Payamvdn/NorthPersian_fa_wiki huggingface dataset:
د. فروریزش مغزهٔ داخلی نیز با تبهگنی نوترونی متوقف می شود. این ایست باعث واجهیدن و به بیرون پرت شدن فروکَفت می شود. انرژی این موج شوک گسترش یابنده برای گسیختن مادهٔ ستاره ای و شتابیدن آن به سرعت گریز می شود. این رویداد باعث شکل گیری ابرنواختر می شود. موج شوک و دما و فشار فوق العاده بالا، به سرعت می اِفتالَد (پراکنده می شود). اما به اندازهٔ کافی باقی می ماند تا در دوره ای کوتاه فرایند هستهٔ هَندایش عناصر سنگین تر از آهن اتفاق بیفتد. بسته به جرم آغازین ستاره، باقیماندهٔ ستاره یک ستارهٔ نوترونی یا سیاهچاله را شکل می دهد. به دلیل ساز و کاری که در اصل منجر به انفجار ابرنواختر می شود، آن ها هم ابرنواخترهای مغزه رُمبیده توصیف می شوند. دسته های زیادی از انفجارهای ابرنواختری نوع دو هست که در پی انفجار بر مبنای منحنی نوری شان - نگاره ای از نور در برابر زمان - دسته بندی شده اند. ابرنواخترهای نوع دوم ال، در پی انفجار شیب ثابتی (خطی) برای کاهش نور خود نشان می دهند، در حالی که نوع دوم پی، دوره ای از کاهش نور آهسته تر (مسطح) را در منحنی نورشان بعد از یک کاهش معمول، به نمایش می گذارند. ابرنواخترهای نوع یکم بی و یکم سی نوعی ا
ز ابرنواخترهای مغزه رُمبیده هستند. آن ها به ستاره های سنگینی تعلق دارند که پوشهٔ بیرونی هیدروژنی و (در مورد نوع یکم سی) هلیومی خود را افشانده اند. در نتیجه به نظر می رسد که این عناصر را کم دارند. پیدایش. ستاره هایی که بسیار سنگین تر از خورشید هستند، به شیوه های پیچیده ای فرگشته می شوند. در مغزهٔ ستاره، هیدروژن به هلیوم گداخته می شود. این همجوشی انرژی گرمایی ای آزاد می کند که مغزهٔ خورشید را گرم می کند و فشار بیرونی ای ایجاد می کند که از لایه های خورشید در برابر فروریزش حمایت می کند. به این فرایند تعادل هیدرواستاتیکی (هموگشِ هیدر ایستاییک) یا ستاره ای می گویند. هلیومی که در مغزه تولید شده، همان جا انباشته می شود چرا که دمای مغزه آن قدر نیست که بتواند هلیوم را گداخته کند. سرانجام وقتی هیدروژن درون مغزه مصرف شد، همجوشی کند می شود و گرانش باعث تِرِنگیدن (انقباض) مغزه می شود. این ترنگش دما را به اندازه ای بالا می برد تا فاز کوتاهتری از همجوشی هلیوم راه بیفتد که برای کمتر از ۱۰ درصد عمر کلی ستاره ادامه خواهد داشت. در ستاره هایی با جرم کمتر از ۸ برابر جرم خورشیدی، کربن تولید شده از همجوشی هلیوم، گداخته نمی شود و ستا
ره رفته رفته خنک می شود تا به یک کوتولهٔ سفید تبدیل شود. اگر کوتوله های سفید همدمی داشته باشند، ممکن است به ابرنواختر نوع یکم ای تبدیل شوند. با این وجود، یک ستارهٔ خیلی بزرگتر، به اندازهٔ کافی سنگین هست تا فشارها و دماهای لازم برای گداخت کربن در مغزه را ایجاد کند. گداخت کربن وقتی اتفاق می افتد که در پایان مرحلهٔ هلیوم سوزی، ستاره می تِرنگد. همین طور که هسته های اتمی سنگین تر به طور فزابنده ای در مرکز ساخته می شود، مغزهٔ این ستاره های سنگین مثل پیاز لایه لایه می شود. ترتیب این لایه به این شکل است: بیرونی ترین لایه گاز هیدروژن، لایه ای از هیدروژنی که به هلیوم گداخته می شود را احاطه کرده است، خودش، لایه ای از هلیوم در حال گداخت به کربن با فراروندِ آلفایِ سه تایی را احاطه کرده است و این لایه، لایه هایی که به طور فزاینده به عناصر سنگین تر گداخته می شوند را دربر گرفته است. همچنان که ستاره ای به این سنگینی فرگشت می کند، دستخوش تکرار این مراحل می شود تا جایی که گداخت در مغزه متوقف شود و مغزه فرو می ریزد تا دما و فشار لازم برای شروع مرحلهٔ بعدی گداخت کافی باشد و دوباره فروریزش را متوقف کند. فروریزش مغزه. عاملی که این
فراروند را محدود می کند، مقدار انرژی ای است که با گداخت آزاد می کند که به انرژی بندش بستگی دارد: انرژی ای که این هسته های اتمی را کنار هم نگه می دارد. هر مرحله اضافی هسته های سنگین تری می سازد که هنگام گداخت، انرژی به مراتب کمتری آزاد می کند. به علاوه، از کربن سوزی به بعد، هدررفت انرژی به دلیل تولید نوترینو قابل توجه می شود. این روند تا تولید نیکل-۵۶ ادامه پیدا می کند. روندی که در چند ماه با تلاشی رادیواکتیوی به کبالت-۵۶ و بعد آهن-۵۶ می انجامد. از آن جا که آهن و نیکل بالاترین انرژی بَندِش بر هسته را بین تمام عناصر دارند، دیگر در مغزه، گداخت نمی تواند انرژی تولید کند و یک مغزهٔ آهنی-نیکلی رشد می کند. این مغزه زیر فشار گرانشی سترگی قرار دارد. از آن جا که دیگر گداختی اتفاق نمی افتد، دمای ستاره را افزایش دهد، تنها چیزی که می تواند در مقابل رمبش ستاره بایستد، فشار تبهگنی الکترون هاست. در این حالت، ماده آن قدر چگال است که برای همپَکِش (به هم فشردگی) بیش تر، لازم است الکترون ها ترازهای انرژی یکسانی را اشغال کنند. اما چنین حالتی برای فرمیون های همسان، بنابر پدیده ای به نام اصل طرد پائولی ممنوع است. وقتی جرم مغزه از ح
د چاندراسکار که حدود ۱٫۴ ☉M است، فراتر باشد، فشار تبهگنی دیگر توان مقابله با رمبش را ندارد و رمبشی فاجعه بار (نگونزار) را در پی خواهد داشت. بخش های بیرونی مغزه هنگام رمبیدن به سمت مرکز، به سرعت هایی تا ۷۰٬۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه (۲۳ درصد سرعت نور) می رسند. مغزه ای که به سرعت درهم کشیده شده، داغ می شود و پرتوهای پرانرژی گاما تولید می کند. این پرتوها هسته های آهن را با فروپاشی نوری به هسته هلیوم و نوترون های آزاد متلاشی می کند. همچنان که چگالی مغزه افزایش می یابد، شرایط ادغام برای الکترون ها و پروتون ها با معکوس واپاشی بتا مناسب می شود. در این فراروند نوترون ها و ذرات بنیادینی به اسم نوترینو ساخته می شود. از آن جا که نوترینوها به ندرت با مادهٔ معمولی برهمکنش دارند، می توانند از مغزه فرار کنند. آن ها با خود انرژی را به بیرون می برند و باعث شتاب بیش تر رمبیدگی می شوند. کل این اتفاق در مقیاسی از مرتبهٔ هزارم ثانیه اتفاق می افتد. همین طور که مغزه از لایه های بیرونی جدا می شود، برخی از این نوترینوها جذب لایه های بیرونی ستاره می شوند و انفجار ابرنواختری شروع می شود. در ابرنواخترهای نوع دو، دو عامل سرانجام این رمبش را مت
وقف می کنند: برهمکنش های دفعیِ کوتاه بردِ نوترون به نوترون که به واسطهٔ نیروی هسته ای قوی ایجاد می شود و در کنار آن، فشار تبهگنی نوترون ها در چگالی ای که با چگالی هستهٔ یک اتم قابل مقایسه است. وقتی رمبش متوقف شد، مادهٔ در حال فروریزش می واجهد و موج شوکی ایجاد می کند که به بیرون پخش می شود. انرژی ناشی از این شوک، عناصر سنگین درون مغزه را جدا می کند. این اتفاق، باعث افت انرژی شوک می شود و می تواند انفجار درون مغزهٔ بیرونی را متوقف کند. مغزهٔ رمبیده شده چنان چگال و پر انرژی است که فقط نوترینوها می توانند از آن بگریزند. همچنان که پروتون ها و الکترون ها در فراروند گیراُفت الکترون ترکیب می شوند تا نوترون شکل بگیرد، یک نوترینوی الکترونی ساخته می شود. در ابرنواختر نوع دو معمول (گونه وار)، مغزهٔ نوترونی تازه شکل گرفته دمای آغازینی در حدود ۱۰۰ میلیارد کلوین دارد، ۱۰ به توان ۴ برابر دمای مغزهٔ خورشید دارد. برای تشکیل یک ستارهٔ نوترونی پایدار، بیش تر این انرژی گرمایی باید افشانده شود، در غیر این صورت، ممکن است نوترون ها کاملاً «جوشیده و تبخیر» شوند. این کار با آزادسازی نوترینوهای بیش تری انجام می شود. این نوترینوهای گرما
یی به شکل جفت های نوترینو-پادنوترینو در تمام چاشنی ها شکل می گیرند. تعداد این نوترینوها چندین برابر نوترینوهایی است که به دلیل گیراُفت الکترونی ایجاد شده اند. دو ساز و کاری که نوترینو تولید می کنند، انرژی پتانسیل گرانشیِ ناشی از رمبش را به یک انفجار نوترینوییِ ده ثانیه ای تبدیل می کنند. این تبدیل باعث آزاد شدن حدود ۱۰ به توان ۴۶ ژول انرژی (۱۰۰ فو) می شود. در فرایندی که هنوز به درستی درک نشده است، شوک متوقف شده، حدود یک درصدِ انرژی آزاد شده، یعنی یا ده به توان ۴۴ ژول (۱ فو)، که به شکل نوترینوهاست را دوباره جذب می کند و انفجاری ابرنواختری می سازد. نوترینوهایی که یک ابرنواختر آزاد می کند در ابرنواختر ۱۹۸۷ ای رصد شده اند و این باعث شد تا اخترفیزیکدان ها به این نتیجه برسند که تصویر کلی رمبش مغزه در اساس درست است. ابزارهای درون آبِ رصدخانه کامیوکانده دو و آشکارساز آی ام بی پادنوترینوهای منطقهٔ گرمایی را آشکار کردند، در حالی که رصدخانه نوترینوی بکسن با ابزار آشکارساز نوترینوی گالیوم-۷۱، نوترینوهایی (عدد لپتونی = ۱) را آشکار کرد که یا از منطقهٔ گرمایی بودند یا منطقهٔ گیراُفت الکترونی. وقتی ستارهٔ نمونه کمتر از حدود ۲
۰ ☉M باشد - بسته به قدرت انفجار و میزان ماده ای که بر می گردد - باقیماندهٔ تباهیدهٔ مغزهٔ رمبیده شده، یک ستارهٔ نوترونی خواهد بود. در جرم های بیش تر از این مقدار، باقی مانده به شکل یک سیاهچاله می رمبد. جرم حدیِ نظری برای این نوع سناریوی مغزهٔ رمبیده حدود ۴۰ تا ۵۰ ☉M است. تصور می شود که برای ستاره های سنگین تر از این مقدار جرم، ستاره بدون انفجار ابرنواختری و به طور مستقیم به سیاهچاله تبدیل می شود. هر چند عدم قطعیت در مدل های رمبش ابرنواختری، محاسبهٔ این حدها را نادقیق می کند. مدل های نظری. نظریهٔ مدل استاندارد برای فیزیک ذرات، نظریه ای است که در آن سه تا از چهار برهمکنش بنیادی شناخته شدهٔ بین ذرات بنیادی را توضیح می دهد. این برهمکنش ها باعث ایجاد تمام ماده می شوند. به کمک این نظریه می توان پیش بینی کرد که تحت بسیاری از شرایط، ذرات چطور برهمکنش نشان خواهند داد. در ابرنواختر به طور معمول انرژی بر هر ذره، حدود یک تا یکصد و پنجاه پیکوژول (از ده ها تا صدها MeV) است. انرژی بر ذرهٔ دخیل در یک ابرنواختر به اندازهٔ کافی کوچک هست که پیش بینی های ناشی از مدل استاندارد ذرات، به طور کلی تا اندازهٔ خوبی درست باشد. اما ممکن
است چگالی های بالا نیازمند تصحیح هایی در مدل استاندارد باشند. به طور مشخص، شتاب دهنده های ذرات زمینی می توانند برهمکنش هایی بین ذرات ایجاد کنند که بسیار پرانرژی تر از مرتبه ای است که در ابرنواخترها پیدا شده است. اما در این آزمایش ها، ذرات انفرادی با ذرات انفرادی برهمکنش دارند و به نظر می رسد که چگالی های بالای درون ابرنواخترها تأثیرات بدیعی ایجاد خواهند کرد. در ابرنواخترها برهمکنش بین نوترینوها و دیگر ذرات، به وسیلهٔ نیروی هسته ای ضعیف انجام می شود، که گمان می رود به خوبی فهمیده شده است. با این حال، در برهمکنش بین پروتون ها و نوترون ها، نیروی هسته ای قوی دخیل است که به مراتب کمتر فهمیده شده است. بزرگ ترین معمای حل نشده دربارهٔ ابرنواخترهای نوع دوم این است که به درستی نمی دانیم چطور انفجار نوترینوها انرژی اش را به باقی ستاره منتقل می کند و با ایجاد موجِ شوک، باعث انفجار ستاره می شود. می دانیم که برای انفجار فقط به انتقال یک درصد این انرژی احتیاج است، اما توضیح چگونگی این انقال به سختی قابل اثبات هست، ولو با این باور که برهمکنش میان ذرات دخیل در آن به خوبی فهمیده شده باشد. در دههٔ ۱۳۷۰ خورشیدی (۱۹۹۰ میلادی) یک
مدل برای توجیه این مسئله، سرنگونی همرفتی را دخیل می کرد، که پیشنهاد می داد همرفتی، چه از سوی نوترینوها از زیر یا مادهٔ در حال ریزش از بالا، فرایند نابودی ستارهٔ اولیه را کامل می کند. در طول این انفجار، با گیراُفت نوترینوها عناصر سنگین تر از آهن شکل می گیرند و از فشاری که نوترینوها به کرانهٔ «نوترینو سپهر» وارد می کنند، بذر عنصرهای سنگین را به شکل ابری از گاز و غبار در فضای اطراف ستاره می افشانند. عنصرهایی که از مواد تشکیل دهندهٔ ستارهٔ اصلی سنگین تر هستند. فیزیک نوترینو که مدل استاندارد آن را برساخته است، در شناخت این فرایند وضع ناخوشایندی دارد. دیگر محدودهٔ ناخوشایند در این بررسی، هیدرودینامیکِ پلاسمایی است که ستارهٔ در حال مرگ را ساخته است؛ پلاسما دزمانی که فروریزش مغزه معلوم شد، چطور رفتار می کند، موج شوک چطور و چه وقت شکل می گیرد و چطور و چه وقت «متوقف» می شود و دوباره نیرو می گیرد. در واقع برخی از مدل های نظری یک ناپایداری هیدرودینامیکی ایجاد کرده اند که به «ناپایداری در شوک ایستادهٔ افزایشی» معروف است. این ناپایداری به صورت نتیجهٔ اختلال های غیرکروی نوسانیِ شوک متوقف شده می آید و در نتیجه شکلش را تغییر
می دهد. اغلب در شبیه سازی های کامپیوتری از SASI به همراه نظریه های نوترینو استفاده می شود تا به شوک متوقف شده، انرژی دوباره بدهند. شبیه سازی های کامپیوتری در محاسبهٔ رفتار ابرنواخترهای نوع دو، بعد از تشکیل موج شوک بسیار موفق بوده اند. اخترفیزیکدان ها توانسته اند با نادیده گرفتن نخستین ثانیهٔ انفجار و فرض اینکه انفجار شروع شده است، پیش بینی های دقیقی در مورد عناصری که ابرنواختر می سازد و منحنی نوری مورد انتظار از ابرنواختر انجام دهند. منحنی های نوری برای ابرنواخترهای نوع دوم ال و نوع دوم پی. وقتی که طیف یک ابرنواختر نوع دو آزموده شد، به طور معمول خطوط جذبی بالمر را نشان می دهد - تراوش کاسته شده در بسامدهای شاخصی که اتم های هیدروژن انرژی را جذب کرده اند. از حضور این خطوط استفاده می شود تا این نوع از ابرنواخترها از ابرنواخترهای نوع یکم ای تمیز داده شوند. وقتی درخشش یک ابرنواختر نوع دو در بازه ای از زمان روی نمودار برود، یک صعود مشخص به اوج روشنایی و در پی آن یک نزول را نشان می دهد. این منحنی های نوری به طور میانگین نرخ نزولی ۰٫۰۰۸ قدر در روز را دارند؛ بسیار کمتر از نرخ نزول ابرنواخترهای نوع یکم ای. ابرنواخترهای
نوع دوم بسته به شکل منحنی نوری شان به دو زیر دسته تقسیم می شوند. منحنی نوری یک ابرنواختر نوع دوم ال، یک نزول ثابت (خطی) را بعد از اوج روشنایی نمایش می دهند. در مقابل، منحنی نور یک ابرنواختر نوع دوم پی، در زمان نزول، امتداد مشخص مسطحی دارد (به فلات معروف است) که نمایانگر دوره ای است که درخشندگی با نرخ کمتری ضعیف می شود. نرخ خالص ضعیف شدن درخشندگی کمتر است، ۰٫۰۰۷۵ قدر در روز برای نوع دوم پی، در مقایسه با ۰٫۰۱۲ قدر در روز برای نوع دوم ال. تصور می شود تفاوت در شکل منحنی نوری در مورد ابرنواخترهای نوع دوم ال، به دلیل انفجار بیش تر هیدروژنی باشد که ستارهٔ آغازین را دربرگرفته است. حالت فلاتی در منحنی نوری ابرنواخترهای نوع دوم پی به دلیل تغییری در کدری لایهٔ خارجی است. موجِ شوک هیدروژن را در پوشهٔ بیرونی یونیزه می کند - که باعث افزایش چشمگیر کدری می شود. این کدری از فرار فوتون ها از لایه های درونی انفجار جلوگیری می کند. وقتی هیدروژن به اندازهٔ کافی خنک شود که بتواند دوباره ترکیب شود، لایهٔ بیرونی شفاف می شود. ابرنواخترهای نوع دوم ان. حرف n در این رده بندی نمایانگر باریک یا (narrow) است، که به معنی حضور خطوط تابشی باری
ک یا متوسط در طیف این نوع ابرنواخترها است. در مورد دلیل وجود خطوط تابشی متوسط، پرتابه ناشی از انفجار ممکن است با گاز اطراف ستاره - مادهٔ پیراستاره ای - به شدت برهمکنش داشته باشد. با این وجود، چگالی مادهٔ پیراستاره ای مورد نیاز برای توضیح دادن ویژگی های رصد شده، بسیار بیشتر از آنی است که بنابر نظریه استانداردِ فرگشت ستاره ای انتظار می رود. اغلب فرض می شود که این چگالی بالای مادهٔ پیراستاره ای به دلیل نرخ بالای از دست دادن جرم در نمونه های ابرنواختری نوع دوم ان باشد. تخمین ها برای نرخ از دست دادن جرم، به طور معمول بیش تر از یک هزارم جرم خورشیدی در سال است. نشانه هایی وجود دارد که این مواد پیراستاره ای همانند ستاره های متغیر آبی درخشان، که جرم زیادی قبل از منفجر شدن از دست می دهند، از ستاره ها سرچشمه گرفته باشند. اس ان ۱۹۹۸ اس و اس ان ۲۰۰۵ جی ال نمونه هایی از ابرنواخترهای نوع دوم ان هستند؛ اس ان ۲۰۰۶ جی وای، ابرنواختری به شدت پرانرژی است که شاید یک نمونهٔ دیگر باشد. ابرنواخترهای نوع دوم بی. یک ابرنواختر نوع دوم بی در طیف اولیه خود خطوط هیدروژن ضعیفی دارد و به همین دلیل هم به عنوان نوع دو دسته بندی شده است. با ای
ن حال، در مراحل بعدی دیگر نمی توان تابش هیدروژنی را آشکارسازی کرد و قله دومی نیز در منحنی نورش پدید می آید که باعث می شود طیفش بیشتر یادآور یک ابرنواختر نوع یکم بی باشد. ستارهٔ آغازین می تواند یک ستارهٔ سنگین بوده باشد که بیش تر لایه های بیرونی اش را به بیرون پرتاب کرده است، یا از آن هایی که بیشتر پوشش هیدروژنی اش را در برهمکنش با یک همدم در سامانه ای دوتایی از دست داده باشد و مغزه ای برجای مانده باشد که تقریباً به طور کامل فقط از هلیوم ساخته شده است. وقتی پرتابهٔ یک ابرنواختر نوع دوم بی گسترش می یابد، لایهٔ هیدروژنی به سرعت شفافیت بیشتری پیدا می کند و لایه های درونی را آشکار می سازد. نمونهٔ کلاسیک یک ابرنواختر نوع دوم بی، ابرنواختر ۱۹۹۳جِی و نمونهٔ دیگرش ذات الکرسی آ است. نخستین بار در سال ۱۳۶۵ خورشیدی (۱۹۸۷ میلادی) ووسلی (به انگلیسی: Woosley) و همکاران، دستهٔ دوم بی را (به عنوان یک مفهوم نظری) معرفی کردند و خیلی زود این دسته برای اس ان ۱۹۸۷کی و اس ان ۱۹۹۳جی به کار گرفته شد. فرانواختر. فرانواخترها گونهٔ نادری از ابرنواختر هستند که در اصل بسیار پرنورتر و پرانرژی تر از ابرنواخترهای استاندارد هستند. نمونه هایش
۱۹۹۸ ای اف (نوع یکم سی) و ۱۹۹۷ سی وای (نوع دوم ان) هستند. بیشتر از یک نوع رویداد باعث ایجاد فرانواخترها می شود: فوران های نسبیتی به هنگام شکل گیری سیاهچاله که ناشی از فروریزش مواد به درون مغزهٔ نوترونی ستاره است، مدل رُمب اختر؛ برهمکنش با یک پوشهٔ چگال مواد پیراستاره ای، مدل سی اس ام؛ ابرنواخترهای جفت ناپایدار با بالاترین جرم؛ احتمالات دیگری مثل مدل ستارهٔ کوارکی و دوتایی.
فرانچسکو پریماتیچو ،(زاده ۳۰ آوریل ۱۵۰۴ – درگذشته ۱۵۷۰) نقاشِ تکلف گرا،معمار و مجسمه ساز ایتالیایی بود که بیشتر دوران کاری اش را در فرانسه گذراند.
ابرنواخترهای نوع یکم بی و یکم سی در دستهٔ ابرنواخترهایی قرار می گیرد که به دلیل رُمبش مغزهٔ ستاره های سنگین ایجاد می شوند. این ستاره ها پوشهٔ بیرونی هیدروژنی خود را افشانده یا از بین برده اند و در مقایسه با طیف ابرنواختر نوع یکم ای، خطوط جذبی سیلیکون را کم دارند. چنین انگاشته می شود که در مقایسه با نوع یکم بی، ابرنواخترهای نوع یکم سی، مقدار بیش تری از پوشهٔ آغازین خود را از دست داده باشند که شامل بیش تر هلیوم شان هم می شود. معمولاً از این دو نوع به عنوان ابرنواخترهای مغزه رُمبیدهٔ لخت یاد می شود. طیف. وقتی یک ابرنواختر رصد (نپاهیده) شد، می توان آن را بنابر رویهٔ مینکوفسکی-تسوئیکی دسته بندی کرد. این دسته (کتاگر) بر مبنای خطوط جذبی ای است که در طیفش نمایان می شود. یک ابرنواختر ابتدا بر مبنای این که نوع یک هست یا نوع دو دسته بندی می شود، بعد بر مبنای ویژگی های مشخص تری زیر-کتاگُریده می شود.
فضای فقط زنانه جایی است که فقط زنان اجازه ورود دارند و در چنین مکان هایی با مردان ارتباط برقرار نمی کنند. از گذشته در همه جهان و در بیشتر فرهنگ ها، اشکالی از جداسازی مونث دیده می شده است و در بسیاری هنوز هم دیده می شود. هدف و پیش زمینه. فضای فقط زنانه یک شکل از تفکیک جنسی است و کارهایی مثل دستشویی زنانه، ماشین با مسافر فقط زن، پارکینگ زنانه را می توان به هر دوی اصطلاح های فوق نسبت داد. تاریخچه. در کشورهای انگلیسی زبان، موج اول فمینیسم که به چیزهایی مثل حق رأی و آموزش مربوط می شد، انگیزه هایی را برای توسعه امکانات زنان فراهم کرد. مثال ها. دستشویی. در بیشتر کشورها دستشویی ها را تفکیک جنسی می کنند. اتاق شیردهی. اتاق شیردهی یک پدیده مدرن است که بیشتر در آمریکا دیده می شود. زمین. در کنیا یک روستا به نام Umoja را به زنان اختصاص داده اند. مکان شستشو. مکان های شستشو مثل حمام ترکی تفکیک شده هستند. مکان های مذهبی. در چین مسجد زنانه وجود دارد.
بارونِس تِرِزه فون دروسدیک ، با نام اصلیِ تِرِزه مالفاتی (آلمانی: Therese Malfatti) (زادهٔ ۱ ژانویهٔ ۱۷۹۲ – درگذشتهٔ ۲۷ آوریل ۱۸۵۷) موسیقی دان، نوازندهٔ پیانو، و آهنگساز اهل اتریش با تبارِ ایتالیایی بود. او از دوستان نزدیکِ لودویگ فان بتهوون بود، و احتمال می رود که بتهوون اثر معروف برای الیزه را به خاطر او تصنیف کرده باشد. ترزه دختر تاجری ثروتمند به نام یاکوب فریدریش مالفاتی (به آلمانی: Yacob Friedrich Malfatti؛ ۱۷۶۹–۱۸۲۹) بود.
اوا مارکس (؛ زادهٔ ) پدیدآور و نویسنده اهل اتریش بازمانده هولوکاست و همسر استان مارکس است. زندگی نامه. اوا مارکس در وین متولد شد. با پیوستن اتریش به آلمان نازی با امید گرفتن ویزا برای آمریکا به کشور لتونی فرار کرد. پس از تهاجم آلمان به روسیه در سال ۱۹۴۱، او و خانواده اش توسط روس ها به یک اردوگاه کار اجباری زندانیان در مناطق دوردست سیبری منتقل شدند و پس از آن به یک کشور دیگر و در سال ۱۹۴۳ به قزاقستان منتقل شد. او پس از آزادی در سال ۱۹۴۷ زندگی جدیدی رادر ملبورن آغاز کرد. اوا داستان زندگی اش را در کتاب خود با نام «زندگی چهل تکه» (Patchwork Life) به رشته تحریر درآورد. برای چندین دهه او در طول جنگ جهانی دوم در اروپا و اتحاد جماهیر شوروی سوسیالیستی سخنرانی کرد و تجربیات خود و تجارب یهودیان را منتقل کرد، به عنوان مثال صحبت با رادیو ملی استرالیا ABC در پخش عمومی یا حضور در جشنواره بین المللی هنر ملبورن در سال ۲۰۰۹. او برای اولین بار در سال ۱۹۵۲ در یک کانال رادیویی در کانادا به طور عمومی در مورد تجربیات خود از جنگ صحبت کرد. اوا برای ۱۷ سال به طور داوطلب برای موزه و مرکز تحقیقاتی هولوکاست یهودی در ملبورن کار کرد و برای
۱۸ ماه در موزه یهودیان استرالیا خدمت کرد و برای سه ساله نیز خزانه دار مرکز دوستان هولوکاست بود. علاوه بر این، او عضو مؤسس فدراسیون جهانی کودکان بازمانده از هولوکاست شعبه ملبورن بود. در۲۸ اکتبر، ۲۰۱۰، به اوا مارکس جایزه یادبود هولوکاست اتریش اهدا شد. آثار. کتاب «زندگی چهل تکه» (Patchwork Life) ۲۰۰۲
ادبیات شیعی شاخه ای از ادبیات دینی اسلامی است. که درون مایهٔ آن بیان مناقب و فضایل اهل بیت پیامبر اسلام است. این ادبیات در حوزهٔ زبان های عربی، فارسی و ترکی آذربایجانی شکل گرفته و رواج یافته است. با وجود تفاوت شرایط سیاسی، اجتماعی و فرهنگی زبان های عربی و فارسی، اما شاعران شیعی هر کدام در طول زمان گاه به شیوه ای یکسان رفتار کرده اند، به گونه ای که شباهت میان شعر شیعی این دو زبان پیش آمده است. شعر شیعی عربی. شعر شیعی از صدر اسلام و با سرودهٔ عربی حسان بن ثابت در روز غدیر خم آغاز شد. پس از آن، قصیدهٔ حجر بن عدی در ستایش علی بن ابی طالب، دارای سبک و بیان زیبا، اما معنا و عاطفهٔ سطح پایین تر و ساده تری است و عقاید شیعه در آن نمودی کلی دارد و ازاین رو نمی توان آن را شعری شیعی به شمار آورد. مضامین شعر شیعی عربی در دوران خلفای راشدین و آغاز خلافت امویان، مسئلهٔ ولایت علی بن ابی طالب و ماجرای غدیر خم، ماجرای سقیفه و خشم و اندوه در قالب های هجو، مدح و رثاست. عاشورا از دیگر مضامینی است که شعر شیعی را به مرحلهٔ تازه ای وارد و در آن تحول بزرگی ایجاد کرد. کمیت بن زید اسدی از شاعران شیعی روزگار اموی، روش تازه ای را در شعر
شیعی به وجود آورد، به گونه ای که با به کاربردن استدلال، سبک احتجاج را بنیان گذاری کرد. مهم ترین ویژگی شعر شیعی این دوران، سیاسی بودن آن است. برخی دیگر از ویژگی های آن عبارتند از: ۱. انعکاس سیاست دینی، ۲. سوز و حرارت احساس، ۳. تناسب اسلوب با انگیزهٔ سرودن. شعر شیعی در روزگار عباسیان به مرحلهٔ تازه ای وارد شد، به گونه ای که مضمون شعر از استدلال بر حقانیت و شایستگی برای خلافت از جهت وراثت و نص، به استدلال بر شایسته تر و محق تر متمرکز شد. شاعران در این روزگار در شعر خود تقیه می کردند. از دیگر ویژگی های شعر این دوران، جنبهٔ تصویری بودن آن است. منصور نمری، ابوتمام، دعبل خزاعی، شریف رضی و مهیار دیلمی از شاعران شیعی عصر عباسی هستند. شعر شیعی فارسی. شعر شیعی فارسی بسیار دیرتر از شعر شیعی عربی و در سدهٔ چهارم هجری آغاز شد. در این هنگام شعر شیعی در حوزهٔ عربی رشد و انسجام یافته بود. شعر شیعی در سدهٔ چهارم و با حمایت آل بویه شکل گرفت. رودکی، کسایی مروزی و فردوسی آغازگر این روند بودند. ناصرخسرو، انوری، سنایی و ابوالمفاخر رازی از دیگران شاعرانی هستند که در اشعار خود مضامین شیعی و فاطمی را وارد کردند. از ویژگی های شعر شیعی
فارسی در سدهٔ چهارم منقبت خوانی و ذکر فضایل و مدایح پیامبر و اهل بیت بود، قوامی رازی نمونه ای از این شاعران است. در این زمان سرایش مرثیه های مذهبی آغاز شد. در سدهٔ هفتم، حساسیت های مذهبی کاسته شد. در این عصر شمار شاعرانی که در منقبت یا رثای اهل بیت شعر سرودند، افزایش یافت، مانند فخرالدین عراقی، سلمان ساوجی، خواجوی کرمانی، حسن کاشی. سرودن قصاید خاص دینی در سدهٔ نهم رایج شد. در سدهٔ دهم و هم زمان با ظهور صفویان، حکومت، علم، فرهنگ و ادب در خدمت تشیع قرار گرفت. عصر صفویه در ایران، دوران طلایی و شکوفایی ادبیات شیعی است که مشهورترین شاعر آن محتشم کاشانی است. بابافغانی شیرازی، اهلی شیرازی، لسانی شیرازی، فضولی بغدادی، وحشی بافقی از دیگر شاعران این دوره هستند. سرایش مراثی به ویژه دربارهٔ عاشورا در این دوران به شدت اوج گرفت. در عصر قاجار برخلاف دوران افشار و زند، شعر شیعی فارسی از نظر کمی بسیار رشد کرد، اما از لحاظ کیفی گرفتار آسیب های پیشین بود. حزین لاهیجی، عاشق اصفهانی، صباحی بیدگلی، نشاط اصفهانی، یغمای جندقی، وصال شیرازی از شاعران برجسته این دوره هستند. شعر شیعی ترکی آذربایجانی. در زمینهٔ ادبیات شیعی، فصلنامهٔ رسم
محتشم به عنوان اولین نشریهٔ تخصصی در این حوزه به صاحب امتیازی حامد نوبخت یگانه تأسیس شده که بر معرفی و بررسی نظم و نثر شیعی در دو زبان فارسی و ترکی تمرکز دارد. انتشارات نوبختیان در عرصه حفظ و نشر آثار ادبی شیعی، با این نشریه به همکاری می پردازد.
عبدالرحمن عزام (؛ زاده: ۸ مارس ۱۸۹۳ – درگذشته: ۲ ژوئن ۱۹۷۶) نخستین دبیرکل اتحادیه کشورهای عربی در اجلاس انشاط در تاریخ ۲۲ مارس ۱۹۴۵ شد و تا سال ۱۹۵۲ در این منصب باقی ماند. او عموی عبدالوهاب محمد حسن عزام است. به او (چه گوارای اعراب) لقب دادند؛ زیرا او در بسیاری از جنگ ها علیه صرب ها در صفوف عثمانی ها و روسیه شرکت کرد. او در جنگ جهانی دوم ارتش متمرکز را تأسیس کرد و اولین جمهوری را در جهان عرب بنام جمهوری طرابلس تأسیس کرد. زندگی نامه. در روستای الشوبک غربی در الجیزه متولد شد و در رشته طب در مصر تحصیل کرد. در جنگ جهانی اول به همراه عثمانی ها جنگید و سپس به لیبی رفت تا در مبارزه با ایتالیایی ها شرکت کند، تا جایی که وی به عنوان مشاور رئیس طرابلس انتخاب شد. نیروهای بهم پیوسته را نیز تشکیل داد و آن ها را رهبری کرد، تا زمانی که وزیر امور خارجه مصر شد. مناصب. در سال ۱۹۲۳ به مصر برگشت. در سال ۱۹۲۴ به پارلمان مصر راه یافت. در سال ۱۹۳۶، ملک فاروق اول او را به عنوان وزیر خارجه و نماینده فوق العاده در پادشاهی مصر منصوب کرد. در سال ۱۹۳۹ وزیر اوقاف در وزارت علی ماهر پاشا (۱۸ اوت ۱۹۳۹–۲۷ ژوئن ۱۹۴۰) شد. در هیئت نمایندگی مصر در
کنفرانس فلسطین در لندن در سال ۱۹۳۹ شرکت کرد. از (۱۵ فوریه ۱۹۴۵–۲۴ فوریه ۱۹۴۵) و (۲۴ فوریه ۱۹۴۵–۱۵ فوریه ۱۹۴۶) یکی از اعضای هیئت مصری بود که منشور اتحادیه کشورهای عربی را پیش نویس کرد. از ۲۲ مارس ۱۹۴۵ تا ۱۹۵۲ دبیرکل لیگ کشورهای عربی شد. پس از آن، او به عربستان سعودی سفر کرد و در سال ۱۹۷۴ به عنوان مشاور در زمینه حل اختلاف بر سر بورییم خدمت کرد. اتحادیه عرب. صاحب ایده ایجاد این سازمان بین المللی و اولین دبیرکل عبدالرحمان عزام بوده است. رابطه عبدالرحمان عزام، با اتحادیه عرب قبل از آغاز به کار آن در سال ۱۹۴۵ و قبل از پایان جنگ جهانی دوم شناخته شده بود. اما کار عزام در اتحادیه عرب نه تنها یک اقدام بوروکراسی سیاسی و دیپلماتیک بود، بلکه همانگونه که برخی از حاکمان عرب می خواستند بود، او بین عمل سیاسی و جهاد در میدان های جنگ تفاوت قائل نمی شد. مخالفان. مخالفان عبدالرحمن عزام نه تنها از اعراب بودند، بلکه بزرگترین و خطرناک ترین مخالفان وی غیر عرب بودند، به خصوص انگلیسی ها و فرانسوی ها بودند. وقتی که او برای اولین بار در سال ۱۹۴۶ از پاریس بازدید کرد و کنفرانس مطبوعاتی برگزار کرد و در مورد مسائل عربی و سیاست اتحادیه عرب ن