizētus dinamiskos radioattēlus, radioavotu katalogus, sinhronizētu pulksteņus un veiktu augstas precizitātes Zemes rotācijas parametru noteikšanu. Tuvā mākslīgos un tālā kosmosa radioavotus izmanto pētījumos, lai risinātu dažādus ģeodinamikas, Zemes un Mēness sistēmas dinamikas un Saules sistēmas dinamikas uzdevumus. Vibrator (вибратор; vibrators) - antenas elements, kas piedalās starojuma veidošanā un vērsuma diagrammas formēšanā. Virgo A (Дева А; Jaunava A) - 123

124 3С 274, NGC 4486, M 87; = 12 h 30,8 m ; = ,5 spožs radiostarojuma avots, kura plūsma 10 MHz frekvencē ir 8300 janski (Jy). Jaunavas A radioviļņu starjauda ir aptuveni W; tā atrodas masīvas (cd veida) eliptiskās galaktikas iekšienē, kas atrodas Jaunavas zvaigznājā, aptuveni 15 Mpc attālumā. Tiek novērota vienpusēja vielas izplūde ( strūkla ), starojums ir sinhotrons. Strūklas garums ir aptuveni 20 (aptuveni 1,5 kpc), tā sadalās atsevišķos sabiezinājumos (mezglos) un izstaro radio un optiskajā diapazonā. Strūkla atrodas platā (aptuveni 40 ) radioviļņu kokonā. Simetriski šim radiostarojuma avotam, galaktikas centra otrā pusē atrodas cits, tādas pašas konfigurācijas radiostarojuma kokons. Bez šiem diviem salīdzinoši kompaktiem radiostarojuma avotiem galaktikas centra abās pusēs, Jaunavā A atrodas arī aptuveni liels radiostarojuma avots ar salīdzinoši zemu virsmas spožumu. Tā izstiepumu ziemeļu-dienvidu virzienā, kā arī manāmu deformāciju centrālā dubultā radiostarojuma avota virzienā rada galaktikas kustība caur salīdzinoši blīvu starpgalaktisko vidi Jaunavas galaktiku kopā. Visible Light (видимое излучение; redzamā gaisma) - elektromagnētiskā starojuma viļņu garumi, kas ir redzami ar neapbruņotu aci. Visible spectrum (спектр видимого излучения; redzamais spektrs - elektromagnētiskā spektra viļņu garumu diapazons, kas ir redzams ar cilvēka aci. 124

125 W Wave coherence (когерентность волны; viļņu koherence). Waveguide (волновод; viļņvads) - tukša vai ar dielektriķi pildīta metāla caurule, kurā notiek elektromagnētiskā lauka virzīta kustība. Viļņvadā praktiski nav starojuma zudumu. Wavelength (длина волны; viļņa garums) - attālums starp diviem signāla maksimumiem. Westerbork Radio Observatory (WSRT) - (Вестерборкская радиоастрономическая обсерватория; Vesterborkas Radioastronomijas observatorija) - atrodas Vesterborkā, Nīderlandē. Skat. Vesterborkas sintēzes radioteleskops. Westerbork Synthesis Radio telescope (WSRT) (Вестерборкский синтетический радиотелескоп; Vesterborkas sintēzes radioteleskops) gadā uzbūvēts Vesterborkas sintēzes radioteleskops (Vesterborkas Radioastronomijas observatorija, Nīderlande). Veic ārpusgalaktikas astronomijas pētījumus. Galvenais instruments: daudzelementu radiointerferometrs Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) ar 3 km bāzi, kas veidots no WSRT sintēzes teleskops sastāv no četrpadsmit 25 m antenām ar maksimālo bāzi 3km, un tas darbojas 49, 21 un 6 cm viļņu garumā. Pirmo reizi būtiski tas tika uzlabots gadā, šobrīd, kopš gada tas piedzīvo notiek tālāki uzlabojumi, kurus paredzēts pilnībā pabeigt gadā. WSRT darbojas Nīderlandes Radioastronomijas institūta ASTRON paspārnē. Whistling atmospherics (свистящие атмосферики; svilpjošās atmosfērikas) - zemfrekvenču radiostarojums diapazonā no 0,3 līdz 30 khz, kas tiek ģenerēts Zemes atmosfērā. Novērojumus apkopo frekvences un laika diagrammās (sonogrammās). Zibens izlāžu laikā ir vērojamas atmosfēriku grupas dažādās frekvencēs. Atstarojas no Zemes magnētiskā lauka pretējo 125

126 pusložu saistītajiem punktiem. To izplatīšanās laiku izmanto, lai noteiktu elektronu blīvumu magnetosfērā, ar tām var zondēt plazmosfēru un magnetosfēru 7 līdz 9 Zemes rādiusu attālumā. Pastāv dažādi svilpjošo atmosfēriku veidi. White noise (белый шум; baltais troksnis) - gadījumveida trokšņa signāls, tā intensitāte vienmērīgi sadalīta plašā frekvenču diapazonā. 126

127 Literatūras saraksts 1. Аллен К. У. Астрофизические величины. М.: Мир, с. 2. Астрономия век ХХІ. М.: Век, с. 3. Астрономия: традиции, настоящее, будущее. Санкт-Петербург, с. 4. Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. Львів, с. 5. Бисноватый-Коган Г. С. Релятивистская астрофизика и физическая космология. М.: УРСС, с. 6. Блиох П. В., Минаков А. А. Гравитационные линзы. К.: Наукова думка, с. 7. Брауде С. Я., Конторович В. М. Радиоволны рассказывают о Вселенной. М.: Физматлит, с. 8. Верходанов О. В., Парийский Ю. Н. Радиогалактики и космология. М.: Физматлит, с. 9. Галактическая и внегалактическая радиоастрономия / Под ред. Г. Л. Верскера и К. И. Келлермана. М.: Мир, с. 10. Гершман В. Н., Ерухимов Л. М., Яшин Ю. Я. Волновые явления в ионосфере и космической плазме. М.: Наука, с. 11. Горбацкий В. Г. Введение в физику галактик и скоплений галактик. М.: Наука, с. 12. Губанов В. С. Финкельштейн А. М., Фридман Р. А. Введение в радиоастрометрию. М.: Наука, с. 13. Есепкина Н. А., Корольков Д. В., Парийский Ю. Н. Радиотелескопы и радиометры. М.: Наука, с. 14. Железняков В. В. Излучение в астрофизической плазме. М.: Янус-К., с. 15. Железняков В. В. Электромагнитные волны в космической плазме. М.: Наука, с. 16. Захаров А. Ф. Гравитационные линзы и микролинзы. М.: Янус-К, Каплан С. А., Цытович В. Н. Плазменная астрофизика. М.: Наука, с. 127

128 18. Кисляков А. Г., Разин В. А., Цейтлин Н. М. Введение в радиоастрономию. М.: Физматлит, с. 19. Конникова В. К., Лехт Е. Е., Силантьев Н. А. Практическая радиоастрономия. М.: Изд-во Моск. ун-та, с. 20. Космическая магнитная гидродинамика / Под ред. Э. Приста, А. Худа. М.: Мир, с. 21. Краус Джон Д. Радиоастрономия. М.: Сов. Радио, с. 22. Крюгер А. Солнечная радиоастрономия и радиофизика. М.: Мир, с. 23. Ленг К. Астрофизические формулы (Руководство для физиков и астрофизиков). М.: Мир, Ч с.; Ч с. 24. Лозинская Т. А. Сверхновые звезды и звездный ветер: взаимодействие с газом Галактики. М.: Наука, с. 25. Лонгейр М. Астрофизика высоких энергий. М.: Мир, с. 26. Малов И. Ф., Мачабели Г. З. Аномальные пульсары. М.: Наука, с. 27. Малов И. Ф. Радиопульсары. М.: Наука, с. 28. Москаленко Е. И. Методы внеатмосферной астрономии. М.: Наука, с. 29. Одесский астрономический календарь. Одесса: Астропринт, г. г. 30. Очерки истории радиоастрономии в СССР / Под ред. А. Е. Соломоновича. Киев: Наукова думка, С Пахольчик А. Радиоастрофизика. М.: Мир, с. 32. Пахольчик А. Радиогалактики. М.: Мир, с. 33. Плазменная гелиофизика / Под ред. Л. М. Зеленого, И. О. Веселовского. М.: Физматлит, Т с.; Т с. 34. Проблема поиска жизни во Вселенной. Циклопедия. М.: Наука, с. 35. Рудницкий Г. М. Конспект лекций по курсу «Радиоастрономия». Нижний Архыз, с. 36. Смит Ф. Г. Пульсары. М.: Мир, с. 37. Солнечная и солнечно-земная физика. Иллюстрированный словарь терминов. М.: Мир, с. 128

129 38. Сороченко Р. Л., Гордон М. А. Рекомбинационные радиолинии. М.: Физматлит, с. 39. Товмасян Г. М. Внегалактические источники радиоизлучения. М.: Наука, с. 40. Томпсон А. Р., Моран Дж. М., Свенсон Дж. У. Интерферометрия и синтез в радиоастрономии. М.: Физматлит, с. 41. Уилсон Т. Л., Рольфс К., Хюттемейстер. Инструменты и методы радиоастрономии.- М.: Физматлит, с. 42. Физика внегалактических источников радиоизлучения. Сб. статей. М.: Мир, с. 43. Физика космоса. Маленькая энциклопедия. М.: Изд-во «Сов. энциклопедия», с. 44. Физическая энциклопедия. М.: Советская энциклопедия. Т. 1., с.; Т. 2., с. 45. Хопкинс Дж. Толковый словарь английских терминов по астрономии и астрофизике. М.: Мир, с. 46. Шкловский И. С. Вселенная, жизнь, разум. М., с. 47. Яковлев О. И. Распространение радиоволн в космосе. М.: Наука, с skatīts Akadēmiskā terminu datubāze ariz%c4%81cija&lang=lv, skatīts Vilks I. Astronomijas vārdnīca. Angļu latviešu krievu vācu franču spāņu. LU Akadēmiskais apgāds, 2014, 271 lpp. 129

130 Pielikums 1. Radio astronomijas observatorijas un institūti Астрокосмический центр Физического института им. П. Н. Лебедева Российской Академии наук, Москва - ГАИШ, отдел радиоастрономии - Институт прикладной астрономии Российской Академии наук, Санкт- Петербург - Институт прикладной физики (ИПФ) Российской Академии наук, Нижний Новгород - Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской Академии наук, Иркутск - Научно-исследовательский радиофизический институт (НИРИ), Нижний Новгород - Пущинская радиоастрономическая обсерватория (ПРАО) АКЦ ФИАН, Пущино, Московская область - Радиоастрономический Институт Национальной Академии наук Украины, Харьков - Специальная астрофизическая обсерватория (САО) Российской Академии наук, Нижний Архыз - Algonquin Radio observatory - Canada. Arecibo Observatory, Puerto Rico - Australia Telescope National Facility, Epping, Australia - Dominion Radio Astrophysical Observatory, Canada - Hartebeesthoek Radio Observatory, South Africa - Hat Creek Radio Astronomy Observatory (BIMA) - Haystack Observatory, USA - Instituto Argentino de Radioastronomia

131 Institut de radioastronomiemillimtrique (IRAM), Grenoble, France - IRAM, Granada, Spain - Istituto di radioastronomia, Bologna, Italy - Itapetinga Radio Observatory, Brazil - Jodrell Bank Observatory, Macclesfield, UK - Joint Institute for VLBI in Europe, European VLBI Network, Netherlands - Kashima Space Research Center, Japan - Kitt Peak National Observatory, USA - Max-Planck-Institut fьr Radioastronomie, Bonn, Germany - Metsahovi Observatory, Finland - Mount Pleasant Radio Observatory, Tasmania - Mullard Radio Astronomy Laboratory, Cambridge, UK - National Astronomy Observatory, Yebes, Spain - National Centre for Radio Astrophysics, Pune, India - Nacionālā Radio Astronomijas Observatorija, Green Bank, ASV - Nobeyama Radio Observatory, Japan - Non-U.S. Radio Astronomy Observatories - NRAO Very Long Baseline Array (VLBA) - Observatoire de Nançay, France - Ohio State University Radio Astronomy Observatory, USA

132 Onsalas Kosmosa Observatorija, Zviedrija - Owens Valley Radio Observatory, CA, USA - Šanghajas Astronomijas Observatorija, Ķīna - Zviedrijas ESO Submilimetru Teleskops (SEST), La Silla, Čīle - Taeduk Radio Astronomy Observatory, South Korea - Toruņas Astronomijas Centrs, Polija - / Ventspils International Radio Astronomy Centre, Latvia - Xinjiang Astronomical Observatory, China

133 Pielikums 2. Galvenās formulas Virziena diagrammas telpiskais leņķis, sr a = A(, ) d 4 Virziena diagrammas galvenās lapiņas telpiskais leņķis, sr Zīmuļa diagrammai: Taisnstūra jeb naža diagrammai: Sānu lapiņu telpiskais leņķis, sr Efektīvais antenas laukums, m 2 Antenas pastiprinājuma koeficients Apertūras izmantošanas koeficients Diagrammas izmantošanas koeficients m = A(, ) d m 2 m = m = s = A(, ) d A s 2 eff = a G = 4 a a = Aeff A geom = M m a Izkliedes koeficients = p s a Avota spilgtums spožuma temperatūra (Releja-Džinsa jeb Rayleigh Jeans formula), W/(m 2 Hz x sr). Avota izstarotā plūsma, W/(m 2 Hz) Pilnā plūsma no avota pie В = С 2 kt (, ) B (, ) = b 2 S = B(, ) d rad sour 133

134 Teleskopa uztvertā plūsma а) antena pagriezta uz avotu Ja avota telpiskais leņķis sour a un B= C, то b) antena kustas relatīvi pret avotu; plūsma vienāda ar spilgtuma un antenas telpiskā stara reizinājumu Antenas temperatūra No avota (pēc Naikvista formulas, P = kt f ) а) antenna pagriezta uz avotu ja = 4, sour tad ja sour a, tad b) antena kustas relatīvi pret avotu: plūsma vienāda ar spilgtuma un antenas telpiskā stara reizinājumu 2kT S = B = b rad sour 2 sour S = B(, ) A(, ) d rec sour Srec = Srad S = B A rec S = B(, ) A( x, y ) d rec sour 1 T = T (, ) A(, ) d a a sour Ta = Tb sour Ta = Tb a 1 Ta = Tb A a b 134

135 Pielikums 3. Fizikālās mērvienības Universālās fizikālās konstantes Gravitācijas konstante G = 6, N m 2 kg 2 = 6, g 1сm 3 s 2. Gaismas ātrums vakuumā с = 2, m/s cm/s. Planka konstante h = 6, J s = 6, erg s. Elektrona miera masa me = 9, kg = 9, g. Elektrona lādiņš е = 1, C = 4, CGSE lād.v. Protona masa mp = 1, kg = 1, g. Neitrona miera masa mn = 1, kg. Protona masas un elektrona masas attiecība mp/mе = 1836, Avogadro skaitlis (molekulu skaits molā) NA = 6, mol 1. Universālā gāzu konstante R = 8,31441 J mol 1 K 1 = 1,986 cal/k mol. Bolcmaņa konstante k = 1, J K 1 = 1, erg/k. Starojuma blīvuma konstante ar = 7, J m 3 K 4 = 7, erg/(cm 3 K 4 ). Stefana Bolcmaņa konstante = 5, Wt m 2 K 4 = 5, erg/(cm 2 K 4 s). 1 kalorija = 4,1855 J erg. Elektriskā konstante 0 = 8, F/m. Izdevumā izmantotās universālās fizikālās mērvienības ok Kelvina grāds. Paskāls (simbols: Pa, Pascal) ir SI spiediena mērvienība. Nosaukta par godu Blēzam Paskālam. 135

136 Tesla Tesla (T) ir SI sistēmas magnētiskā lauka indukcijas mērvienība, tā ir atvasinātā mērvienība. 1 tesla skaitliski vienāda ar tāda magnētiskā lauka indukciju, pie kuras magnētiskās indukcijas plūsma caur 1 m 2 virsmu (kas novietota perpendikulāri) ir 1 vēberu (Wb) liela. 1 T = 1 Wb / 1 m 2 Izsakot šo atvasināto SI mērvienību ar SI pamatvienībām, iegūst: T = kg s -2 A -1 Šai SI sistēmas mērvienībai T atbilst CGS mērvienību sistēmas (centimetrsgrams-sekunde) mērvienība G (gauss) sekojošā attiecībā: 1 T = G Mērvienība gadā nosaukta serbu izcelsmes amerikāņu izgudrotāja un fiziķa Nikolas Teslas vārdā. 1 ev (elektronvolts) = 1,6019 x erg = 1,6019 x J Atsevišķas astronomijas mērvienības Sekunžu skaits tropiskajā gadā ,9747 3, Garuma mērvienības 1 astronomiskā vienība (a.v., qangliski au) = km. 1 gaismas gads 9, cm, simbols ly vai gaismas gads. 1 parseks (pc) = 2, x 105 a.v. = 3, gaismas gadi = 3, cm ( km). Nosaukums atvasināts no angļu vārdiem "parallax of one arc second" (vienas leņķa sekundes paralakse). Parseks ir attālums, no kura Zemes orbītas rādiuss būtu redzams vienā leņķa sekundē. Mpc - megaparseks; kpc - kiloparseks Galaktikas diametrs gaismas gadi cm. Attālums līdz galaktikai М31 Andromēdas zvaigznājā 136

137 gaismas gadi 2, cm. Habla konstante Н, kas ieiet formulā v = Hr, kur v «galaktikas kustības ātrums», r attālums līdz tai, Н = 68 km/(s Mpk). Leņķa vai loka mērvienība grāds Grāds ir plaknes leņķa mērvienība, kas parasti tiek apzīmēts ar grāda simbolu, un ir vienāds ar 1/360 daļu no pilna leņķa. Tā nav Starptautiskās mērvienību sistēmas (SI sistēmas) mērvienība, lai gan plaši tiek izmantota. SI sistēmā leņķa mērvienība ir radiāns. Viens grāds ir vienāds ar π/180 radiāniem jeb aptuveni vienāds ar 0,01745 radiāniem. Leņķa lielumu grādos parasti mēra ar transportieri. Sīkāk viens grāds dalās 60 minūtēs un 3600 sekundēs. Mikrolokasekundes ir loka sekundes miljonā daļa (mikro). Steradiāns ir telpas leņķa bezdimensionāla mērvienība SI. To apzīmē ar sr. 1 steradiānu liels telpas leņķis izgriež no sfēras, kuras rādiuss ir 1 vienība, virsmu ar 1 kvadrātvienības lielu laukumu. Starojuma spektrālā plūsmas blīvuma mērvienība Jy Lieto radioastronomijā. Viens Jy ir vienāds ar W/(m 2 Hz). Nosaukta amerikāņu radioinženiera Karla Janska vārdā. 137

138 Pielikums 4. Izdevumā izmantotie saīsinājumi CDM ALMA AM AMS APEX APEX ASKAP ASS ASTRON BSA CARMA CDM CDSCC CMB CMBR CME COBALT COBE CSIRO DASI DKR-1000 DRAO DSA EHT ELT EMBRACE ERIC ESA, EKA EVN FAST FRB GHz GMM mūsdienu Visuma standarta modelis Atacama Large Millemetre Array, Atakamas Lielais milimetru tīkls Amplitūdas modulācija Automātiskās starpplanētu stacijas Atacama Pathfinder Experiment, 12 m diametra teleskops, kas strādā milimetru un submilimetru viļņa garumos Čīlē kopš gada Sistēma Čīlē Australian Square Kilometre Array Pathfinder Automātiskā starpplanētu stacija Nīderlandes Radioastronomijas institūts Puščinas Lielā skenējošā antena, veidota kā režģis ar 7 ha platību, kurā vibratori Combined Array for Research in Millimetre-wave Astronomy Cold dark matter Canberra Deep Space Communication Complex Kosmiskais mikroviļņu fons Cosmic microwave background radiation Coronal Mass Ejection Datoru komplekss Nīderlandē, kas apkalpo LOFAR tīklu Cosmic Background Explorer, ASV kosmiskais pavadonis Australian National Radio Observatory Degree Angular Scale Interfer, grādu mēroga interferometrs Krustveida radioteleskops, veidots no divām antenām Puščinā, Krievijā Dominion Radio Astrophysical Oservatory Deep Synoptic Array, FRB pētījumu programma Event Horizon Telescope programma Event Horizon Telescope, projekts, lai izveidotu lielu globālu teleskopu masīvu Electronic MultiBeam Radio Astronomy ConcEpt European Research Infrastructure Consortium European Space Agency, Eiropas Kosmosa aģentūra European VLBI Network Five hundred meter Aperture Spherical Telescope, Piecsimt m apertūras sfēriskais teleskops Fast radio burst, ātrais radio uzliesmojums Gigahertz, gigahertcs, frekvenču mērvienība Large molecular clouds, Mmlzu molekulārais mākonis 138

139 GMRT GPS GURT HALCA HART RAO HAS, LBO HPF, AFF IBEX ILT IMF IRAM JCMT JIVE JIV-ERIC KRT LF LOFAR LP LPDA LWA Mariner 10 Maser MeerKAT MERLIN MESSENGER MeV MHz NRAO NRHP NRT Giant Meter wave Radio Telescope, Lielais metru viļņu radioteleskops Global Positioning System, globālā pozicionēšanas sistēma Ukrainas milzu radioteleskops VSOP projekts Hartebeesthoek Radio Astronomy Observatory, Hartebiesthukas Radioastronomijas observatorija High sensitivity array, paaugstinātas jutības antenu režģis High-pass filter, augšējo frekvenču filtrs Starpzvaigžņu robežas pētītāja kosmiskā misija International LOFAR Telescope Interplanetary magnetic field, starpplanētu magnētiskais lauks Radio telescope of the institute for Radio Astronomy in the Millimetre Range, 30 metru milimetru diapazona radioteleskops netālu no Granādas, Spānijā James Clerk Maxwell Telescope, Maksvela radioteleskops The Joint Institute for VLBI in Europe, Eiropas Apvienotais ļoti garas bāzes interferometra institūts Eiropas Zinātniskās infrastruktūras konsorcijs, ERIC kopš gada Radioastron, Radioastrons, kosmiskais radioteleskops, novietots uz Krievijas kosmiskā aparāta Spektrs-R Longwave, garie viļņi Low Frequency Array, zemfrekvenču antenu tīkls Log-periodic antenna, logoperiodiskā antena Log-periodic dipole array, logoperiodiskais antenu masīvs Long Wavelength Array programma Kosmiskā zoned Saīsinājums no angļu val. Microwave-amplified stimulated emission of radiation, latv. val. ar mikroviļņiem pastiprināta, stimulēta starojuma emisija Radio teleskops Karū reģionā Dienvidāfrikā Multi-Element Radio Linked Interferometer Network; Daudzelementu interferometrijas tīkls Kosmiskais aparāts Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging Mega elektronvolts, enerģijas mērvienība atoma sistēmā Megahertz, megahercs, tāpat kā hercs, megahercs ir elektromagnētiskā viļņa frekvences mērs National Radio Astronomical Observatory, ASV Nacionālā Radioastronomijas observatorija National Register of Historic Places Nançay, radio telescope, Nansī Radioteleskops, Francijā 139

140 ODIN OVRO Quasar, Kvazārs RATAN 600 RELIKT-1 RM SETI SKA SMBH un SBH SNR Spektr-M SPT URAN USA, ASV UTR-2 VIRAC, VSRC VLA NRAO VLBI Voyager 2 WMAP WSRT АДУ-1000 Zviedrijas satelīts, izmanto radiometru ar 1,1 m teleskopu, strādā kopš 2001.gada Owens Valley Radio Observatory, Ovensvelijas Radioastronomijas observatorija Krievijas Federācijas VLBI sistēma ar apstrādes centru Sanktpēterburgā Krievijas Zinātņu akadēmijas Speciālās astrofizikas observatorijas radioteleskops, kas atrodas Ziemeļkaukāzā netālu no Zeļenčukas stacijas PSRS pavadonis Pulsāra rotācijas mērs Search for Extra Terrestrial Intelligence, ārpuszemes saprāta meklēšanas programma Square Kilometre Array, radiointerferometrs, kvadrātkilometra antenu masīvs Supermassive black holes, supermasīvie melnie caurumi Supernova remnant, pārnovas miglājs Orbitālais kosmisko milimetru radioteleskops South Pole telescope, Dienvidpola Radioteleskops Ukrainian radio interferometer of Academy of Sciences, Ukrainas Zinātņu Akadēmijas radiointerferometrs United States of America, Amerikas Savienotās Valstis Ukrainas T veida radioteleskops ar 1440 vibratoriem Ventspils International radio astronomy centre, Ventspils Starptautiskais radioastronomijas centrs Karl G. Jansky Very Large Array; VLA Karla Janska ASV Nacionālās radioastronomijas observatorijas Ļoti lielais antenu tīkls Very Large Base Interferometry Kosmiskais aparāts, ko gadā orbītā nogādāja NASA, lai pētītu Saules sistēmas planētas Wilkinson microwave anisotropy probe, kosmosa kuģis, kas darbojās no Līdz 2010.gadam un mērīja kosmosa mikroviļņu fona (CMB) temperatūru Westerbork Radio Observatory, Vesterborkas Radioastronomijas observatorija PSRS planētu radiolokators 140

141 Pielikums 5. Alfabētiskais terminu rādītājs latviešu valodā Piezīme: aiz termina norādīta lappuse(s), kurā termins minēts. 141

142 Dažādi CDM, cm ūdeņraža līnija, 6 A absorbcijas līnija, 6 ALMA, 8, 9, 10, 11, 24, 27, 42, 47, 86 amplitūda, 6 amplitūdas modulācija, 6 antena adaptīvā, 6 gredzenveida, 14 ienākošā signāla apstrādes, 68 pastiprinājuma koeficients, 7 sinfāzu, 12 antenas temperatūra, 7 antenas tuvā zona, 44 antenu režģis paaugstinātas jutības, 31 antenu tīkls, 7 antropais princips, 7 apertūra, 7, 8 sintēze, 8 taisnstūra, 11 apertūras efektivitāte, 8 apertūras funkcija, 8 ASKAP, 10, 86 astroķīmija, 9 ASTRON, 9, 74, 78, 86 astronomiskā vienība, 9 Atakamas Lielais milimetru tīkls, 9, 86 atmosfēras trokšņi, 10 augšējo frekvenču filtrs, 31 Austrālijas Nacionālā Radioastronomijas observatorija, 10 azimuts, 11 ārpuszemes saprāta meklēšanas programma, 67 ātrais radio uzliesmojums, 25 Ātrā Furjē transformācija, 25 B baltais troksnis, 78 Bell Telephone Laboratories, 16 blazārs, 12 blicārs, 12, 25, 48 Bolcmaņa konstante, 7, 12, 27, 49, 84 bremzstarojums, 20, 53 brīvā-brīvā emisija, 27 C CDSCC, 13, 86 Centaurs A, 14 centimetru viļņi, 14 ciklotronais starojums, 18 CSIRO, 10, 86 D daiva, 36 dekametru viļņi, 20 difrakcijas josla, 21 dipolantena, 21, 61 dispersijas mērs, 21 Domīnijas Radioastrofizikas observatorija, 21 Doplera nobīde, 21 Dreika vienādojums,

143 dubultais radiostarojuma avots, 21 Dvingelo radioteleskops, 23 Džodrelbenkas observatorija, 71 E Eiropas Dienvidu observatorija, 24 Eiropas Kosmosa aģentūra, 24 elektriskie trokšņi, 23 elektromagnētiskais starojums, 23 elektromagnētiskais vilnis, 23 elektromagnētiskie viļņi polarizācija, 24 elektrons, 24 elements, 24 emisijas līnija, 24 ERIC, 24 F Faradeja rotācija, 25 fāzu filtrs, 6 fāzu fronte, 48 fedings, 25 Fermi paradokss, 30 fīders, 25 fona troksnis, 11 fotons, 48 fotosfēra, 48 frekvence, 27 frekvenču modulācija, 27 G gaismas gads, 36 gaismas viļņi, 36 galaktika, 12, 17, 19, 20, 27, 28, 29, 31, 48, 70 galaktikas fona radiostarojums, 28 galaktikas halo, 28 galaktikas spirālzari, 70 galvenā lapiņa, 40 galvenā ziedlapiņa, 8, 49 garie viļņi, 36 gigahercs, 29 gravitācija, 19, 30 gravitācijas lēca, 29 gravitācijas mikrolēcošana, 29 Grīnbenkas observatorija, 30 Grīnbenkas teleskops, 30 Gulbis A, 18 Gulbis X-1, 19 ģeodēzija, 28 H Hart RAO, 30 Hartebiesthukas Radioastronomijas observatorija, 30 hektometru viļņi, 31 heliosfēra, 31 Hercs, 31 Herkuless A, 31 Heterodīna spektrometrs, 31 Hidra A, 32 horizontāli polarizēts vilnis, 32 hromosfēra, 14 I I tips, 54 II tips, 54 III tips, 54 interference,

144 interferences joslas, 27 interferences laika aizture, 75 interferometrs, 20, 28, 29, 32, 86 IV tips, 54 izplatījums, 18 izplests radioavots, 24 izšķiršanas spēja, 65 īsie viļņi, 20 īsviļņi, 67 J Jagi antena. See Uda - Jagi antena janskis (Jy), 34 Janskis, Karls G., 34 Jaunava A, 77 JIVE, 24, 34, 35, 87 jonizācija, 33 jonizēta ūdeņraža mākonis (H II), 33 jonosfēra, 33, 38, 39 Zemes, 33 jons, 33 joslas platums, 11 K Kanberas tālo kosmisko sakaru komplekss, 13 Karla Janska ASV Nacionālās radioastronomijas observatorijas Ļoti lielais antenu tīkls, 35 Kasiopeja A, 13 Kembridžas katalogi, 12 kilometru viļņi. See garie viļņi koaksiālais kabelis, 15 koherentas svārstības, 15 Kohouteka komēta, 56 kompakts radio avots, 15 korelators, 9, 16 koronālais izvirdums, 16 Koronālā kondensācija, 54 kosmiskais mikroviļņu fons, 14, 16, 18, 65 kosmiskais radiostarojums, 18, 62 kosmiskais starojums, 18 kosmiskā mikroviļņu fona starojums. See kosmiskais mikroviļņu fons kosmiskie laikapstākļi, 69 kosmiskie māzeri, 16 kosmiskie trokšņi, 69 Krabja miglājs, 18 Krāsns A, 27 kritiskā frekvence, 18 kvazāri, 51 kvazārs, 29, 51 Kvazārs, 51 Kvazārs 3C 273, 51 L Lacertīdas, 12 leņķiskais augstums, 6 leņķiskā izšķirtspēja, 6 Lielais filtrs, 30 Lielais metru viļņu radioteleskops, 28 Lielais milimetru teleskops, 35 LOFAR, 4, 9, 37, 41, 44, 47, 76, 86, 87 logoperiodiskā antena, 36 loka minūte, 8 loka sekunde, 8 ļoti garas bāzes interferometrija, 76 ļoti garas bāzes tīkls,

145 ļoti gari viļņi, 72 M magnetārs, 37 magnetosfēra, 38 Jupitera, 38 Merkura, 39 Neptūna, 39 Saturna, 39 Urāna, 40 Zemes, 40 magnetosfēra un jonosfēra Marsa, 38 Venēras, 38 magnētiskais lauks, 37 magnētiskā ass, 37 masīvs, 9 megahercs, 41 MERLIN, 13, 34, 43, 87 metanola māzers, 41 metru viļņi, 41 miglājs, 44 mikrokvazārs, 42 mikroviļņu astronomija, 42 Mikroviļņu uzliesmojums, 54 milimetru astronomija, 42 milimetru diapazona kombinētais tīkls, 15 milimetru viļņi, 42 milisekunžu pulsārs, 42 Milsa krusts, 42 mirgošanas indekss, 26 mirgošanas metode, 26 molekulārais mākonis, 43 molekulārā gāze, 43 molekulārie milzu mākoņi, 35 MMM, 35 molekulu māzers, 43 N N tipa galaktikas, 45 Nansī Radioteleskops, 44 NASA, 30, 88 neitrālais ūdeņradis, 44 nepārtrauktais spektrs, 15 neskaidrība, 15 Nobejamas Radioastronomijas observatorija, 45 O ODIN, 47 Onsalas kosmiskā observatorija, 46 orbīta, 47 P parseks, 47 pārnova, 73 Pārnovas miglājs SNR, 73 peritons. See ātrais radiouzliesmojums vai blicārs Persejs A, 48 perspektīvās radiogalaktiku un kvazāru pētījumu problēmas, 48 pēda, 70 Piecsimt m apertūras sfēriskais teleskops, 26 FAST, 26 Planka misija, 49 Planka starojuma likums, 49 plānā ekrāna modelis, 75 plerions, 49 plūsma, 27 plūsmas blīvums, 27 polarizācija,

146 polarizācijas pakāpe, 21 pulsāciju nullifikācija, 46 Pulsāra dispersijas mērs, 50 Pulsāra rotācijas mērs, 50 pulsārs, 50 punktveida avots, 49 putekļi, 22 R radio avots, 60 radio avotu uzskaite, 60 radio teleskopa uztveršanas sistēma, 28 radio zvaigzne, 60 Radioastrofizikas observatorija Latvijas Zinātņu akadēmijas, 52 Radioastron, 51, 62, 66, 87 radioastronomija, 3, 4, 5, 8, 9, 13, 15, 23, 27, 34, 41, 42, 52, 56, 61, 62, 65, 72, 73, 88 Radioastronomijas institūts Maksa Planka, 40 Ukrainas Nacionālās Zinātņu akadēmijas, 62 radioastronomijas observatorija Malarda, 13 Radioastronomijas observatorija Kembridžas, 13 Noto, 46 Ovensvelijas, 47 Puščinas, 50 Vesterborkas, 77 radiogalaktika, 14, 19, 20, 21, 31 radiogalaktikas, 55 radiogalaktiku klasifikācija, 14 radiogrāfija, 62 radioheliogrāfs, 44, 45, 63 radiointerferometrs, 6, 8, 10, 11, 16, 21, 29, 47, 55, 68, 71, 75, 76, 77, 87, 88 radiokrāsa, 55 radiolokators meteoru, 41 radiolokācija, 4, 9, 41, 63, 64 asteroīdu, 63 komētu, 63 Marsa, 63 Merkura, 64 Mēness, 64 Veneras, 64 radiometrs, 64 radiopulsārs, 55 radiospožuma sadalījums, 53 radiostarojuma pēda, 61 radiostarojuma polarimetrs, 64 radiostarojums asteroīdu, 56 galaktiku, 56 gamma uzliesmojumu, 57 Jupitera, 57 komētu, 56 Marsa, 58 Merkura, 58 Mēness, 59 Neptūna, 58 planētu pavadoņu, 58 Saturna, 59 Urāna, 54 Veneras, 60 Zemes, 59 radioteleskopa antena, 61 radioteleskops, 6, 8, 12, 13, 14, 21, 29, 30, 40, 41, 45, 46, 47, 51, 52, 60, 61, 62, 63, 65, 66, 67, 74, 76, 77, 86, 87, 88 Algonkinas, 6 146

147 IRAM 30 metru milimetru diapazona, 61 Kasegrēna, 13 Krimas Astrofizikas observatorijas, 66 Maksvela, 33 MeerKat, 41 reflektora tipa, 65 refraktora tipa, 65 RT-70, 66 Sibīrijas Saules, 67 Vesterborkas sintēzes, 77 Ziemeļu krusts, 46 Radioteleskops Dienvidpola, 68 Radiouzliesmojums, 54 radioviļņa izplatīšanās virziens, 21 radioviļņi, 61 radioviļņu logs, 62 RATAN-600, 64 Razina - Citoviča efekts, 65 redzamā gaisma, 77 rekombinācijas līnijas, 65 reliktais starojums. See kosmiskais mikroviļnu fons roksnis, 45 rupora apstarotājs, 32 rupors, 32 S Saksa-Volfa efekts, 17 sarežģītu antenu sistēma, 15 satelīts, 66 Saule, 72 Saules plūsmas vienība, 68 Saules radioastronomisko pētījumu dienests, 43 Saules radiostarojuma uzliesmojumi, 68 Saules radiostarojums, 53 Saules sistēma, 9, 13, 15, 20, 34, 38, 47, 51, 63, 68, 69, 72, 77, 88 Saules uzliesmojumi, 16 Saules uzliesmojums, 68 scintilācijas, 67 selektivitāte, 67 SETI, 22, 45, 67, 87 SETI institūts, 67 signāls, 68 sinhronais starojums, 74 sinhrotronais starojums, 73 Sjuņajeva-Zeļdoviča efekts, 17 SKA, 4, 11, 44, 46, 71, 87 skenēšana, 66 spektrālais indekss, 69 spektrāllīnija, 69 spektri, 69 spektrometrs, 69 spektrs, 69 radioavota, 70 spīdekļa efektīvā temperatūra, 23 spožuma temperatūra, 12 Spožuma temperatūra, 28, 53, 54, 57 sprostfiltrs, 65 SS 433, 71 stara platums, 12 starjauda, 37 starpplanētu magnētiskais lauks, 32 starpzvaigžņu matērija, 32 starpzvaigžņu vide, 33 Strēlnieks A, 66 submilimetru astronomija,

148 submilimetru viļņi, 72 subreflektors, 72 superapvalki, dobumi, 72 superaugstās frekvences, 75 supermasīvie melnie caurumi, 73 svilpjošās atmosfērikas, 78 T teleskopa izšķirtspēja, 66 teleskops, 74 termiskā emisija, 74 trieciena vilnis, 67 trokšņu temperatūra, 46 Trokšņu vētra, 54 trokšņveida signāls, 46 tumšā enerģija, 19, 49 tumšā matērija, 19, 20, 28, 49 VLBI, 4, 9, 17, 30, 34, 35, 41, 42, 47, 51, 66, 74, 76, 81, 86, 87, 88 Z zemās frekvences, 36 Zemes radiācijas joslas, 52 Zemes rotācijas apertūras sintēze, 23 zvaigžņu veidošanās apgabals, 71 zvaigžņu vējš, 72 U Uda-Jagi antena, 75 uztverošais laukums, 15 uztvertā signāla reģistrācijas sistēma, 11 ūdeņraža līnija, 30 V V tips, 54 vērsuma diagramma, 7, 11, 42, 44, 48, 62 atvēruma leņķis, 8 efektivitāte, 11 vibrators, 77 vidējie viļņi, 42 vietējā starpzvaigžņu vide, 36 Viļņu koherence, 15 virziena diagramma, 11, 36 VLA, 8, 27, 31, 35, 39, 59,

149 149

150 Pateicības Liela pateicība par atbalstu, ieteikumiem un atsevišķiem komentāriem izsakāma kolēģiem Ventspils Augstskolas Inženierzinātņu institūtā Ventspils Starptautiskais radio astronomijas centrs : vad. pētniekam Ivaram Šmeldam, vad. pētniekam Borisam Rjabovam, kā arī Borisam Murņikovam un Tamārai Kabanovai par ieguldījumu terminu sistematizācijā un skaidrojumu sagatavošanā krievu valodā. Radioastronomijas skaidrojošā terminu vārdnīca izdota ar Projekta BALTICS atbalstu kā elektroniskā publikācija un ir pieejama internetā: Izdevuma sagatavošanu un izdošanu atbalstīja: Inženierzinātņu institūts Ventspils Starptautiskais radio astronomijas centrs. Šīs publikācijas izdošanu atbalsta EK H2020 Ietvara programmas Twinning apakšprogrammas BALTICS projekts Building on Advanced LOFAR Technology for Innovation, Collaboration and Sustainability. Izdevuma direktors: Valdis Avotiņš, Dr.chem. Redakcijas zinātniskā kolēģija: Mihailo Rjabovs, prof., Ukrainas Nacionālās Zinātņu akadēmijas Radioastronomijas institūra Odesas observatorija; Odesas Universitāte Boriss Murņikovs, Odesas Universitāte Kabanova Tamāra, Odesas Universitāte Ilgonis Vilks, Dr. paed., Mg. phys., Latvijas Universitātes Astronomijas institūta pētnieks. Kārlis Bērziņš, Mg. phys., Ventspils Augstskolas IZI VSRC pētnieks Juris Baldunčiks, prof., Ventspils Augstskola, LR Terminoloģijas komisijas vadītājs Makets un vāka dizains: Andris Noritis, AWA Ltd. Tehniskais koordinators: Baiba Reimane Iespiests VeA e-tipogrāfijā Ventspils, Latvija, 2019.gada 25.janvāris 150

151 Ventspils Augstskola Visas tiesības rezervētas un aizsargātas, citēšanas gadījumā atsauce uz izdevumu obligāta This material is created within BALTICS project funded from the European Union s Horizon2020 Research and Innovation Programme under grant agreement No

Latvijas 43. astronomijas atklātās olimpiādes neklātienes kārta gada 16. aprīlī 1. TESTS Izvēlies tikai vienu atbildi 1. Kurš no šiem zvaigznāji

Latvijas 43. astronomijas atklātās olimpiādes neklātienes kārta gada 16. aprīlī 1. TESTS Izvēlies tikai vienu atbildi 1. Kurš no šiem zvaigznāji Latvijas 43. astronomijas atklātās olimpiādes neklātienes kārta 2015. gada 16. aprīlī 1. TESTS Izvēlies tikai vienu atbildi 1. Kurš no šiem zvaigznājiem Latvijā nekad nenoriet? (1 p) Kasiopeja Ērglis Vēršu

Sīkāk

v, m/s Projekta numurs: /16/I/002 Nacionāla un starptautiska mēroga pasākumu īstenošana izglītojamo talantu attīstībai 10 1 Velobraukšanas sace

v, m/s Projekta numurs: /16/I/002 Nacionāla un starptautiska mēroga pasākumu īstenošana izglītojamo talantu attīstībai 10 1 Velobraukšanas sace v, m/s Projekta numurs: 8.3.2.1/16/I/002 Nacionāla un starptautiska mēroga pasākumu īstenošana izglītojamo talantu attīstībai 10 1 Velobraukšanas sacensības Fizikas valsts 68. olimpiāde Otrā posma uzdevumi

Sīkāk

Speckurss materiālu pretestībā 3. lekcija

Speckurss materiālu pretestībā 3. lekcija Speckurss materiālu pretestībā 3. lekcija Ģeometriski mainīgas un nemainīgas sistēmas Stieņu sistēmu struktūras analīzes uzdevums ir noskaidrot, vai apskatāmā sistēma ir ģeometriski mainīga, vai nemainīga.

Sīkāk

Microsoft Word - IeskaisuGrafiks_10b.doc

Microsoft Word - IeskaisuGrafiks_10b.doc Priekšmets - angļu valoda Klase 10.a,b Mācību gads 2008/09. Skolotājs - Gesja Živa Nr. tēma saturs 1. Unit 1. Dwellings, household chores, the Present Tenses, phrasal verbs. 2. Unit 2. Life events, the

Sīkāk

Fizikas valsts 64. olimpiāde Otrā posma uzdevumi 11. klasei 11 1: Paātrinājums 1. (3 punkti) Lācis izdomāja nopirkt automašīnu, taču pirms pirkšanas n

Fizikas valsts 64. olimpiāde Otrā posma uzdevumi 11. klasei 11 1: Paātrinājums 1. (3 punkti) Lācis izdomāja nopirkt automašīnu, taču pirms pirkšanas n Fizikas valsts 64. olimpiāde Otrā posma uzdevumi 11. klasei 11 1: Paātrinājums 1. (3 punkti) Lācis izdomāja nopirkt automašīnu, taču pirms pirkšanas nolēma izpētīt, cik ātri varēs sasniegt ar to ātrumu

Sīkāk

4. TEMATS GRAVITĀCIJA UN KUSTĪBA GRAVITĀCIJAS LAUKĀ Temata apraksts Skolēnam sasniedzamo rezultātu ceļvedis Uzdevumu piemēri F_10_SP_04_P1 Brīvās kriš

4. TEMATS GRAVITĀCIJA UN KUSTĪBA GRAVITĀCIJAS LAUKĀ Temata apraksts Skolēnam sasniedzamo rezultātu ceļvedis Uzdevumu piemēri F_10_SP_04_P1 Brīvās kriš 4. TEMATS GRAVITĀCIJA UN KUSTĪBA GRAVITĀCIJAS LAUKĀ Temata apraksts Skolēnam sasniedzamo rezultātu ceļvedis Uzdevumu piemēri F_10_SP_04_P1 Brīvās krišanas paātrinājums Skolēna darba lapa F_10_SP_04_P2

Sīkāk

VISUMA UZBŪVE UN PĒTNIECĪBA

VISUMA UZBŪVE UN PĒTNIECĪBA 1. VISUMA UZBŪVE UN PĒTNIECĪBA Temata apraksts Skolēnam sasniedzamo rezultātu ceļvedis Uzdevumu piemēri Stundas piemērs D_12_UP_01_P1 HERCŠPRUNGA RASELA diagramma Skolēna darba lapa D_12_UP_01_P2 Galaktikas

Sīkāk

Laboratorijas darbi mehānikā

Laboratorijas darbi mehānikā Laboratorijas darbs Nr..1 Elektrisko mēraparātu pārbaude un mērdiapazona paplašināšana Studenta vārds, uzvārds:... Fakultāte, grupa:... Studenta apliecības numurs:... Teorētiskais pamatojums Praksē ne

Sīkāk

Drives, PLC and automation products for all needs

Drives, PLC and automation products for all needs BU Drives and Controls, May Frekvenču pārveidotāji visām vajadzībām. Slide 1 Biznesa struktūra piedziņa un vadība Pielietojuma nozares HVAC Pārtikas rūpniecība Dzērienu industrija Tīrais un netīrais ūdens

Sīkāk

SATURS Zemes vēsture un kosmiskie ritmi Brīnišķā Valzivs J. Ikaunieks Ozoliņa Cima- Sākas Starptautiskie mierīgās Saules gadi houiča Kas jauns astrono

SATURS Zemes vēsture un kosmiskie ritmi Brīnišķā Valzivs J. Ikaunieks Ozoliņa Cima- Sākas Starptautiskie mierīgās Saules gadi houiča Kas jauns astrono SATURS Zemes vēsture un kosmiskie ritmi Brīnišķā Valzivs J. Ikaunieks Ozoliņa Cima- Sākas Starptautiskie mierīgās Saules gadi houiča Kas jauns astronomijā Vai radiozvaigznes paliek neatklātas? Zduis Pirmā

Sīkāk

PowerPoint Presentation

PowerPoint Presentation Ultraplatjoslas (UWB) radaru sensoru signālu apstrāde objektu izsekošanai VPP SOPHIS GUDPILS UWB sensoru (radaru) grupa Rolands Šāvelis Pētnieks Elektronikas un datorzinātņu institūts 1 UWB sensoru signālu

Sīkāk

Presentation title

Presentation title Tehniskās ekspertīzes un diagnostikas dienests Daudzdzīvokļu ēku elektrotīklu testēšana Uģis Skopans, Dienesta vadītājs 23.01.2014, Jūrmala Saturs Elektrotīklu pieļaujamās slodzes noteikšana Elektroinstalācijas

Sīkāk

Slide 1

Slide 1 transporta plūsmas monitorēšanai Roberts Kadiķis Kārlis Freivalds Multifunkcionāla inteliģenta transporta sistēmas punkta tehnoloģija Nr.2DP/2.1.1.1.0/10/APIA/VIAA/086 Motivācija Nepieciešamība efektīvāk

Sīkāk

Slaids 1

Slaids 1 Superstatic 449 Statiskais siltumskaitītājs, statiskais dzesēšanas skaitītājs Pielietošana: Kompaktais siltumskaitītājs Superstatic 449 var tikt darbināts ar akumulatoru vai elektrotīklu. Tas tiek izmantots

Sīkāk

Svarīgākais par skolēnu redzi

Svarīgākais par skolēnu redzi «Veselības mācības» stunda par redzi Svarīgākais par skolēnu redzi Saturs Redzes sistēma Redze un dators Sūdzības Redzes režīms Apgaismojums Mācību un darba vietas iekārtojums un ķermeņa pozīcija Redzes

Sīkāk

Pamatelementi statistikā un Hipotēžu pārbaude

Pamatelementi statistikā un Hipotēžu pārbaude Pamatelementi statistikā un Hipotēžu pārbaude J. Valeinis 1 1 Latvijas Universitāte, Rīga 12.marts, 2010 Valeinis Pamatelementi statistikā un Hipotēžu pārbaude p. 1 of 22 Ievads I. Pamatelementi matemātiskajā

Sīkāk

32repol_uzd

32repol_uzd Materiāls ņemts no grāmatas: Andžāns Agnis, Bērziņa Anna, Bērziņš Aivars "Latvijas Republikas 6-5 matemātikas olimpiādes" LATVIJAS REPUBLIKAS OLIMPIĀDE UZDEVUMI 8 klase Pierādīt, ka neviens no skaitļiem

Sīkāk

2012 Komandu olimpiāde Atvērtā Kopa Atrisinājumi 10. klasei 1. Tā kā LM ir viduslīnija, tad, balstoties uz viduslīnijas īpašībām, trijstūra 1 laukums

2012 Komandu olimpiāde Atvērtā Kopa Atrisinājumi 10. klasei 1. Tā kā LM ir viduslīnija, tad, balstoties uz viduslīnijas īpašībām, trijstūra 1 laukums 01 Komandu olimpiāde Atvērtā Kopa Atrisinājumi 10. klasei 1. Tā kā LM ir viduslīnija, tad, balstoties uz viduslīnijas īpašībām, trijstūra 1 laukums būs 1 4 no trijstūra ABC laukuma. Analogi no viduslīnijām

Sīkāk

Apstiprinu:

Apstiprinu: Lapa : 1 (24) 1 Lapa : 2 (24) Ievads Salaspils kodolreaktora (turpmāk SKR) teritorijā un tā tuvākajā apkārtnē VSIA Latvijas Vides, ģeoloģijas un meteoroloģijas centrs veic Speciālās atļaujas darbībām ar

Sīkāk

Microsoft Word - Ti-085 Atskaite Nr 9_1.docx

Microsoft Word - Ti-085 Atskaite Nr 9_1.docx EIROPAS REĢIONĀLĀS ATTĪSTĪBAS FONDS Elektrosārņu process labākai titāna nogulsnējumu morfoloģijai Projekts Nr. 1.1.1.1./16/A/85 ( Progresa ziņojums 9/1) 2019 01.01 31.03. *Projekta zinātniskais vadītājs:

Sīkāk

4. GRAVITĀCIJA UN KUSTĪBA GRAVITĀCIJAS LAUKĀ Temata apraksts Skolēnam sasniedzamo rezultātu ceļvedis Uzdevumu piemēri Stundas piemērs F_10_SP_04_P1 Br

4. GRAVITĀCIJA UN KUSTĪBA GRAVITĀCIJAS LAUKĀ Temata apraksts Skolēnam sasniedzamo rezultātu ceļvedis Uzdevumu piemēri Stundas piemērs F_10_SP_04_P1 Br 4. GRAVITĀCIJA UN KUSTĪBA GRAVITĀCIJAS LAUKĀ Temata apraksts Skolēnam sasniedzamo rezultātu ceļvedis Uzdevumu piemēri Stundas piemērs F_10_SP_04_P1 Brīvās krišanas paātrinājums Skolēna darba lapa F_10_SP_04_P2

Sīkāk

Krājumā saīsinātā pierakstā sniegti pamatskolas ģeometrijas kursā sastopamie galvenie ģeometriskie jēdzieni, figūru īpašības, teorēmu formulējumi un a

Krājumā saīsinātā pierakstā sniegti pamatskolas ģeometrijas kursā sastopamie galvenie ģeometriskie jēdzieni, figūru īpašības, teorēmu formulējumi un a Krājumā saīsinātā pierakstā sniegti pamatskolas ģeometrijas kursā sastopamie galvenie ģeometriskie jēdzieni, figūru īpašības, teorēmu formulējumi un aprēķinu formulas, kas nepieciešamas, risinot uzdevumus.

Sīkāk

Sērijas apraksts: Wilo-Yonos PICO Līdzīgs attēlā redzamajam piemēram Modelis Aprīkojums / funkcija Slapjā rotora cirkulācijas sūknis ar skrūvsavienoju

Sērijas apraksts: Wilo-Yonos PICO Līdzīgs attēlā redzamajam piemēram Modelis Aprīkojums / funkcija Slapjā rotora cirkulācijas sūknis ar skrūvsavienoju Sērijas apraksts: Wilo-Yonos PICO Līdzīgs attēlā redzamajam piemēram Modelis Aprīkojums / funkcija Slapjā rotora cirkulācijas sūknis ar skrūvsavienojumu, bloķējošās strāvas pārbaudes EC motors un integrēta

Sīkāk

1

1 . Ļ Uzdevumos. 5. apvelc pareizai atbildei atbilstošo burtu. 75 minūtes ir: 0.75 h.5 h. h.5 h. Sešstūra piramīdas skaldņu skaits ir: 6 7 8. Izteiksmes log vērtība ir: -. Nevienādības x 0atrisinājums ir

Sīkāk

TEHNISKĀ SPECIFIKĀCIJA Endoskopijas kabineta aprīkojumam jābūt jaunam, ražotam 2018.gadā, kurš savienojams ar slimnīcā esošo videoendoskopu GIF-Q165 u

TEHNISKĀ SPECIFIKĀCIJA Endoskopijas kabineta aprīkojumam jābūt jaunam, ražotam 2018.gadā, kurš savienojams ar slimnīcā esošo videoendoskopu GIF-Q165 u TEHNISKĀ SPECIFIKĀCIJA Endoskopijas kabineta aprīkojumam jābūt jaunam, ražotam 2018.gadā, kurš savienojams ar slimnīcā esošo videoendoskopu GIF-Q165 un videokolonoskopu CF-Q165. Nr. p.k. Tehniskie parametri

Sīkāk

/Logo/ UAB GEOBALTIC Savanoriu 11A-76, LT Viļņa, Lietuva, tel: , web: KARJERĀ TŪRKALNE

/Logo/ UAB GEOBALTIC Savanoriu 11A-76, LT Viļņa, Lietuva, tel: ,   web:   KARJERĀ TŪRKALNE /Logo/ UAB GEOBALTIC Savanoriu 11A-76, LT-03116 Viļņa, Lietuva, tel: +370 699 54953, e-mail: info@geobaltic.lt, web: www.geobaltic.lt KARJERĀ TŪRKALNE DOLOMĪTA SPRIDZINĀŠANAS LAIKĀ IZRAISĪTO SVĀRSTĪBU

Sīkāk

Datu lapa: Wilo-Stratos PICO 25/1-4 Raksturlīknes Δp-c (konstants) v 3 4 Rp ½ 0,4 0,8 1,2 Rp 1 m/s 0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 Rp 1¼ H/m Wilo-Strato

Datu lapa: Wilo-Stratos PICO 25/1-4 Raksturlīknes Δp-c (konstants) v 3 4 Rp ½ 0,4 0,8 1,2 Rp 1 m/s 0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 Rp 1¼ H/m Wilo-Strato Datu lapa: Wilo-Stratos PICO 25/1-4 Raksturlīknes Δp-c (konstants) 1 2 v 3 4 Rp ½,4,8 1,2 Rp 1 m/s,2,4,6,8 1, Rp 1¼ H/m Wilo-Stratos PICO 15/1-4, 25/1-4, 3/1-4 1~23 V - Rp ½, Rp 1, Rp 1¼ 4 Atļautie sūknējamie

Sīkāk

3

3 37. teksta pielikums Pārskats Hidroģeoloģiskās izpētes rezultāti objektā Dolomīta atradne Arēni Kalnagrāvīši Ropažu novadā Pārskatu sagatavoja: Oļģerts Aleksāns Hidroģeologs Rīga, 2014. SATURS Ievads...

Sīkāk

Klimata valoda eksperimenta būtība Klimats vai laikapstākļi? Kurš ir kurš? Kas ir kas? Laikapstākļi ir tas, ko mēs šobrīd redzam aiz loga. Var būt sau

Klimata valoda eksperimenta būtība Klimats vai laikapstākļi? Kurš ir kurš? Kas ir kas? Laikapstākļi ir tas, ko mēs šobrīd redzam aiz loga. Var būt sau Klimata valoda eksperimenta būtība Klimats vai laikapstākļi? Kurš ir kurš? Kas ir kas? Laikapstākļi ir tas, ko mēs šobrīd redzam aiz loga. Var būt saulains, līt lietus vai snigt sniegs, pūst stiprs vējš

Sīkāk

Mācību sasniegumu vērtēšanas formas un metodiskie paņēmieni

Mācību sasniegumu vērtēšanas formas un metodiskie paņēmieni 3.pielikums Vērtēšanas formas (pēc vietas mācību procesā) Ievadvērtēšana mācību procesa sākumā pirms temata vai mācību priekšmeta apguves, nosakot izglītojamā zināšanu un prasmju apguves līmeni, lai pieņemtu

Sīkāk

SATURS Astronomu sanāksme Rīgā /. Ikaunieks Zvaigžņu neredzamie pavadoņi A. Deičs Pasaule kļūst vienkāršāka U. Dzervitis Kas jauns astronomijā Padomju

SATURS Astronomu sanāksme Rīgā /. Ikaunieks Zvaigžņu neredzamie pavadoņi A. Deičs Pasaule kļūst vienkāršāka U. Dzervitis Kas jauns astronomijā Padomju SATURS Astronomu sanāksme Rīgā /. Ikaunieks Zvaigžņu neredzamie pavadoņi A. Deičs Pasaule kļūst vienkāršāka U. Dzervitis Kas jauns astronomijā Padomju kosmiskā raķete uz Mēness Z. Alksne 20 Kā Venera aptumšoja

Sīkāk

Komandu olimpiāde Bermudu trijstūris Katru uzdevumu vērtē ar 0 5 punktiem. Risināšanas laiks - 3 astronomiskās stundas Uzdevumi 7. klasei 1. Doti 5 sk

Komandu olimpiāde Bermudu trijstūris Katru uzdevumu vērtē ar 0 5 punktiem. Risināšanas laiks - 3 astronomiskās stundas Uzdevumi 7. klasei 1. Doti 5 sk Komandu olimpiāde Bermudu trijstūris Katru uzdevumu vērtē ar 0 5 punktiem. Risināšanas laiks - 3 astronomiskās stundas Uzdevumi 7. klasei 1. Doti 5 skaitļi. Katru divu skaitļu summa ir lielāka par 4. Pierādīt,

Sīkāk

Valsts bioloģijas olimpiāde klase Teorētiskie uzdevumi Dalībnieka kods 1. uzdevums (10 p) Sportistu energoapgādi limitējošais faktors vienmēr

Valsts bioloģijas olimpiāde klase Teorētiskie uzdevumi Dalībnieka kods 1. uzdevums (10 p) Sportistu energoapgādi limitējošais faktors vienmēr 1. uzdevums (10 p) Sportistu energoapgādi limitējošais faktors vienmēr ir ogļhidrāti neatkarīgi no tā, cik lieli ir tauku uzkrājumi ķermenī. Uzkrātās ogļhidrātu rezerves ir visai ierobežotas: aknās vidēji

Sīkāk

Microsoft Word - Daugavgriva_SEG_08.doc

Microsoft Word - Daugavgriva_SEG_08.doc 1(8) Pārskats par siltumnīcefekta gāzu emisiju 2008. gadā I. Ziņas par operatoru 2.pielikums Ministru kabineta 2004.gada 7.septembra noteikumiem 778 Operators: nosaukums vai vārds un uzvārds Akciju sabiedrība

Sīkāk

Microsoft Word - du_5_2005.doc

Microsoft Word - du_5_2005.doc 005, Pēteris Daugulis BŪLA (BINĀRĀS) FUNKCIJAS UN/VAI MATEMĀTISKĀ LOĢIKA Lietderīgi pētīt funkcijas, kuru argumenti un vērtības ir bināras virknes. Kopa {0,} tiek asociēta ar {jā, nē} vai {patiess, aplams}.

Sīkāk

Masu plānošanas pamati. Tēma 6

Masu plānošanas pamati. Tēma 6 Tēma #6 MEDIJU PLĀNOŠANAS PROCESS. Konstantīns Kuzikovs RISEBAA 2015 Sākotnējo datu izpēte Mediju plānošanas uzdevumu un mērķu formulēšana Mediju plāna izstrāde Brīfs/ galvenās veicamā darba vadlīnijas

Sīkāk

PowerPoint Presentation

PowerPoint Presentation Tālizpētes datu izmantošana ESRI programmatūrā Harijs Ijabs Rīga, 2017 Lauku atbalsta dienests Lauku atbalsta dienests (LAD) ir Zemkopības ministrijas padotībā esoša valsts tiešās pārvaldes iestāde, kas

Sīkāk

Speckurss materiālu pretestībā 10. lekcija

Speckurss materiālu pretestībā 10. lekcija Speckurss materiālu pretestībā 10. lekcija Balstu reakciju un piepūļu aprēķins izmantojot ietekmes līnijas Ietekmes līnijas dod iespēju aprēķināt balstu reakcijas un iekšējās piepūles šķēlumā, kuram tās

Sīkāk

SATURS Ūdeņraža monobromatiskais radioslarojums un Galaktik: uzbūve 5. Pikelners... Kosmiskie lidojumi un relativitātes teorija U. Dzērvilis 8 Kas jau

SATURS Ūdeņraža monobromatiskais radioslarojums un Galaktik: uzbūve 5. Pikelners... Kosmiskie lidojumi un relativitātes teorija U. Dzērvilis 8 Kas jau SATURS Ūdeņraža monobromatiskais radioslarojums un Galaktik: uzbūve 5. Pikelners... Kosmiskie lidojumi un relativitātes teorija U. Dzērvilis 8 Kas jauns astronomijā Reiss «Zeme Mēness» G. Rozenfelds. 27

Sīkāk

Jaunums! ZANDA POLAR - izturīgs jumts matētos, dabīgos krāsu toņos

Jaunums! ZANDA POLAR - izturīgs jumts matētos, dabīgos krāsu toņos ZANDA POLAR - izturīgs jumts Betona dakstiņš ar matētu virsmu ir lielisks Zanda klāsta papildinājums Mēs esam padarījuši Zanda klāstu spēcīgāku, papildinot to ar jauno, matēto betona dakstiņu Polar. Šī

Sīkāk

Folie 1

Folie 1 Priekšnosacījumi un izaicinājumi modernai koka būvniecībai Latvijā Andrejs Domkins Meža un koksnes produktu pētniecības un attīstības institūts SIA (MeKA) Koks ir izcils konstrukciju materiāls 100 m 190

Sīkāk

skaitampuzle instrukcija

skaitampuzle instrukcija MUZLE SKAITĀMPUZLE UZDEVUMU VARIANTI ARITMĒTIKAS PAMATU APGŪŠANAI. 1. 1. Saliek pamatni ar 10 rindām (pirmajā rindā 1 kauliņš, apakšējā 10 kauliņi). Kauliņus aiz apļiem atstāj tukšus. Skaita kauliņus katrā

Sīkāk

Saturs Sākums Beigas Atpakaļ Aizvērt Pilns ekrāns 1 DAUGAVPILS UNIVERSITĀTE Dabaszinātņu un matemātikas fakultāte Matemātikas katedra Maǧistra studiju

Saturs Sākums Beigas Atpakaļ Aizvērt Pilns ekrāns 1 DAUGAVPILS UNIVERSITĀTE Dabaszinātņu un matemātikas fakultāte Matemātikas katedra Maǧistra studiju 1 DAUGAVPILS UNIVERSITĀTE Dabaszinātņu un matemātikas fakultāte Matemātikas katedra Maǧistra studiju programma Matemātika Studiju kurss Diskrētā matemātika 5.lekcija Docētājs: Dr. P. Daugulis 2012./2013.studiju

Sīkāk

Presentation

Presentation Futbola spēles prasības Sporta skolotāju profesionālo un pedagoģisko kompetenču pilnveide inovatīvo pieeju pielietošanā skolēnu fizisko spēju attīstīšanai 17.03.2014 Futbola mērķis: Uzvarēt Futbola momenti:

Sīkāk

BAXI Premium klases kondensācijas gāzes katls Luna Platinum+ Izvēlies sev labāko! Noņemams vadības panelis ar lielu teksta displeju, iestatījumu un iz

BAXI Premium klases kondensācijas gāzes katls Luna Platinum+ Izvēlies sev labāko! Noņemams vadības panelis ar lielu teksta displeju, iestatījumu un iz Luna Platinum+ Izvēlies sev labāko! Noņemams vadības panelis ar lielu teksta displeju, iestatījumu un izvēlnes taustiņiem, tiek iekļauts katla komplektācijā Plašs modulācijas diapazons 1 10: samazināts

Sīkāk

Latvijas Universitātes 74. zinātniskā konference

Latvijas Universitātes 74. zinātniskā konference Klimats skolēnu zinātniski pētnieciskajos darbos: idejas un risinājumi, meklējumi un atradumi Mg. geogr. Andris Ģērmanis, Rīgas Valsts 2. ģimnāzija Klimats no A līdz Z, Latvijas Universitāte, 26.02.2016.

Sīkāk

Microsoft Word - Papildmaterials.doc

Microsoft Word - Papildmaterials.doc SATURS DARBĪBAS AR DARBGRĀMATAS LAPĀM... 2 1.1. Pārvietošanās pa lapām...2 1.2. Lapas nosaukuma maiņa...3 1.3. Jaunas darblapas pievienošana...3 1.4. Lapas pārvietošana un dublēšana, lietojot peli...4

Sīkāk

Microsoft Word - Parskats_Kraslava_2007.doc

Microsoft Word - Parskats_Kraslava_2007.doc SIA Krāslavas nami Pārskats par siltumnīcefekta gāzu emisiju 2007. gadā Saturs I. Ziņas par operatoru...3 II. Vispārīga informācija par piesārņojošajām darbībām...4 III. Emisijas aprēķini sadedzināšanas

Sīkāk

Social Activities and Practices Institute 1 Victor Grigorovich Street, Sofia 1606, Bulgaria Phone: Kas ir

Social Activities and Practices Institute 1 Victor Grigorovich Street, Sofia 1606, Bulgaria Phone: Kas ir Kas ir interaktīvās studijas? Iztrādāja: Nelija Petrova-Dimitrova Uzdevums 1 Interaktīvās studijas ir mijiedarbība, nevis iedarbība! Uzdevums 2 Interaktīvo studiju pamatā ir grupas dinamika! Grupa ir apmācību

Sīkāk

Dual TEMP PRO

Dual TEMP PRO Dual TEMP PRO 1 Darbības instrukcija Rezultāta nolasījums 5 Ievietotas zondes nolasījums HACCP pārbaudes gaismas diods (LED) SCAN poga (infrasarkanā) Režīma poga Zondes poga (zondes ievietošanas) Ievads

Sīkāk

IEVADS

IEVADS SIA Estonian, Latvian & Lithuanian Environment Kūdras izstrādes procesa Kalnasalas (Beržovkas) purvā radītā trokšņa novērtējums Rīga, 2017. gada marts SATURS IEVADS... 3 1. PROGRAMMATŪRA UN APRĒĶINU METODES...

Sīkāk

8.TEMATS RIŅĶI UN DAUDZSTŪRI Temata apraksts Skolēnam sasniedzamo rezultātu ceļvedis Uzdevumu piemēri M_10_SP_08_P1 Ar riņķa līniju saistītie leņķi Sk

8.TEMATS RIŅĶI UN DAUDZSTŪRI Temata apraksts Skolēnam sasniedzamo rezultātu ceļvedis Uzdevumu piemēri M_10_SP_08_P1 Ar riņķa līniju saistītie leņķi Sk 8.TEMTS RIŅĶI UN DUDZSTŪRI Temata apraksts Skolēnam sasniedzamo rezultātu ceļvedis Uzdevumu piemēri M_10_SP_08_P1 r riņķa līniju saistītie leņķi Skolēna darba lapa M_10_UP_08_P1 pvilkts daudzstūris Skolēna

Sīkāk

Apgaismes produktu izpārdošanas cenas 2019

Apgaismes produktu izpārdošanas cenas 2019 Ielu gaismeklis 1x250W E40 IP65 HORNET 250S Montāžas metode: No augšas/sāniem Spuldze: Augstspiediena nātrija spuldze Spuldzes turētājs: E40 Nosegvāka materiāls: Plastmass matēts Staba augšas diametrs:

Sīkāk

Microsoft Word - 1_Teritorijas_izmantosanas_un_apbuves_noteikumi.doc

Microsoft Word - 1_Teritorijas_izmantosanas_un_apbuves_noteikumi.doc Teritorijas izmantošana un apbūves noteikumi 1 Teritorijas izmantošana (zonējums), apbūves noteikumi Ķīpsalas teritorijas izmantošanas (zonējuma) pamatā likti iepriekš minētie nozīmīgie faktori, lai veicinātu

Sīkāk

Microsoft Word - 5_Mehaniskaas_iipash-3.doc

Microsoft Word - 5_Mehaniskaas_iipash-3.doc 5.3.11. ĶERMEŅU SAGRŪŠANA: PLASTISKĀ UN TRAUSLĀ SAGRŪŠANA Pietiekami lielu spriegumu gadījumā attālumi, kuros struktūrvienības pārvietojas var pārsniegt saišu darbības rādiusu r S. Saites sabrūk, kā rezultātā

Sīkāk

VENTSPILS AUGSTSKOLA INFORMĀCIJAS TEHNOLOĢIJU FAKULTĀTE MAĢISTRA DARBS UZTVEROŠĀS SISTĒMAS IZSTRĀDE RADIOASTRONOMISKAJIEM NOVĒROJUMIEM L DIAPAZONĀ Aut

VENTSPILS AUGSTSKOLA INFORMĀCIJAS TEHNOLOĢIJU FAKULTĀTE MAĢISTRA DARBS UZTVEROŠĀS SISTĒMAS IZSTRĀDE RADIOASTRONOMISKAJIEM NOVĒROJUMIEM L DIAPAZONĀ Aut VENTSPILS AUGSTSKOLA INFORMĀCIJAS TEHNOLOĢIJU FAKULTĀTE MAĢISTRA DARBS UZTVEROŠĀS SISTĒMAS IZSTRĀDE RADIOASTRONOMISKAJIEM NOVĒROJUMIEM L DIAPAZONĀ Autors Ventspils Augstskolas Informācijas tehnoloģiju

Sīkāk

Tehniskās prasības darbam ar VISMA Horizon un HoP Aktualizēts

Tehniskās prasības darbam ar VISMA Horizon un HoP Aktualizēts Tehniskās prasības darbam ar VISMA Horizon un HoP Aktualizēts 21.08.2019. 2 Saturs Interneta pieslēgums 4 Darbstacija un ierīces 4 DBVS serveris 6 Servera rekomendācijas 6 Horizon datu bāzu vadības sistēmas

Sīkāk

2

2 2. pielikums Ministru kabineta 2004. gada 7. septembra noteikumiem 778 Pārskats par siltumnīcefekta gāzu emisiju 2012. gadā 1. Ziņas par operatoru 1. Operators: 1.1. nosaukums vai vārds un uzvārds SIA

Sīkāk

KUPOLS Mājas lapa: Facebook: Twitter:

KUPOLS Mājas lapa:   Facebook:   Twitter: Mājas lapa: www.kupols.lv Facebook: www.facebook.com/kupols Twitter: www.twitter.com/kupols_lv SATURS 3 5 7 11 15 17 21 Par uzņēmumu Lapene Vasarnīca Birojs Birojs Mini Pirts Kontakti 1 PAR UZŅĒMUMU Lode

Sīkāk

MAKETS.indd

MAKETS.indd Saturs Priekšvārds... 7 Aīda Rancāne ZIEMASSVĒTKU GRĀMATA VECĀKIEM UN SKOLOTĀJIEM I DAĻA LAIKS... 10 Gads. Saulgrieži... 10 Ziema vasara. Saules ceļš... 14 Svētku laiks. Svētie vakari... 16 Kalendārs.

Sīkāk

PRIME NEW PIE SIENAS STIPRINĀMS GĀZES KONDENSĀCIJAS KATLS

PRIME NEW PIE SIENAS STIPRINĀMS GĀZES KONDENSĀCIJAS KATLS NEW PIE SIENAS STIPRINĀMS GĀZES KONDENSĀCIJAS KATLS Ideāli piemērots nomainot tradicionālos apkures katlus jaunais kondensācijas katlu klāsts iekļauj sevī divus modeļus, 24 un 28 kw apkurei un karstā 24

Sīkāk

Vēja elektrostaciju parku Dobele un Pienava būvniecība Dobeles un Tukuma novados Ietekmes uz vidi novērtējuma sākotnējās sabiedriskās apspriešanas mat

Vēja elektrostaciju parku Dobele un Pienava būvniecība Dobeles un Tukuma novados Ietekmes uz vidi novērtējuma sākotnējās sabiedriskās apspriešanas mat Vēja elektrostaciju parku Dobele un Pienava būvniecība Dobeles un Tukuma novados Ietekmes uz vidi novērtējuma sākotnējās sabiedriskās apspriešanas materiāli Rīga, 2017. gada oktobris Vides pārraudzības

Sīkāk

Komandu sacensības informātikā un matemātikā Cēsis 2017 Izteiksmes Fināla uzdevumi Aplūkosim aritmētiskas izteiksmes, kurās tiek izmantoti deviņi atšķ

Komandu sacensības informātikā un matemātikā Cēsis 2017 Izteiksmes Fināla uzdevumi Aplūkosim aritmētiskas izteiksmes, kurās tiek izmantoti deviņi atšķ Izteiksmes Aplūkosim aritmētiskas izteiksmes, kurās tiek izmantoti deviņi atšķirīgi viencipara naturāli skaitļi un astoņas aritmētisko darbību zīmes (katra no tām var būt tikai +, -, * vai /). Iekavas

Sīkāk

CEĻVEDIS PIRCĒJIEM LED spuldzes Apgaismojuma revolūcija Dzīvot ar LED spuldzēm ir viegli, skaisti un ekonomiski. Tās patērē daudz mazāk elektroenerģij

CEĻVEDIS PIRCĒJIEM LED spuldzes Apgaismojuma revolūcija Dzīvot ar LED spuldzēm ir viegli, skaisti un ekonomiski. Tās patērē daudz mazāk elektroenerģij CEĻVEDIS PIRCĒJIEM LED spuldzes Apgaismojuma revolūcija Dzīvot ar LED spuldzēm ir viegli, skaisti un ekonomiski. Tās patērē daudz mazāk elektroenerģijas, tām ir izcils dizains un laba gaismas kvalitāte,

Sīkāk

Microsoft Word - Lekcija_Nr3.doc

Microsoft Word - Lekcija_Nr3.doc INFORMĀCIJAS MEKLĒŠANA Jebkuru pētniecības darbu uzsākot, pētniekam ir jāiepazīstas ar informāciju par risināmo jautājumu, t.i., pēc iespējas pilnīgi jāizstudē pieejamā literatūra, kas attiecas uz izraudzīto

Sīkāk

Komisijas Regula (EK) Nr. 640/2009 (2009. gada 22. jūlijs) par Eiropas Parlamenta un Padomes Direktīvas 2005/32/EK īstenošanu attiecībā uz ekodizaina

Komisijas Regula (EK) Nr. 640/2009 (2009. gada 22. jūlijs) par Eiropas Parlamenta un Padomes Direktīvas 2005/32/EK īstenošanu attiecībā uz ekodizaina L 191/26 Eiropas Savienības Oficiālais Vēstnesis 23.7.2009. KOMISIJAS REGULA (EK) Nr. 640/2009 (2009. gada 22. jūlijs) par Eiropas Parlamenta un Padomes Direktīvas 2005/32/EK īstenošanu attiecībā uz ekodizaina

Sīkāk

Eiro viltojumi Latvijā

Eiro viltojumi Latvijā Eiro drošības pazīmes un to pārbaude Andris Tauriņš Kases un naudas apgrozības pārvaldes Naudas tehnoloģiju daļas vadītājs 5, 10, 20 eiro naudas zīmes 120 x 62 mm 127 x 67 mm 133 x 72 mm Jaunā 5 eiro naudas

Sīkāk

Vides aspektu apzināšana II. Izejvielu, ūdens, notekūdens, atkritumu, gaisa, trokšņu, smaku un augsnes piesārņojuma audits

Vides aspektu apzināšana II. Izejvielu, ūdens, notekūdens, atkritumu, gaisa, trokšņu, smaku un augsnes piesārņojuma audits Vides aspektu apzināšana II. Izejvielu, ūdens, notekūdens, atkritumu, gaisa, trokšņu, smaku un augsnes piesārņojuma audits 1. PIEREDZES STĀSTS... 3 2. IZEJVIELU, ŪDENS, NOTEKŪDENS, ATKRITUMU, GAISA, TROKŠŅU,

Sīkāk

Microsoft Word - Abele

Microsoft Word - Abele LATVIJAS MĀKSLAS AKADĒMIJA Kalpaka bulvāris 13, Rīga, Latvija, LV-1867; Reģ. Nr. 90000029965 tālr.+371 67332202, +371 67221770; fakss +371 67228963 Diploma pielikums ir sastādīts saskaņā ar modeli, kuru

Sīkāk

Bioekonomikas attīstības iespējas Latvijā

Bioekonomikas attīstības iespējas Latvijā Šeit top veiksmīgas karjeras Bioekonomikas attīstības iespējas Latvijā IV Pasaules latviešu zinātnieku kongress 2018.gada 18.-20.jūnijs Irina Pilvere Rektore, profesore www.llu.lv Kāpēc bioekonomikas attīstība

Sīkāk

Datu lapa: Wilo-TOP-Z 30/10 (1~230 V, PN 10, RG) Raksturlīknes Maiņstrāva H/m v 0 0,5 1 1,5 2 2,5 3 min. Wilo-TOP-Z 30/10 1~230V - Rp 1¼

Datu lapa: Wilo-TOP-Z 30/10 (1~230 V, PN 10, RG) Raksturlīknes Maiņstrāva H/m v 0 0,5 1 1,5 2 2,5 3 min. Wilo-TOP-Z 30/10 1~230V - Rp 1¼ Datu lapa: Wilo-TOP-Z 3/1 (1~23 V, PN 1, RG) Raksturlīknes Maiņstrāva H/m 9 8 7 6 5 4 3 v,5 1 1,5 2 2,5 3 Wilo-TOP-Z 3/1 1~23V - Rp 1¼ m/s Atļautie sūknējamie šķidrumi (citi šķidrumi pēc pieprasījuma)

Sīkāk

MKN grozījumi

MKN grozījumi Latvijas graudu nozares attīstības tendences Rigonda Krieviņa 22.10.2015. Latvijas graudu un rapša sējumu platības, kopraža un ražība 2 Graudu kopraža (tūskt.t) un platība (tūkst.ha) Ražība, t/ha Latvijas

Sīkāk

1020 SIA Knauf, Daugavas iela 4, Saurieši, Stopiņu nov., LV-2118, Latvija CPD Knauf Termo Plus M, ETA 10/0320 sask. ar ETAG 004 Nr.

1020 SIA Knauf, Daugavas iela 4, Saurieši, Stopiņu nov., LV-2118, Latvija CPD Knauf Termo Plus M, ETA 10/0320 sask. ar ETAG 004 Nr. 1020 SIA Knauf, Daugavas iela 4, Saurieši, Stopiņu nov., LV-2118, Latvija 10 1020 CPD 020-024918 Knauf Termo Plus M, ETA 10/0320 sask. ar ETAG 004 Nr. 0115 Knauf Termo Plus M Ārējās siltumizolācijas kombinētā

Sīkāk

Saturs Sākums Beigas Atpakaļ Aizvērt Pilns ekrāns 1 DAUGAVPILS UNIVERSITĀTE Dabaszinātņu un matemātikas fakultāte Matemātikas katedra Bakalaura studij

Saturs Sākums Beigas Atpakaļ Aizvērt Pilns ekrāns 1 DAUGAVPILS UNIVERSITĀTE Dabaszinātņu un matemātikas fakultāte Matemātikas katedra Bakalaura studij 1 DAUGAVPILS UNIVERSITĀTE Dabaszinātņu un matemātikas fakultāte Matemātikas katedra Bakalaura studiju programma Matemātika Studiju kurss Lineārā algebra I 5.lekcija Docētājs: Dr. P. Daugulis 2012./2013.studiju

Sīkāk

2019 QA_Final LV

2019 QA_Final LV 2019. gada ex-ante iemaksas Vienotajā noregulējuma fondā (VNF) Jautājumi un atbildes Vispārēja informācija par aprēķinu metodoloģiju 1. Kāpēc salīdzinājumā ar pagājušo gadu ir mainījusies aprēķinu metode,

Sīkāk

PowerPoint Presentation

PowerPoint Presentation DAUGAVPILS UNIVERSITĀTES STUDIJU PROGRAMMAS SKOLOTĀJA KVALIFIKĀCIJAS IEGŪŠANAI Prof. Arvīds Barševskis LR Saeimas Ilgtspējīgas attīstības komisijas un Izglītības un zinātnes ministrijas praktiskā konference

Sīkāk

EIROPAS KOMISIJA Briselē, COM(2016) 618 final KOMISIJAS ZIŅOJUMS Ziņojums, lai atvieglotu Eiropas Savienībai noteiktā daudzuma aprēķināšanu

EIROPAS KOMISIJA Briselē, COM(2016) 618 final KOMISIJAS ZIŅOJUMS Ziņojums, lai atvieglotu Eiropas Savienībai noteiktā daudzuma aprēķināšanu EIROPAS KOMISIJA Briselē, 23.9.2016. COM(2016) 618 final KOMISIJAS ZIŅOJUMS Ziņojums, lai atvieglotu Eiropas Savienībai noteiktā daudzuma aprēķināšanu, un ziņojums, lai atvieglotu Savienībai, tās dalībvalstīm

Sīkāk

1020 SIA Knauf, Daugavas iela 4, Saurieši, Stopiņu nov., LV-2118, Latvija CPD Knauf Termo Plus P, ETA 10/0390 sask. ar ETAG 004 Nr.

1020 SIA Knauf, Daugavas iela 4, Saurieši, Stopiņu nov., LV-2118, Latvija CPD Knauf Termo Plus P, ETA 10/0390 sask. ar ETAG 004 Nr. 1020 SIA Knauf, Daugavas iela 4, Saurieši, Stopiņu nov., LV-2118, Latvija 10 1020 CPD 020-024916 Knauf Termo Plus P, ETA 10/0390 sask. ar ETAG 004 Nr. 0115 Knauf Termo Plus P Ārējās siltumizolācijas kombinētā

Sīkāk

CR 90 Crystaliser Trīskārša aizsardzība pret ūdeni 1. Blīvējošais pārklājums 2. Kristalizācijas process tiek novērsta ūdens iekļūšana materiālā 3. Mik

CR 90 Crystaliser Trīskārša aizsardzība pret ūdeni 1. Blīvējošais pārklājums 2. Kristalizācijas process tiek novērsta ūdens iekļūšana materiālā 3. Mik Trīskārša aizsardzība pret ūdeni 1. Blīvējošais pārklājums 2. Kristalizācijas process tiek novērsta ūdens iekļūšana materiālā 3. Mikroplaisu blīvēšana betonā Trīskārša aizsardzība pret ūdeni ir vairāk

Sīkāk

Microsoft Word - SEG_ atskaite_Bolderaja_2008.doc

Microsoft Word - SEG_ atskaite_Bolderaja_2008.doc SIA Bolderaja Ltd Pārskats par siltumnīcefekta gāzu emisiju 2008.gadā. Saturs I. Ziņas par operatoru.. 3 II. Vispārīga informācija par piesārņojošām darbībām. 4 III. Emisijas aprēķini sadedzināšanas procesiem

Sīkāk

Saturs Sākums Beigas Atpakaļ Aizvērt Pilns ekrāns 1 DAUGAVPILS UNIVERSITĀTE Dabaszinātņu un matemātikas fakultāte Matemātikas katedra Bakalaura studij

Saturs Sākums Beigas Atpakaļ Aizvērt Pilns ekrāns 1 DAUGAVPILS UNIVERSITĀTE Dabaszinātņu un matemātikas fakultāte Matemātikas katedra Bakalaura studij 1 DAUGAVPILS UNIVERSITĀTE Dabaszinātņu un matemātikas fakultāte Matemātikas katedra Bakalaura studiju programma Matemātika Studiju kurss Lineārā algebra II 4.lekcija Docētājs: Dr. P. Daugulis 2012./2013.studiju

Sīkāk

DETALPLANOJUMA_1.REDAKCIJA (1)

DETALPLANOJUMA_1.REDAKCIJA (1) 1. PASKAIDROJUMA RAKSTS 1.1. IEVADS Detālplānojuma grozījumi Cidoniju iela 47 izstrāde, uzsākta atbilstoši Stopiņu novada domes 2016. gada 14. septembra lēmumam Nr.82 Par detālplānojuma Saulīši (1.z.g.),

Sīkāk

Stollar espresso kafijas automāti Ideālai kafijai nepieciešama precizitāte. Katrreiz.

Stollar espresso kafijas automāti Ideālai kafijai nepieciešama precizitāte. Katrreiz. Stollar espresso kafijas automāti Ideālai kafijai nepieciešama precizitāte. Katrreiz. www.stollar.eu The Dual Boiler Pirmais sadzīves kafijas automāts, kas atbilst Zelta standarta prasībām. Tomēr būtībā

Sīkāk

The Finnish Quality Since 1960 SNIEGS LEDUS DROŠĪBA UZ JUMTA Sniega barjeras Jumta laipas Kāpnes Nožogojumi

The Finnish Quality Since 1960 SNIEGS LEDUS DROŠĪBA UZ JUMTA Sniega barjeras Jumta laipas Kāpnes Nožogojumi The Finnish Quality Since 1960 SNIEGS LEDUS DROŠĪBA UZ JUMTA Sniega barjeras Jumta laipas Kāpnes Nožogojumi SOMU PROFESIONALITĀTES TRADĪCIJAS KOPŠ 1960. GADA ORIMA darbības tradīcijas ir aizsākušās jau

Sīkāk

PowerPoint Presentation

PowerPoint Presentation Rīgas Tehniskās universitātes Ģeomātikas katedra LU 77. SZK sekcija «Ģeodinamika un ģeokosmiskie pētījumi 2019» Jānis Kaminskis, Mārtiņš Reiniks, Anete Kiopa 22.03.2019. 1 Atrašanās vieta 2 56 56'39.3"N

Sīkāk

KRĒSLI

KRĒSLI Tehniskā specifikācija 3.pielikums iepirkuma Nr. VNP 2015/8 Nolikumam N.p.k Attēls Nosaukums, apraksts 1. Sekcija-rotaļlietu plaukts krāsaina. 1. Pielikums Sekcija- rotaļlietu plaukts. 1. Pielikums. Sekcija

Sīkāk

PowerPoint Presentation

PowerPoint Presentation Latvijas Universitāte LU 75. zinātniskā konference Sekcija Ģeomātika DRONU / BEZPILOTA LIDAPARĀTU IZMANTOŠANAS TIESISKAIS ASPEKTS Artis Markots ĢIS ražošanas vadītājs SIA METRUM Jomu regulējošie normatīvie

Sīkāk

Rīgā gada. aprīlī LĪGUMS Nr. LB-07/2014/180 Par iebūvējamā skapja piegādi un uzstādīšanu Latvijas Bankas ēkā Poruka prospektā 12, Jūrmalā (iepir

Rīgā gada. aprīlī LĪGUMS Nr. LB-07/2014/180 Par iebūvējamā skapja piegādi un uzstādīšanu Latvijas Bankas ēkā Poruka prospektā 12, Jūrmalā (iepir Rīgā 2014. gada. aprīlī LĪGUMS Nr. LB-07/2014/180 Par iebūvējamā skapja piegādi un uzstādīšanu Latvijas Bankas ēkā Poruka prospektā 12, Jūrmalā (iepirkums LB/2014/36) Latvijas Banka (tālāk tekstā PASŪTĪTĀJS)

Sīkāk

Microsoft Word - Latv_Gaze_SEG atskaite 2007.doc

Microsoft Word - Latv_Gaze_SEG atskaite 2007.doc 2.pielikums Ministru kabineta 2004.gada 7.septembra noteikumiem Nr.778 Pārskats par siltumnīcefekta gāzu emisiju 2007. gadā I. Ziņas par operatoru 1. Operators: 1.1. nosaukums vai vārds un uzvārds Akciju

Sīkāk

Studiju programmas nosaukums

Studiju programmas nosaukums Latvijas augstāko izglītības iestāžu ieguldījums mērniecības izglītībā Latvijā Jauno jomas speciālistu sagatavošana Latvijas Lauksaimniecības specialitātē Vivita Puķīte LLU VBF Zemes pārvaldības un ģeodēzijas

Sīkāk

Logatherm WPS 10K L A ++ A + A B C D E F G A ++ A B C D E F G A 51 db kw kw kw db /2013

Logatherm WPS 10K L A ++ A + A B C D E F G A ++ A B C D E F G A 51 db kw kw kw db /2013 51 d 11 11 11 kw kw kw d 2015 811/2013 2015 811/2013 Izstrādājuma datu lapa par energopatēriņu Turpmākie izstrādājuma dati atbilst S regulu 811/2013, 812/2013, 813/2013 un 814/2013 prasībām, ar ko papildina

Sīkāk

Atskaites koncerts 25.aprīlī izskanēja tradicionālais interešu izglītības pulciņu atskaites koncerts. Šogad koncertu papildināja smilšu kino Krāsainā

Atskaites koncerts 25.aprīlī izskanēja tradicionālais interešu izglītības pulciņu atskaites koncerts. Šogad koncertu papildināja smilšu kino Krāsainā Atskaites koncerts 25.aprīlī izskanēja tradicionālais interešu izglītības pulciņu atskaites koncerts. Šogad koncertu papildināja smilšu kino Krāsainā saruna, māksliniece Guna Miķelsone. Sakrālās mūzikas

Sīkāk

Par Kredītu reģistra gada 4. ceturkšņa datiem Dalībnieki gada 31. decembrī Kredītu reģistrā (tālāk tekstā reģistrs) bija 96 dalībnieki, t.

Par Kredītu reģistra gada 4. ceturkšņa datiem Dalībnieki gada 31. decembrī Kredītu reģistrā (tālāk tekstā reģistrs) bija 96 dalībnieki, t. Par Kredītu reģistra 2018. gada ceturkšņa datiem Dalībnieki 2018. gada 3 decembrī Kredītu reģistrā (tālāk tekstā reģistrs) bija 96 dalībnieki, t.sk. 15 Latvijas Republikā reģistrētu kredītiestāžu, 5 ārvalstu

Sīkāk

Alkohola lietošanas ietekme uz latviešu dabisko pieaugumu Biedrība «Latvietis» Rīga 2009

Alkohola lietošanas ietekme uz latviešu dabisko pieaugumu Biedrība «Latvietis» Rīga 2009 Alkohola lietošanas ietekme uz latviešu dabisko pieaugumu Biedrība «Latvietis» Rīga 2009 Satura rādītājs Anotācija...3 Projekta mērķi...3 1. Statistikas dati...3 2. Informācijas analize...7 2.1. Alkohola

Sīkāk

Slide 1

Slide 1 Pētījums Augstas pretestības plāno rezistīvo slāņu pēcapstrādes procesu izzināšana Latvijas elektrisko un optisko iekārtu ražošanas nozares kompetences centrs Pārskata periods 1.6.217. 3.11.217. Pētnieciskie

Sīkāk

AS SAF TEHNIKA

AS SAF TEHNIKA SAF Tehnika A/S Konsolidētais starpziņojums Par 2008./2009. finanšu gada 3 mēnešu periodu no 2008. gada 1. jūlija līdz 2008. gada 30. septembrim Saturs Informācija par Mātes uzņēmumu... 3 Akcijas un akcionāri...

Sīkāk

HORIZONTĀLAIS SAULES PULKSTENIS. LUDZA Laukuma rekonstrukcija pie Ludzas novada ēkas Raiņa un Stacijas ielau krustojumā. Stacijas iela 38, Ludza LD -1

HORIZONTĀLAIS SAULES PULKSTENIS. LUDZA Laukuma rekonstrukcija pie Ludzas novada ēkas Raiņa un Stacijas ielau krustojumā. Stacijas iela 38, Ludza LD -1 HORIZONTĀLAIS SAULES PULKSTENIS. LUDZA LD - GRANĪTA BRUĢA RAKSTS SP LAUKUMA IEKLĀŠANA R 00,00 cm 7 2 4 Tianshan red 4 6 2 4 N 4 GRANĪTA TONĀLS SALIKUMS 4 Granīts G 60 6 Granīts G 60 M=:0 PASŪTĪTĀJS: LUDZAS

Sīkāk

Datu lapa Kombinētais automātiskās balansēšanas vārsts AB-PM vārsts DN 10-32, PN 16 Apraksts AB-PM ir kombinēts automātiskās balansēšanas vārsts. Tā k

Datu lapa Kombinētais automātiskās balansēšanas vārsts AB-PM vārsts DN 10-32, PN 16 Apraksts AB-PM ir kombinēts automātiskās balansēšanas vārsts. Tā k Datu lapa Kombinētais automātiskās balansēšanas vārsts AB-PM vārsts DN 10-32, PN 16 Apraksts AB-PM ir kombinēts automātiskās balansēšanas vārsts. Tā kompaktajā vārsta korpusā ir trīs funkcijas: 1. Diferenciālā

Sīkāk

Ģeotelpisko datu infrastruktūras nozīme Viedās pilsētas pārvaldībā Ervins Stūrmanis SIA «Mikrokods» Bismart konference «Vieda pilsētvid

Ģeotelpisko datu infrastruktūras nozīme Viedās pilsētas pārvaldībā Ervins Stūrmanis SIA «Mikrokods» Bismart konference «Vieda pilsētvid Ģeotelpisko datu infrastruktūras nozīme Viedās pilsētas pārvaldībā Ervins Stūrmanis SIA «Mikrokods» ervins@miko.lv Bismart konference «Vieda pilsētvide jeb Smart city» ZRKAC, Svētes 33, Jelgava 15.09.2017

Sīkāk